Lei de
Hubble e o efeito “Redshift”
A lei de Hubble determina a velocidade de afastamento de uma galáxia em relação à Via Láctea a partir da distância estimada dessa galáxia. Após o Big Bang, as galáxias foram sendo formadas ao mesmo tempo em que se afastavam umas das outras, tornando o universo algo cada vez maior.
Depois de analisar o comportamento de estrelas denominadas “Cefeidas” e da galáxia Andrômeda por meio de imagens capturadas pelo telescópio , Edwin Hubble determinou a distância estimada entre Andrômeda e outras galáxias. Ao comparar as distâncias entre as galáxias e suas velocidades de afastamento, o astrônomo percebeu que as galáxias mais distantes estavam afastando-se com velocidade maior.
O Efeito
"redshift" (em português "desvio para o vermelho") é uma
medida para a velocidade relativa a nós mesmo tendo em vista um determinado
objeto. Devido à invariância da velocidade da luz no vácuo e
admitindo um emissor e um receptor em repouso relativo, um raio de luz é
captado como uma cor padrão em
função de sua frequência. Na descrição
ondulatória, o período (inverso da frequência da luz) é definido pelo intervalo
de tempo medido entre duas cristas consecutivas da onda. Quando o emissor e o observador estão
em repouso relativo, ambos medem a mesma frequência.
Para um objeto
astronômico que produz linhas espectrais, podemos comparar o espectro observado
com o obtido em laboratório (repouso) na Terra e assim determinar o redshift e,
portanto, sua velocidade.
O Efeito "redshift" (em português "desvio para o vermelho") é uma medida para a velocidade relativa a nós mesmo tendo em vista um determinado objeto. Devido à invariância da velocidade da luz no vácuo e admitindo um emissor e um receptor em repouso relativo, um raio de luz é captado como uma cor padrão em função de sua frequência. Na descrição ondulatória, o período (inverso da frequência da luz) é definido pelo intervalo de tempo medido entre duas cristas consecutivas da onda. Quando o emissor e o observador estão em repouso relativo, ambos medem a mesma frequência.
Se o
emissor (fonte de luz) se move na direção do receptor, o intervalo de tempo que o receptor mede entre duas cristas consecutivas
será inferior ao medido pelo emissor, logo o receptor observa um desvio para a
gama de cores de mais elevada frequência (desvio para o azul no espectro). Se o
emissor (fonte) se afasta do receptor observador, o intervalo de tempo que este
mede entre duas cristas consecutivas aumenta, observando um desvio para a gama
de cores de mais baixa frequência (desvio para o vermelho no espectro).
Ø REFERÊNCIAS:
http://mundoeducacao.bol.uol.com.br/fisica/lei-hubble.htm
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ASTROBIOLOGIA
A astrobiologia trata-se do estudo sobre a origem,
evolução, distribuição e o futuro da vida na Terra e no Universo. Este campo
interdisciplinar inclui a busca de ambientes habitáveis dentro e fora do nosso
Sistema Solar, a busca de evidências da química pré-biótica, laboratórios e
pesquisas de campo sobre as origens e evolução inicial da vida na Terra, e
estudos relacionados ao potencial de vida na Terra e no espaço. Portanto, o
principal objetivo da Astrobiologia é saber se há vida fora do planeta Terra,
quais suas principais características, qual sua origem e onde está presente.
A possibilidade de existência de vida fora da Terra
é muito grande, e levando em consideração que as leis da Física e da Química ambas
são as mesmas em qualquer lugar do universo, os pesquisadores buscam através da
astrobiologia entender como a vida pode sim surgir em outros lugares, e para
isso este ramo de estudo
utiliza como modelo de vida os microrganismos, pois possui grande resistência a
diversos tipos de ambientes, e como a Via Láctea possui 200
bilhões de estrela aproximadamente, ou seja, cerca de 20% com sistemas
planetários e luas, os números são ridiculamente grandes e reforça a ideia de
que é possível existir vida fora da Terra e quiçá em ambientes diferentes
fisicamente e quimicamente desse Planeta.
Ø REFERÊNCIAS:
· http://biologo.com.br/bio/astrobiologia-a-vida-fora-da-terra/
·http://expresso.sapo.pt/sociedade/nasa-prova-existencia-de-vida-fora-da-terra=f636157
·https://www.terra.com.br/noticias/ciencia/conheca-a-astrobiologia-a-ciencia-que-busca-vida-extraterrestre
______________________________________________________GALÁXIA
Definição de Galáxia:
O conceito de galáxia provém do latim galáxias que, por sua vez, deriva de um termo grego. De acordo com o Dicionário da Língua Portuguesa da Porto Editora, uma galáxia é um conjunto de grande dimensão constituído por uma quantidade variável de estrelas, planetas, poeira interestelar, gases e partículas. As galáxias são gigantescos sistemas formados por bilhões de estrelas. Algumas contêm grande quantidade de gás e poeira, formando estruturas de braços espirais, onde novas estrelas são formadas. O diâmetro típico das galáxias, como a nossa Via-Láctea, é de 100.000 Anos Luz. Dentro das galáxias existem várias subestruturas, como as nebulosas, os cúmulos estelares e os sistemas estelares múltiplos. Desde a Terra, todas as estrelas que são visíveis a olho nu pertencem à nossa própria galáxia, isto é, à Via Láctea. s estrelas que fazem parte de uma galáxia mantêm uma interação gravitacional e orbitam em torno de um centro comum (no caso da Via Láctea, o centro é o sol). O espaço intergaláctico é formado por um gás que apresenta uma densidade média inferior ao átomo por metro cúbico. Em geral, as galáxias têm diversos aglomerados chamados cúmulos que, por sua vez, podem formar outros aglomerados maiores (supercúmulos). A descoberta das galáxias como sistemas exteriores à Via Láctea aconteceu em 1923, como consequência das pesquisas realizadas por Edwin Hubble com a galáxia de Andrômeda, utilizando o telescópio de 2.5 metros de Mount Wilson, Califórnia, Estados Unidos. Anteriormente todos os objetos extensos, galáxias, aglomerados estelares, nebulosas planetárias eram classificadas como nebulosas. Hubble classificou as galáxias de acordo com a sua forma em três tipos básicos: espirais, elípticas e irregulares.
Modelos de Galáxias: As galáxias podem apresentar variadas formas. Posto isto, destacam-se:
- As galáxias irregulares: Que mostram perturbações criadas pela ativação gravitacional das galáxias vizinhas. Dessa maneira, as galáxias irregulares são tipos de galáxia que apresentam uma estrutura morfológica desordenada ou caótica, ou seja, não possuem formas elípticas ou espirais, mas sim forma indefinida. Geralmente esse tipo de galáxia tem uma grande quantidade de estrelas recém-nascidas e continuam a proliferar novas estrelas estando sempre em intensa atividade. Dificilmente galáxias irregulares possuem grandes dimensões, e mesmo assim as de tamanho avantajado normalmente são resultados de colisões entre duas galáxias. Alguns cientistas acreditam que as galáxias irregulares típicas podem ser a primeira fase de evolução de uma galáxia elíptica ou de uma galáxia em espiral.
- As galáxias elípticas: Com forma de elipse, as galáxias elípticas contêm estrelas velhas numa distribuição esferoidal. Tendem a ser mais comuns em aglomerados e grupos de galáxias, raramente sendo encontradas isoladas. O tipo mais comum de galáxia no Universo é o de anãs elípticas. Há mais de uma dezena de anãs elípticas satélites da Via-Láctea. Galáxias elípticas também podem ser gigantes. As maiores galáxias conhecidas são elípticas situadas nas regiões centrais dos aglomerados de galáxias.
- As galáxias espirais: Com forma circular e braços curvos envoltos em poeira, por exemplo, as galáxias espirais, quando vistas do topo, apresentam uma clara estrutura espiral, assim, as galáxias espirais são assim denominadas devido à sua morfologia, quando vistas de "cima" apresentam uma clara estrutura em espiral em volta de um núcleo. Nos registos surgem como a tipologia de galáxia mais comum. As galáxias em espiral possuem estrelas jovens e velhas, sugerindo que não se formaram a partir de outra galáxia mais antiga ou de um antigo choque entre duas galáxias. No núcleo existe uma predominância de estrelas mais velhas e nos braços verifica-se uma maior atividade de formação estelar. Desta forma, os núcleos das galáxias espirais têm uma tonalidade mais laranja e os braços uma tonalidade mais azul. As galáxias espirais, quando vistas de frente, apresentam uma clara estrutura espiral. Elas possuem um núcleo, um disco, um halo e braços espirais. As galáxias espirais apresentam diferenças entre si principalmente quanto ao tamanho do núcleo e ao grau de desenvolvimento dos braços espirais. Estas galáxias fazem parte de uma categoria chamada galáxias de disco que também inclui as galáxias espiral-barradas.
Referências:
https://conceito.de/galaxia ;
Dicionário da Língua Portuguesa da Porto Editora;
http://www.explicatorium.com/galaxias-irregulares;
https://www.significados.com.br/galaxia;
http://www.explicatorium.com/cfq-7/galaxias-em-espiral.html .
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As Leis de Newton
• Primeira Lei de Newton:
É a chamada lei da inércia. De acordo com ela, os corpos tendem a permanecer em seu estado de equilíbrio, seja em repouso ou em movimento retilíneo uniforme. Por exemplo: você está em pé, dentro de um ônibus que viaja com velocidade constante. De repente, o motorista freia bruscamente e você “vai para frente”. Isso acontece porque você deveria se manter em repouso em relação ao veículo, mas foi tirado dessa condição. Essa lei diz que o corpo só sai de seu estado de equilíbrio caso haja sobre ele uma ou mais forças, de modo que a força resultante seja um número diferente de zero.Se uma partícula estiver submetida à ação de várias forças, mas a soma delas for nula, irá se manter em equilíbrio, ou em repouso, ou em movimento uniforme.
• Segunda Lei de Newton
A segunda das três leis de Newton pode ser descrita da seguinte forma: “a força resultante que atua sobre um corpo é proporcional ao produto da massa pela aceleração por ele adquirida”. Essa é a lei que determina uma equação muito utilizada no contexto físico:
F = m x a
Em que:
F = força
m = massa
a = aceleração
m = massa
a = aceleração
Essa lei está relacionada com a que vimos anteriormente. Ela determina que a força necessária para mudar o estado de movimento de uma partícula depende da massa daquele objeto.
Entre as três leis de Newton, essa é a que mostra que força e massa são grandezas diretamente proporcionais, ou seja, quanto maior for a massa do objeto, maior será a força necessária para mudar o estado de movimento dele. E a partir dessa lei, também podemos deduzir como se calcula o peso de um objeto. Peso não é a mesma coisa que massa, é a força com a qual esse objeto atrai o planeta e é atraído por ele. Nesse caso:
P = m x g
Em que:
P = força peso
m = massa
g = aceleração da gravidade.
P = força peso
m = massa
g = aceleração da gravidade.
• Terceira lei de Newton
Chegamos à última das três leis de Newton, o princípio da ação e ração. O enunciado dessa lei resume perfeitamente o eu significado e as suas aplicações.
As forças que compõem o par de ação e reação são da mesma natureza (de contato ou de campo), não se equilibram e também não se anulam, já que são exercidas sobre corpos diferentes (esse é um detalhe esquecido por muitos estudantes!) e são forças trocadas entre os corpos.
Essa é a lei mais comum no nosso cotidiano, inclusive, explica o simples movimento de caminhar! Nossos pés exercem uma força sobre o chão e recebem uma força contrária. Isso nos impulsiona.
Referência: https://www.resumoescolar.com.br/fisica/as-tres-leis-de-newton/
As leis de Kepler
O
astrônomo alemão Johannes Kepler (1571-1630), após uma vida de estudos,
deduziu três leis que explicam o
movimento planetário e nos fazem compreender
como o universo é estruturado. As leis de
Kepler podem ser utilizadas para o
estudo do movimento dos planetas ao redor do Sol e do movimento de satélites
naturais e artificiais ao redor de planetas.
A lei das
órbitas diz que a trajetória de planetas ao
redor do Sol ou a trajetória de satélites ao redor de planetas possui formato
elíptico (oval) e o corpo que está sendo orbitado ocupa um
dos focos da elipse.
A primeira lei de Kepler não exclui a
possibilidade de trajetórias circulares, já que a circunferência é um caso particular
de elipse.
No caso da trajetória dos planetas ao
redor do Sol, o ponto em que eles estão mais
próximos da estrela é chamado de periélio, e o
ponto de maior afastamento é denominado de afélio.
·
2ª lei de
Kepler – Lei das áreas:
A segunda
lei de Kepler diz
que a linha que liga o centro do Sol ao centro dos planetas “varre” áreas iguais em intervalos de tempo iguais,
portanto, podemos entender que a taxa de variação da área em função do tempo é
constante para todos os planetas. Isso só pode ser possível se as velocidades de translação dos planetas forem
variáveis, devendo ser maiores na região de periélio e menores na região de
afélio.
·
3ª lei de Kepler – Lei dos períodos:
Em sua terceira
lei, Kepler diz
que o quadrado do período de revolução (T) dos planetas é diretamente
proporcional ao cubo dos raios médios (R) de suas órbitas. Sendo
assim, se tem:
A constante em questão depende da
constante da gravitação
universal (G =
6,7 x 10 – 11 N.m2/kg2) e da massa do corpo que está sendo orbitado. No
caso do Sistema Solar, utilizando o período de revolução dos planetas em anos
terrestres e o raio médio das órbitas em unidades
astronômicas, o valor
da constante para todos os planetas deve ser muito próximo de 1. A tabela
abaixo traz a relação da terceira lei de Kepler e os planetas do Sistema Solar.
Ø REFERÊNCIAS:
http://mundoeducacao.bol.uol.com.br/fisica/leis-kepler.htm
NASA Observatorium. Leis de Kepler. ©1995-1997 BDM Federal, Inc. Todos direitos
reservados. Disponível em http://astro.if.ufrgs.br/Orbit/orbits.htm acesso
em 10.11.2017
_____________________________________________________________________Modelos Astronômicos da Antiguidade
Mais antiga do que qualquer outra ciência da qual se possa falar, a Astronomia nasce no contexto das necessidades de sobrevivência dos povos primitivos. Fenômenos celestes ligados às atividades agrícolas e às estações do ano logo foram percebidos, inclusive na Mesopotâmia e no Egito. Na Pré-História, os homens registravam suas experiências em pedras, cavernas (pinturas rupestres), túmulos, esculturas e megalitos (rochas), sendo que estas fontes foram importantes para os ´arqueoastronomos` constatarem registros astronômicos datando de 50.000 anos atrás. Observações astronômicas por volta do 3º milênio a.C., segundo estudos realizados em várias regiões da Europa, envolviam o conhecimento dos movimentos do Sol, da Lua e das estrelas. Percebeu-se durante observações diurnas e noturnas que o Sol, assim como a Lua, apresentava situações semelhantes. O Sol exibia afastamentos máximos iguais após 365 dias e a Lua apresentava uma trajetória em relação às estrelas, mudando seu aspecto aparente, o que significava as fases da Lua. E viu-se que as estrelas não mudavam suas posições relativas, mas apresentavam-se agrupadas formando constelações.
Não havendo definições específicas para tratar com os astros, sua presença no céu foi identificada com os deuses ou como sendo símbolos de deuses. Este fato torna fácil compreender o que levou os nomes dos planetas do Sistema Solar a receberem os nomes dos antigos deuses gregos. O desenvolvimento da Astronomia se confunde com o surgimento da Astrologia. A observação dos movimentos das estrelas, da Lua e dos planetas eram assumidos como indicadores do destino do homem. Observando o céu, percebia-se que os planetas desenvolviam uma trajetória conhecida como “laçada”, que era quando se deslocavam no sentido oeste-leste ou leste-oeste, havendo alteração de suas posições em relação à Eclíptica (a trajetória solar em um ano). A medida que se passavam as gerações, os povos antigos acumulavam maiores experiências sobre as observações do céu. Povos como os mesopotâmicos, os egípcios, os chineses, os indús e os fenícios, entre outros, são alguns dos quais teriam tido acesso aos conhecimentos dos ancestrais no decorrer do desenvolvimento das civilizações da Europa e da Asia.
Na Mesopotâmia, a Astronomia foi tanto uma ciência observacional como também matemática. Por exemplo, os mesopotâmicos criaram a divisão sexagesimal, que era baseada no número 60. Fizeram a divisão do círculo em 360º, sendo cada grau em 60 minutos e cada minuto em 60 segundos de grau, do que fazemos uso até hoje. Outra invenção dos mesopotâmicos já utilizada antes foi a ´semana`, a qual se propagou muito pelos povos da Antiguidade, também usada até hoje. Na ótica deles, os planetas eram deuses que influenciavam os acontecimentos da Terra. Adoravam a cada planeta (deus), sendo a ordem de sua devoção a partir do dia do Sol a seguinte:
- Sol, o deus mais importante entre os demais, presidindo a 1ª hora;
- Vênus: Presidia a 2ª hora;
- Mercúrio: Presidia a 3ª hora;
- Lua: Presidia a 4ª hora;
- Saturno: Presidia a 5ª hora;
- Júpter: Presidia a 6ª hora;
- Marte: Presidia a 7ª hora;
- Outra vez o Sol.
No dia seguinte, a ordem era passada para um astro adiante, isto é, as horas presididas começavam pela Lua, já que este seria seu dia, e se seguia como na ordem acima, sendo Saturno para a terceira hora, Júpiter para a quarta hora, Marte para a quinta, e assim por diante. O dia que se seguia era de Marte (terceiro), o seguinte de Mercúrio (quarto), e depois de Júpiter (quinto) e seguia-se os de Vênus (sexto) e de Saturno (sétimo). Tais tempos de 7 dias coincidiam-se com as fases da Lua: Lua-Nova, Quarto-Crescente, Lua-Cheia, Quarto-Minguante e outra vez Lua-Nova. Assim originou-se a semana.
O mais antigo instrumento astronômico que se conhece é o Gnomon, sendo ele uma haste longa e afinada estabelecida verticalmente ao solo, que projeta uma sombra por meio da qual a posição do Sol pode ser conhecida. É deste instrumento que vem os primeiros relógios solares.
No Egito, diferentemente da Mesopotâmia, a matemática não teve grande desenvolvimento. O calendário egípcio marcava um ano com 360 dias, dividido em 12 meses de 30 dias cada um. As estações do ano egípcio eram: Inundação, Inverno (saída das águas) e Verão (falta de água). Entre um ano e outro consideravam mais 5 dias (epagômenos). A duração do ano foi determinada pelos nasceres helíacos da estrela Sírius (a estrela mais brilhante), a qual era chamada Sótis (o período sotíaco de 1456 anos é de grande importância para o estudo da história egípcia).
Na Antiga Grécia, o modo de ver os fenômenos da natureza passou por alterações significativas, já que tudo dali em diante seria visto racionalmente (abandono do apelo mitológico). Os gregos herdaram certos conhecimentos dos mesopotâmios e dos egípcios sobre matemática e astronomia, mas na Grécia a ênfase dada à matemática e à Astronomia foi muito maior do que naquelas nações. A partir de Tales de Mileto, no século VI a.C., a astronomia grega teve seu início. Tales teria previsto um eclipse do Sol por volta de 585 a.C., de acordo com os relatos de Heródoto. Aristóteles dizia que Tales defendia a tese de que a água era uma substância original da qual tudo o que existe se formava. Não se tem certeza se Tales deixou algum escrito sobre seus teoremas matemáticos. Entre os discípulos de Tales estavam: Anaximandro, Anaxímenes e Anaxágoras. Anaximandro acreditava que a Terra flutuava sem nenhum apoio, sendo ela um dos mundos originados no ´Apeiron`, a origem de tudo. Anaxímenes afirmava ser o ´ar` a substância fundamental, não a água ou o Apeiron. Ao que parece, foi ele quem afirmou pela primeira vez que a Lua refletia a luz do Sol. Anaxágoras (de quem Sócrates foi discípulo) não aceitou a divindade do Sol e da Lua, o que o levou a ser acusado de ímpio. O Sol era para ele uma rocha incandescente, enquanto a Lua era outra Terra no céu. O filósofo grego Pitágoras acreditava em números e figuras geométricas perfeitas, tendo a Terra como uma esfera, já que isso lhe parecia mais estético. Outros filósofos antigos da Grécia foram Filolau de Crotona, Platão, Aristóteles, Aristaco de Samos, entre outros. Para Filolau o universo era Pirocêntrico, isto é, ocupado por um Fogo Central, a casa de Zeus. Deste momento em diante desenvolve-se a Astronomia teórica dos gregos. Eudoxo, discípulo de Platão, criou o Modelo das Esferas Concêntricas, formada por 27 esferas com eixos inclinados entre si. Este modelo tentava explicar os movimentos dos planetas, do Sol e da Lua. Foram necessárias várias esferas para representar o movimento de cada astro celeste, incluindo as laçadas dos planetas. Aristóteles, discípulo de Platão, construiu um universo parecido, finito e limitado no espaço, cujas esferas concêntricas o tornava hierarquizado. Fora da esfera mais externa nada existia, nem o tempo nem o vácuo. Para Aristóteles os elementos fundamentais eram a terra, a água, o fogo, o ar (terrestres) e o éter (divino), sendo este último o elemento da perfeição que dominava todo o universo. Já os elementos imperfeitos dominavam o mundo sub-lunar, onde a imperfeição prevalecia. As idéias aristotélicas perduraram por mais de 2000 anos.
O Heliocentrismo (Sol como centro do universo) surgiu no século III a.C. com Aristarco de Samos, astrônomo e matemático grego de Alexandria. Segundo uma evidência, Aristarco teria observado um solstício no ano 281 a.C. O que sabemos de Aristarco se deve a relatos de autores como Arquimedes, Plutarco, Aécio, Estobeo e Galeno. Uma proposta de Aristarco citada por Arquimedes foi a de que a órbita da Terra ao redor do Sol era apenas um ponto se comparada à esfera de uma estrela fixa. Eainda, Plutarco cita um episódio no qual Aristarco quase foi acusado de ímpio por haver proposto que a Terra rotacionava ao redor de seu eixo polar e que translacionava ao redor do Sol. Os outros autores mostram concordância ao afirmarem que Aristarco dizia que a Terra e os demais planetas giravam em torno do Sol. Mais tarde, Nicolau Copérnico retomaria a idéia do Heliocentrismo. Antes disso, Seleuco do século II a.C., também adotou o Heliocentrismo, não sendo adotada por mais nenhum outro astrônomo da Antiguidade. Eratóstenes, da Escola de Alexandria no século III a.C., realizou vários trabalhos importantes, entre eles o “crivo”, usado ainda hoje na construção de tábuas de números primos, o sistema de coordenadas geográficas e, ao que parece, o primeiro a utilizar um globo representativo da Terra. É conhecido também por escrever o tratado “Sobre a posição das estrelas”, além de sua mais famosa façanha: a determinação das dimensões da Terra pelo método do “poço de Siene”, descrito por Cleômedes no livro “Do movimento circular dos corpos celestes” em 50 a.C. Assim, Eratóstenes pode calcular a circunferência da Terra, o raio, sua superfície e seu volume. Outro trabalho importante no campo da matemática foi realizado por Apolônio de Perga, o qual se chamou “Conicus”, um tratado sobre as cônicas, que viria a ser utilizado por Isaac Newton mais tarde. Tido como o maior astrônomo da Antiguidade, Hiparco de Nicéia realizou diversos trabalhos no campo astronômico. Escreveu em torno de 14 tratados de Astronomia, Matemática, Geografia e Mecânica, dos quais nada restou infelizmente (sobrando apenas fragmentos de um poema astronômico de Arato). Nesta época, os instrumentos astronômicos mais utilizados eram o Gnomon, a Clepsidra, o Relógio-de-Sol, a Esfera armilar, a Balestilha e o Triqueto. Hiparco criou ainda o Astrolábio, instrumento usado para determinar as distâncias angulares e a altura dos astros na direção do horizonte. O astrolábio foi usado por um grande período, alcançando a época das grandes navegações dos séculos XV e XVI. O último grande astrônomo da Antiguidade foi Claudio Ptolomeu, o qual difundiu a concepção de universo de Aristóteles no seu “Megale Syntaxis” (traduzida por ´Almagesto` pelos árabes), construindo um modelo complexo de epiciclos e equantes, entre outros, que se chamou Sistema Geocêntrico de Ptolomeu. Ptolomeu descobriu ainda a refração atmosférica e um movimento lunar chamado Evecção.
- Nicolau Copérnico
No início da Idade Média o estudo da Astronomia foi abandonado. Muitos dos conhecimentos gregos se perderam. Pouca ênfase se dava à filosofia grega naquela época. Os árabes ficaram entusiasmados com o saber grego, o que levou à tradução dos antigos textos do grego para o árabe. Os árabes não se destacaram em ciências, mas contribuiram para a conservação dos textos. Após o século X, os estudiosos da Igreja Católica começaram a traduzir os textos árabes, desta vez para o latim. Isso se intensificou muito, até que os textos de Aristóteles foram reencontrados. Foi então que o acúmulo de conhecimentos levou à necessidade da fundação das Universidades nos séculos XII e XIII, quando o saber cristão se funde com o saber grego, dando origem ao pensamento escolástico. A teoria geocêntrica foi ensinada nas Universidades até o século XV, quando o monge polonês Nicolau Copérnico apareceu com outra teoria, divulgada só depois de sua morte. Seu livro “De Revolutionibus Orbium Coelestium” afirmava que a Terra e os outros planetas giravam em torno do Sol, sendo ele o centro do universo, não a Terra. Segundo esta concepção, o universo era composto por esferas nas quais os planetas estavam a girar em torno do Sol, sendo a última esfera a das estrelas fixas. Este modelo se chamou Sistema Heliocêntrico, o qual foi adotado por outros estudiosos no início da Renascença. No século XVI, o astrônomo dinamarquês Tycho Brahe fez diversas observações precisas sobre os movimentos dos planetas e as localizações das estrelas, dados que mais tarde foram utilizadas por outro astrônomo: seu jovem discípulo, chamado Johannes Kepler. Este, no uso dos dados anteriores obtidos por seu mestre, pode elaborar 3 leis sobre o movimento planetário, incluindo o fato de que as órbitas dos planetas não eram círculos como se acreditava até então, mas eram ´elipses` em torno do Sol. No século XVII, o astrônomo italiano Galileu Galilei introduziu o uso de instrumento óptico nas observações. Utilizando uma luneta, Galileu pode ver as crateras da Lua, os satélites de Júpter, as manchas solares, estrelas que não eram visíveis a olho nú e as fases de Vênus. Por pouco Galileu não vai parar na fogueira da Inquisição, pois suas afirmações, assim como as de Copérnico, iam contra os princípios da Igreja Cristã, que acreditava que a Terra era o centro do universo. No final do século XVII, o matemático, físico e astrônomo inglês Isaac Newton formula a Lei da Gravitação Universal, a qual descreve a base da mecânica celeste. Newton criou o cálculo infinitesimal, a teoria corpuscular da luz e uma teoria das cores. Inventou o telescópio refletor e foi o primeiro a estudar o espectro de luz.
Entre os astrônomos do século XVIII, alguns dos mais importantes são Giovanni Domenico Cassini, John Flamsteed, Edmund Halley, Wilhelm Herschel, Pierre Laplace e Johan Gauss. As descobertas do químico inglês William Hyde Wollaston, das riscas negras no espectro solar, e do óptico alemão Joseph Von Fraunhofer, de que havia centenas de riscas solares (raias de Fraunhofer), deram impulso ao desenvolvimento da Astrofísica, sobretudo pelas descobertas dos cientistas alemães Gustav Kirchhoff e Robert Bunsen, de que cada elemento apresentava no seu espectro um conjunto de raias que lhes era característico. A determinação da constituição do Sol e dos demais astros foi possível graças a estas descobertas. Em paralelo com a Astrofísica desenvolvia-se muito rapidamente a Matemática, a Química e a Física. A primeira classificação espectral das estrelas foi realizada no século XIX pelo astrônomo italiano Pietro Angelo Secchi, após analisar vários espectros estelares disponíveis na época. Ao lado da Espectroscopia desenvolviam-se tecnicas como a Fotometria (análise da quantidade de luz emitida pelos astros) e a Fotografia Astronômica (que permitia fixar tais luzes), entre outras técnicas, juntamente com a construção de telescópios cada vez melhores. A publicação da Teoria da Relatividade Geral de Albert Einstein no início do século XX gerou grandes mudanças na Física, incitando novos horizontes para a Cosmologia. A criação de telescópios de grande potência permitiu a observação de milhares de outras galáxias, além da descoberta do planeta Plutão, que até então era desconhecido. A Radioastronomia se desenvolveu muito depois da Segunda Guerra Mundial, inclusive com o uso dos computadores, o que contribuiu também para o desenvolvimento da Astronomia de modo geral. Observações importantes são feitas atualmente e sondas cada vez mais sofisticadas são enviadas para explorar o espaço.
INSTRUMENTOS ASTRONÔMICOS
A forma de observação do céu a olho nu é muito importante para o estudante de Astronomia. Porém, trata-se de uma forma muito limitada de observar, já que limitada é a nossa visão. Na busca por vencer os limites da visão, o homem construiu instrumentos que lhe tornasse possível uma observação mais adequada dos corpos celestes. No início, os instrumentos eram muito simples, geralmente feitos de madeira e de metais, que eram úteis para a medição das distâncias angulares em relação ao horizonte, assim como para determinar as posições ou as coordenadas celestes. O primeiro instrumento utilizado para observar os astros foi introduzido por Galileu Galilei em 1609, que utilizou uma luneta aperfeiçoada por ele. Posteriormente, vários outros instrumentos de observação foram criados, ampliando grandemente nossos conhecimentos astronômicos.
Os telescópios, instrumentos utilizados para observar objetos afastados, são também chamados, sendo eles coletores de luz, de ´telescópios refletores`. Os dois telescópios refletores mais utilizados são:
1. Telescópio de Newton – Os raios luminosos penetram por um tudo, tendo na parte inferior a objetiva (espelho côncavo). A partir dai os raios convergem para seu foco, depois de haverem passado pela ocular (conjunto de lentes que produzem a imagem aumentada para o observador).
2. Telescópio de Cassegrain – A objetiva, possuindo uma perfuração central que faz a luz dirigir-se para um espelho secundário, próximo à boca do tubo, gera uma reflexão. O resultado da nova reflexão faz a luz passar de volta pela objetiva, convergindo para a perfuração, estando ai localizada a ocular por onde a observação é feita.
As lunetas (telescópios refratores) são formadas por lentes, tanto a objetiva quanto a ocular do instrumento. Os dois tipos principais são:
- Luneta de Galileu – Possui como objetiva, uma lente biconvexa de grande distância focal. A ocular é formada por uma lente divergente de pequena distância focal e de pequeno diâmetro.
- Luneta de Kepler – Luneta astronômica (usada geralmente para observação dos astros) que fornece imagem invertida do objeto observado. É constituida por uma objetiva convergente e por uma ocular também convergente.
Outros instrumentos astronômicos de grande importância em Astronomia são: a Câmara Schmidt, o Círculo Meridiano, o Astrolábio Danjon, o Tubo Zenital e os Radiostelescópios. O instrumento de Schimidt é um sistema óptico produzido com base em uma lente corretora; o instrumento meridiano é utilizado para determinar a posição dos astros e estudar seus movimentos, inclusive os da Terra; o instrumento Danjon é um sistema astrométrico que permite o estudo dos movimentos dos astros; o instrumento Zenital é um sistema astrométrico com base em uma luneta que se usa para fotografar a região do zênite, e assim determinar a posição do astro que passa pelo local; os instrumentos Radiotelescópios são mecanismos especiais constituídos por antenas parabólicas capazes de captar as ondas de rádio dos corpos celestes.
Entre algumas das importantes características dos instrumentos astronômicos estão: a ´abertura do instrumento` (equivalente ao valor do diâmetro de sua objetiva), a ´abertura relativa` (divisão da distância focal da objetiva pelo seu diâmetro) e a ´magnitude limite` (indicação do menor brilho necessário do astro para que ele possa ser observado ao telescópio). Os principais telescópios e radiaotelescópios do mundo são o Telescópio Refletor do Observatório Astrofísico Espacial (pela União Soviética – em operação desde 1977), Telescópio Refletor de Monte Palomar (Califórnia – em operação desde 1947), Telescópio Refrator de Yerkes (próximo de Chicago – em operação desde 1897), Telescópio Refrator de Lick (Califórnia – em operação desde 1888), Radiotelescópio Fixo de Arecibo (Porto Rico – em operação desde 1963), Radiotelescópio Móvel do Instituto Max Planck (Alemanha Ocidental – em operação desde 1971) e Radiotelescópio de Jodrell Bank (Inglaterra – em operação desde 1957).
Os planetários são também instrumentos de estudo em Astronomia, porém de finalidade didática. São construidos com lâmpadas de alta intensidade, instaladas em esferas que possuem aberturas com dispositivos ópticos especiais, associados a placas com perfurações milimétricas. Estas permitem a projeção do aspecto do céu estrelado em uma abóbada artificial. Acoplados ao instrumento, os projetores permitem a projeção dos planetas visíveis a olho nu: Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno, assim como o Sol e a Lua, os cometas, as estrelas variáveis, a Via Láctea e os eclipses. Os dispositivos mecânicos associados permitem a reprodução do movimento diurno da Esfera Celeste, o movimento anual do Sol, movimento e fases da Lua, movimentos dos planetas e de precessão dos equinócios. Por isso, os Planetários são instrumentos muito úteis para o ensino da Astronomia.
O PLANETA TERRA
Na ordem de distância do Sol, a Terra é o terceiro planeta do Sistema Solar. O desenvolvimento da vida na Terra foi possível devido à sua distância do Sol (150 milhões de quilômetros), às condições atmosféricas e à presença de água em estado líquido, entre outras características essenciais à vida. Embora sejam muitas as teorias propostas para explicar a origem da Terra, há uma concordância geral no que diz respeito a data de sua formação, sendo esta compatível, ao que tudo indica, com a época da formação do Sol, há cerca de 5 bilhões de anos atrás, como resultado da condensação de gás e poeira existente na Via Láctea.
No início a Terra estaria em estado gasoso e em altíssima temperatura. Foi resfriando-se com o passar do tempo, devido a frequente irradiação de luz e calor para o espaço. Após pelo menos algumas centenas de milhões de anos, a Terra atingiu uma temperatura bem mais baixa, a ponto de permitir que a vida pudesse se desenvolver na superfície. Mais antes disso, a solidificação dos materiais primitivos deram início à formação da Crosta terrestre primitiva, em torno de 4,6 bilhões de anos atrás, considerando as análises feitas em rochas radioativas. Esta fase, até a formação da crosta primitiva, é chamada de Era Primitiva da Terra. Em seguida, teve início a Era Primária, mais conhecida como Período Pré-Cambriano, que durou uns 4 bilhões de anos. O resfriamento contínuo fez com que a crosta se tornasse mais espessa, quando ocorreram as precipitações de águas resultantes da condensação de vapor d`água da atmosfera primitiva. Estas águas deram origem aos oceanos a medida que se depositavam sobre a superfície terrestre. Foi provavelmente nos mares que as formas mais primitivas de vida surgiram, em torno de 3,5 bilhões de anos atrás. Após esse período, iniciava-se o Paleozóico, que durou uns 350 milhões de anos. São desta época os vestigios e fósseis de animais e plantas encontrados nas rochas. O período que se seguiu foi o chamado Mesozóico, que durou cerca de 165 milhões de anos. Neste período surgiram os primeiros grandes mamíferos e aves. O período Cenozóico constitui o último grande período, dividido em Terciário (com duração de 60 milhões de anos) e o Quaternário (iniciado a uns 2,5 milhões de anos atrás). Foi nesta época que surgiram os primeiros hominídeos. Em torno de 100.000 anos atrás surgiu finalmente o Homo Sapiens, a espécie humana.
A forma e as dimensões da Terra foram por muito tempo alvo de questionamentos, inclusive de antigos filósofos. Aristóteles verificou que a Terra deveria ter forma esférica, uma vez que sua sombra projetada na Lua era sempre circular. O geógrafo e astrônomo grego da Escola de Alexandria, Eratóstenes, pôde determinar as dimensões da Terra no século III a.C., com uma precisão considerável: Utilizando a distância entre as cidades de Alexandria e Siene, ele fez um cálculo que apontou o raio desde o comprimento da circunferência da Terra entre um ponto e outro, com 7,2º de seu valor angular, o que significa para nós uma diferença entre 5 e 15% em relação aos dados atualmente obtidos. Porém, no século XVII, Isaac Newton demonstrou através da sua Mecânica Clássica que não sendo a Terra um corpo rígido e estando animada de movimento de rotação, ela não pode ser esférica, mas ter a forma de um ´elipsóide de revolução`, sendo achatada em seus pólos. No século XVIII, investigações realizadas na Lapônia, no Equador e no Peru comprovaram as previsões de Newton, quando então se adotou o modelo de elipsóide de revolução como sendo a forma da Terra. Mais tarde se determinou outra forma para a Terra, fazendo-se uso de triangulações geodésicas (para determinar com maior precisão os arcos de Meridiano e a forma da superfície terrestre), os quais mostraram que a Terra não tinha uma forma elipsoidal perfeita. A idealização de uma superfície chamada ´Geóide`, desenvolvida recentemente, estabelece um modelo que nos permite uma descrição matemática através da aceleração da gravidade em pontos diferentes da superfície da Terra (através de aparelhos chamados Gravímetros). A partir de 1957, com o lançamento de satélites artificiais, determinou-se mais precisamente o Geóide, graças às anomalias percebidas no movimento destes satélites, produzidas pela distribuição não uniforme da massa terrestre. Entre as formas do Geóide e as elipsoidal e esférica, há uma diferença cujo valor é muito menor que o valor do raio terrestre, o que faz da Terra um astro de forma praticamente esférica, que é o modo como os astronautas a vêem do espaço.
As coordenadas geográficas de um lugar são recursos importantes para se determinar a posição de pontos específicos na superfície terrestre. Os pólos geográficos são os pontos de intersecção do eixo de rotação da Terra. O círculo máximo perpendicular ao eixo de rotação da Terra é chamado Equador Terrestre ou Geográfico, o qual divide a Terra em dois hemisférios. Os círculos menores que podemos traçar paralelamente ao Equador são os Paralelos de Latitude Terrestre ou Geográfica. Círculos máximos perpendiculares ao Equador terrestre são chamados Meridianos Terrestres ou Geográficos. Assim, através de círculos desenhados na Terra, é possível definir as coordenadas geográficas de um lugar:
- Latitude Geográfica – Todos os pontos do Equador terrestre tem latitude geográfica igual a 0º. Pontos ao norte do Equador têm latitudes maior que 0º, variando até 90º, que é o pólo geográfico norte. Latitudes ao sul do Equador, igualmente, variam de 0º a 90º, o pólo geográfico sul. A latitude é simbolizada pela letra grega f (“fi”).
- Longitude Geográfica – Medido entre o Meridiano do lugar e o Meridiano que passa por Greenwich, na Inglaterra. Se extende de 0º a 180º para leste ou para oeste de Greenwich. A longitude é simbolizada pela letra grega l (“lâmbda”).
O planeta Terra apresenta uma constituição significativamente conhecida atualmente, graças a frequentes investigações científicas. Podemos dividir a Terra em Atmosfera, Crosta, Manto e Núcleo. A atmosfera constitui a camada gasosa que envolve a superfície terrestre. Os gases que a compõem são principalmente o Nitrogênio (78%) e o Oxigênio (21%). Entre os demais gases (1%), o Argônio é o de maior proporção. Além destes, a atmosfera apresenta também vapor de água e partículas de poeira (importantes para os fenômenos atmosféricos). A atmosfera pode ser dividida ainda em Troposfera, Tropopausa, Estratosfera, Ionosfera e Exosfera, principalmente. É na Troposfera e na Tropopausa que estão localizadas a maior parte das núvens do céu (formadas pela evaporação das águas de rios e oceanos). Na Estratosfera encontra-se a camada de Ozônio, gás importantíssimo para a vida humana, já que ele absorve a maior parte da radiação ultravioleta proveniente do Sol (suficientemente violenta para causar a destruição da vida humana). Na Ionosfera ocorrem os meteoros (luminosidades móveis causadas por meteoritos que entram na atmosfera) e as auroras (luminosidades causadas pelas interações entre partículas atômicas emitidas pelo Sol e a atmosfera). A Crosta terrestre possui uma espessura variável, mas que normalmente não excede os 40 km. É constituída de um grande número de elementos, principalmente o Oxigênio (47%) e o Silício (28%), com menores quantidades de Alumínio, Ferro, Cálcio, Sódio, Potássio e Magnésio, entre vários outros que formam minerais e rochas. O Manto, região mais interna, pode ter espessura de cerca de 3.000 km. Aqui a matéria é de alta temperatura e em estado líquido. Os vulcões lançam à superfície matéria proveniente do Manto. As movimentações no interior do Manto causam o que se chama ´deriva dos continentes`. Pesquisas geológicas e paleontológicas mostroram que a Pangea é resultante deste fenômeno de deriva, o que estabeleceu que a Crosta deve ser formada por placas de matéria sólida chamadas “tectônicas”, que estão se interagindo movendo-se sobre o Manto. O Núcleo, parte mais interna da Terra, sendo os conhecimentos a seu respeito obtidos através da Sismologia ou de estudos de abalos sísmicos artificiais. Evidências obtidas recentemente apontam para o fato de o Núcleo poder ser constituido por um raio externo de 2000 km de espessura em estado líquido, e um mais interno, com raio de 1200 km em estado sólido. Possivelmente é formado pelos elementos Ferro e Níquel, com uma densidade de 10 a 12 vezes a da água.
Em sua obra publicada em 1687, Philosophiae Naturalis Principia Mathematica, Isaac Newton discorre sobre a teoria formulada por ele, a Gravitação Universal, na qual explica que dois corpos quaisquer se atraem mutuamente por exercerem forças gravitacionais entre si. Estas forças são proporcionais às massas dos corpos e inversamente proporcionais ao quadrado da distância entre os mesmos. Assim, quanto mais distante dois corpos estiverem, menor será a força gravitacional entre eles. A constante de proporcionalidade chamada Gravitacional (G) é expressa pelo valor da constante universal: 6,7 x 10–11 N.m2/kg2.
Além da força gravitacional, há também a força magnética. Esta é exercida por ímãs sobre certos materiais e em partículas eletrizadas. Quando um corpo ou uma partícula está sofrendo uma força, tem-se uma situação chamada de ´campo de força`, sob ação da qual estes materiais se encontram. A Terra, possuindo uma grande massa, equivalente a 6 sextilhões de toneladas (6 x 1024 kg), exerce grande força atrativa sobre os corpos, produzindo sua queda livre em direção ao solo. O valor aproximado da aceleração gravitacional é g = 9,8 m/s2. Assim, além do campo gravitacional, a Terra possui também um campo magnético, fazendo dela um ímã gigante que atrai para si as partículas eletrizadas que há em torno do planeta. As auroras polares (austrais e boreais) que ocorrem na Terra se debe a este campo magnético, pois as partículas atômicas (principalmente prótons e elétrons) emitidas pelo Sol são capturadas pelo campo magnético terrestre e levadas para próximo dos pólos magnéticos (perto dos pólos geográficos), interagindo com os gases atmosféricos. A Terra sofre a ação de forças gravitaconais do Sol e de outros planetas desde as condições iniciais de sua origem. Por isso, o planeta Terra está animado dos movimentos de rotação (girando em torno de seu eixo), de translação (girando em torno do Sol), de precessão (com eixo perpendicular em relação a sua órbita) e de nutação (relacionado ao movimento da Lua em torno da Terra e sua ação gravitaicional). A Terra também realiza outros deslocamentos como os de acompanhar o movimento do Sol para o Apex e o de rotação da Galáxia.
A LUA
No passado, a Lua foi admitida como sendo um astro muito próximo da Terra, devido ao rápido movimento que apresentava. Porém, não se sabia sua distância, o que mais tarde seria estimado pela primeira vez através dos trabalhos de Aristarco de Samos e de Hiparco na Antiga Grécia. No século XVII, Galileu observou que a Lua possuia relevos parecidos com os da Terra. Mais tarde, com o avanço da tecnologia, estas e outras características da Lua vieram a ser conhecidas detalhadamente pelos tripulantes que chegaram à sua superfície, bem como se fez através de sondas não tripuladas. O diâmetro angular da Lua, como a vemos da superfície da Terra, apresenta-se medindo aproximadamente 0,5º. No século II a.C., o astrônomo grego Hiparco de Nicéia fez pela primeira vez a estimativa das dimensões reais ou lineares da Lua, fazendo uso dos métodos do astrônomo Aristarco de Samos, através da observação de um eclipse da Lua. Sabia-se que o eclipse era provocado pela passagem da Lua pela sombra da Terra projetada no espaço. Assim, fazendo uso das medições feitas anteriormente por Eratóstenes, Hiparco conseguiu estabelecer a distância entre a Terra e a Lua com precisão considerável. Nos séculos XVII e XVIII, através do método de paralaxe trigonométrica, a distância da Lua foi mais precisamente determinada. A determinação da paralaxe da Lua feita por Lacaille e Lalande apontou o valor de 57 minutos de arco. Recentemente, a distância da Lua foi determinada com maior precisão através do uso de raios laser. Por meio de um refletor especial instalado na Lua quando os astronautas da Apollo XI estiveram lá, a distância da Lua foi constatada pela medida do tempo de ida e volta dos sinais emitidos. Hoje se sabe que a Lua se encontra à uma distância de 384.400 km (centro a centro) da Terra.
Ao movimentar-se em torno da Terra, a Lua descreve uma órbita elíptica, com excentricidade igual a 0,0549, perfazendo uma trajetória com um ponto mais próximo (perigeu) e com um ponto mais distante (apogeu). Quando a Lua passa deslocando-se do sul para o norte da Eclíptica, tem-se o chamado ´nodo ascendente`. Quando passa deslocando-se do norte para o sul, tem-se o ´nodo descendente`. A Lua tem sua posição igualada a cada 18,61 anos aproximadamente, pois sua órbita é influenciada pela força gravitacional do Sol. A velocidade da Lua também sofre modificações, apresentando no perigeu o valor máximo de sua velocidade, e no apogeu lunar, o valor mínimo. Assim, a Lua acompanha a Terra em sua viagem em torno do Sol. Como a trajetória da Lua é sempre voltada para a direção do Sol, ela é sempre côncava, embora seja algo difícil de ser percebido imediatamente.
Em certas ocasiões, a Lua, a Terra e o Sol ficam alinhados na mesma direção, em posição perpendicular à Eclíptica. Estando a parte da superfície lunar não iluminada pelo Sol voltada para a direção da Terra, ocorre a fase da Lua-Nova. Esta é uma fase chamada de Novilúnio. Quando a posição da Lua se modifica em relação à Terra e ao Sol, uma pequena parte de sua superfície é iluminada e inicia-se o crescente lunar. Quando metade de sua superfície pode ser vita iluminada da Terra, a Lua está na fase de Quarto-Crescente (7 dias após a Lua-Nova). Segue-se a esta fase o momento em que todo o hemisfério iluminado está voltado para a Terra, a fase de Lua-Cheia (7 dias após o Quarto-Crescente). Esta fase é chamada de Prenilúnio. Entrando na fase minguante, começa a diminuir a porção iluminada da Lua que pode ser vista da Terra, atingindo o momento em que apenas a metade de sua superfície iluminada pode ser vista, a fase de Quarto-Minguante (7 dias depois da Lua-Cheia). Nas últimas fases do minguante, a Lua pode ser observada acima do horizonte leste, antes do nascer do Sol, atingindo a fase de Lua-Nova (7 dias após o Quarto-Minguante). São 29,5 dias que separam a passagem da Lua por uma mesma fase duas vezes consecutivas. Este é o chamado Período Sinódico da Lua (Mês das Fases).
Se a órbita da Lua não fosse inclinada em relação à Eclíptica, ocorreriam ao menos dois eclipses a cada mês. Os eclipses da Lua ocorrem quando ela e o Sol estão próximos de nodos opostos. Penetrando no cone de sombra da Terra, pode ocorrer 3 tipos de eclipes: Eclipses Penumbrais (a Lua penetra apenas na região da penumbra projetada no espaço); Eclipses Parciais (a Lua penetra parcialmente na sombra da Terra); Eclipses Totais (a Lua penetra totalmente na sombra da Terra). No caso do Sol, 3 eclipses podem ocorrer: Eclipses Anulares (quando a Lua está próxima ao apogeu entre a Terra e o Sol); Eclipses Parciais (quando o disco do Sol é parcialmente encoberto pelo disco da Lua); Eclipses Totais (quando próxima do perigeu, a Lua encobre todo o disco solar). Tais fatos referem-se ao modo como estes fenômenos são vistos da Terra. Além do movimento de translação da Lua em torno da Terra, ela desenvolve também uma rotação em torno de um eixo imaginário, inclinado cerca de 84º em relação ao plano de sua órbita. Como a rotação da Lua tem período idêntico ao período sideral de translação, ela sempre mostra a mesma face para a Terra. Porém, se aproximarmos mais rigorosamente do fato, perceberemos que mais da metade da superfície lunar pode ser vista, em função das librações lunares (observadores localizados em pontos diferentes da Terra podem ver regiões diferentes da Lua).
Foi possível determinar a massa da Lua através de seu movimento orbital e da aplicação da Terceira Lei de Kepler (igual a 1/81 da massa da Terra). Sua densidade média é de aproximadamente 3,3 g/cm3. É provável que a Lua possua, assim como a Terra, uma crosta muito fina, um manto e um núcleo central. Suas temperaturas muito variáveis podem atingir desde 120º acima de zero até 150º abaixo de zero. Através de telescópios pode-se observar seu relevo irregular, mares, crateras e montanhas. As análises feitas em rochas trazidas pelos astronautas da Missão Apollo e por sondas soviéticas automáticas (série Luna), concluiu-se que a matéria lunar é constituida por basaltos cuja composião é um tanto diferente dos da Terra, além de outros materiais. Em relação à origem da Lua, não conclusões óbvias. Pelo menos 3 teorias pretendem explicar a origem do satélite da Terra:
- A Lua teria se formado a partir da Terra por um processo de ruptura;
- A Lua teria sido formada independentemente da Terra, sendo capturada pelo campo gravitacional terrestre.
- A Lua teria sido originada pela agregação de matéria situada nas vizinhanças da Terra, na formação do Sistema Solar.
Verificou-se, entretanto, que as rochas lunares têm idade semelhante às rochas terrestres, porém suas composições são diferentes. Tal evidência é uma das que fazem com que a terceira proposta acima seja atualmente a mais aceita.
O SISTEMA SOLAR
Diferentes modelos foram construídos para tentar explicar o sistema planetário. A necessidade de melhor entender os movimentos dos planetas e a natureza do planeta Terra, levou ao conceito de Sistema Solar. Considerando um ponto que vai do Sol até os limites marcados pela órbita de Plutão, obtemos uma extensão aproximada de 50 U.A. (7,5 bilhões de quilômetros).
No século XVII, o astrônomo alemão Johannes Kepler estabeleceu três leis para os movimentos de translação dos planetas em torno do Sol, sendo elas as seguintes:
1. Lei das Órbitas – Os planetas giram em torno do Sol em órbitas elípticas, estando este ocupando um dos focos da mesma. Descreve-se tal relação por: PF + PF =Constante.
2. Lei das Áreas – O segmento que une um planeta ao Sol descreve áreas iguais em tempos iguais.
3. Lei Harmônica – Relação entre o cubo da distância média de um planeta ao Sol e o quadrado do seu período de translação.
A distância média de um planeta ao Sol é igual ao semi-eixo maior de sua órbita elíptica. Isaac Newton verificou mais tarde que a constante que aparece na terceira lei de Kepler depende da massa do Sol e da massa do planeta considerado. Sendo as massas dos planetas desprezíveis diante da massa solar, o valor da constante é considerado o mesmo para todos os planetas. Significa que a terceira lei de Kepler é de fundamental importância para calcular a distância média ou o período orbital dos planetas. As leis de Kepler são válidas também para os movimentos dos asteróides, meteoróides, satélites, cometas, e até mesmo para estrelas em sistemas binários, permitindo inúmeras aplicações importantes.
No século XVIII, os astrônomos Wolf e Titius descreveram uma relação numérica sobre a distância dos astros em relação ao Sol, que se tornou mais conhecida através do astrônomo Böde em 1778. Esta relação consiste em tomar-se os números 3, 6, 12, 24, …, somando-se a estes o número 4 e dividindo o resultado da soma por 10. Mas esta regra, conhecida por lei de Titus-Böde, foi formulada antes da descoberta dos planetas telescópicos (Urano, Netuno e Plutão) e também dos asteróides (a partir de 1801). Quando Herschel descobriu Urano em 1781 e Piazzi descobriu o primeiro asteróide, Ceres, em 1801, pensava-se que tal relação numérica fosse realmente uma lei válida para todos os componentes do Sistema Solar. Mais tarde, porém, verificou-se que para os valores das distâncias médias de Netuno e Plutão, a relação é falha. No momento não há uma lei segura que possa ser aplicada para tal finalidade, estando ainda em estudo uma formulação que expresse as distâncias médias dos planetas ao Sol.
As configurações planetárias modificam-se a medida que se movimentam em torno do Sol. O ângulo formado na Terra entre a direção do Sol e a direção de um planeta é denominado elongação. As configurações planetárias mais importantes são a conjunção, a oposição e as quadraturas para planetas exteriores à órbita da Terra, e conjunções inferior e superior, assim como posições de elongação máxima para os planetas interiores à órbita da Terra. Algumas características principais dos planetas do S.S. são as seguintes:
Mercúrio – É o planeta mais próximo do Sol, com elongação máxima de aproximadamente 28º, e por se localizar entre a Terra e o Sol, apresenta fases semelhantes àquelas da Lua, e possui um período de rotação de 59 dias.
Vênus – Possui um movimento muito rápido, já que é o segundo planeta em ordem de distância ao Sol, com elongação máxima de 47º, sendo suas fases observadas pela primeira vez por Galileu Galilei, e seu período de rotação é de 243 dias.
Marte – O quarto planeta em ordem de distância ao Sol apresenta uma atmosfera constituida principalmente de gás carbônico, tendo crateras, montanhas e vales na sua superfície, e possuindo dois satélites naturais, que são Phobos e Deimos.
Júpter – Este possui um diâmetro de 11,2 vezes maior que o da Terra, sendo o maior planeta do S.S. e com um meio ambiente complexo, além de possuir uma camada de núvens com 240 km de espessura e atmosfera constituida principalmente de hidrogênio e hélio, e possuindo os satélites galileanos, que são Io, Europa, Ganímedes e Calisto.
Saturno – O sexto planeta em ordem de distância do Sol foi observado desde a pré-história, sendo mais tarde descoberto que ele possui anéis a sua volta, além de 11 satélites, sendo Titan o maior deles.
Urano – O sétimo planeta em ordem de distância do Sol possui um movimento de rotação em sentido retrógrado, sendo estimado que sua atmosfera é constituida por hidrogênio, hélio e metano, com temperatura da ordem de 195º abaixo de zero, além de possuir anéis e 15 satélites, entre eles Miranda, Ariel, Umbriel, Titania e Oberon.
Netuno – Descoberto através de cálculos matemáticos comparados à Gravitação Universal de Newton, estima-se que sua atmosfera seja constituida principalmente de hidrogênio e hélio, possuindo dois satélites, que são Tritão e Nereida.
Plutão – O menor planeta do S.S., descoberto pela persistência em rastrear a existência de outro planeta além de Netuno, possui órbita com alta excentricidade (0,25), ficando mais próximo do Sol do que Netuno durante o periélio, e sendo também descoberto mais tarde seu satélite, que foi chamado de Charon.
Os asteróides foram observados no passado no número de 3.500. Mais recentemente, mais de 15.000 asteróides foram detectados através do satélite IRAS, podendo existir um número ainda maior. Os astrônomos procuraram ainda saber se havia outro planeta entre Marte e Júpter, a uma distância de 2,8 U.A. do Sol, de acordo com as previsões da lei de Böde. Então esta lei foi levada em consideração quando o planeta Urano foi descoberto em 1780, apresentando uma distância média que estava de acordo com o previsto. Mais tarde, o astrônomo italiano Giuseppe Piazzi descobriu uma estrela na Constelação de Taurus que não havia sido catalogada. Percebeu depois que não era uma estrela, devido a mover-se muito rápido pelo céu. Na época chegou até a achar que era um cometa. Depois, pensou-se que era um planeta, mas viu-se que ele era menor do que Lua. Recebeu por isso o nome de ´planetóide`, sendo sugerida a denominação ´asteróide` por Herschel. Este asteróide recebeu o nome de Ceres. Posteriormente, Wilhelm Olbers descobriu um novo asteróide, o qual se chamou Pallas. Ainda outros foram descobertos no início do século XIX, que se chamaram Juno e Vesta. Até o final do século XIX vários asteróides foram descobertos. A tabela a seguir mostra algumas características de uma pequena seleção de asteroides.
Os primeiros registros sobre o aparecimento de cometas datam do terceiro milênio a.C., como se sabe dos anais astronômicos chineses. Foram observados até agora cerca de 650 cometas distintos. Até o século XVI acreditava-se que os cometas eram fenômenos atmosféricos. Naquele século, Tycho Brahe havia mostrado que os cometas não possuiam paralaxe perceptível, indicando serem objetos exteriores à atmosfera. Edmund Halley fez observações nas quais constatou que três deles surgiam em intervalos de tempo bem definidos, da ordem de 76 anos. Entendeu, portanto, se tratar do mesmo cometa, fazendo uma previsão para sua reaparição em 1758, o que realmente aconteceu. O cometa recebeu o nome de Halley em sua homenagem. Verificou-se mais tarde que há em torno de 275 cometas com órbitas elípticas (ovais), 295 com órbitas parabólicas (abertas) e cerca de 100 com órbitas hiperbólicas. Os meteoróides são objetos cuja constituição material assume massa reduzida e tamanho que pode chegar até a dimensão de um asteróide. Seus afélios estão dentro da região dos asteróides (2,8 U.A.). Apresentam-se como fenômenos luminosos na atmosfera, geralmente pela entrada de meteoróides que riscam o céu durante a noite. O brilho do objeto se dá pelo fato de que a atmosfera possui um meio em que as moléculas e as partículas de íons chocam-se com os corpos que chegam, gerando um atrito pelo qual há um aquecimento de sua superfície e a consequente emissão de radiação luminosa, como se vê da superfície da Terra. Em algumas ocasiões pode-se observar em torno de 20 meteoros por hora riscando o céu, o que se conhece por “chuva de meteoros”. A entrada destes objetos diariamente na atmosfera acrescenta 1 tonelada de massa por dia ao nosso planeta. Porém, boa parte do material fica dispersa pela atmosfera, chegando à superfície somente os meteoritos, os quais são classificados de acordo com sua constituição química em grandes grupos (condritos, acondritos, ferro-metálicos ou ferro-rochosos). Todos eles são formados de modo geral por ferro, outros metais e silicato. O estudo da constituição química dos meteoritos é importante para uma melhor compreensão das regiões externas à Terra, ou seja, são bons colaboradores para o conhecimento da origem e evolução do Sistema Solar.
O SOL
A uma distância de 149.600.000 km da Terra, o Sol é a estrela mais próxima de nós, apresentando um diâmetro angular da ordem de 0,5º, assim como o da Lua. O volume do Sol é de aproximadamente 1.300.000 vezes o volume da Terra. Sua massa é de 333.000 massas terrestres, sendo sua densidade média, devido a esta grande massa, é de 1,41 g/cm3. Seu consequente intenso campo gravitacional mantém os planetas do Sistema Solar girando à sua volta. A matéria constituinte do Sol encontra-se em estado gasoso, em temperaturas extremamente altas e caracterizando o chamado estado de plasma. Análises espectroscópicas mostraram que o Sol é constituido principalmente de Hidrogênio (75%), sendo o segundo elemento mais abundante o Hélio (23%). O Hélio foi descoberto primeiramente no Sol, sendo encontrado na Terra somente depois. Os 2% restantes de sua matéria constituem-se de outras dezenas de elementos químicos. As regiões principais do Sol são:
1. Núcleo – Região mais interna do Sol, com densidade de 135 g/cm3 e temperatura de cerca de 20 milhões de ºC.
2. Zona Convectiva – Transporta energia do núcleo para a superfície solar, formada por colunas de gases e com espessura da ordem de 150.000 km.
3. Fotosfera – Superfície solar com espessura de aproximadamente 300 km e com temperatura 5.500º C.
4. Camada Inversora – Região responsável pelo aparecimento de raias escuras no espectro solar, com espessura de 2.500 km e temperatura de 4.000º C.
5. Cromosfera – De coloração avermelhada, esta camada apresenta espessura de até 15.000 km e pode atingir temperatura de até cerca de 50.000º C.
6. Coroa – Camada externa cuja extensão varia de acordo com a atividade solar e temperatura atingindo até 1.000.000º C.
Outros fenômenos solares que ocorrem e que são de extrema importância no estudo do Sol são as Manchas Solares (formações escuras visíveis na fotosfera), Grãos (formações da fotosfera com dimensão de até 1.500 km), Fáculas (regiões da fotosfera com temperatura acima daquela da superfície solar), Espículos (formações na cromosfera com cerca de 8.000 km de extensão), Protuberâncias (fenômenos que ocorrem na cromosfera e na coroa, atingindo centenas de milhares de quilômetros). A atividade solar não se apresenta como um fenômeno constante, podendo-se observar uma periodicidade de 11 anos de atividade (seu auge caracteriza a época do ´Sol Ativo` e seu mínimo processo é a época do ´Sol Calmo`). Além disso, com maior atividade solar, o número de manchas, fáculas e protuberâncias entre outros fenômenos, atinge também o máximo valor. Ocorrem também explosões violentas na cromosfera e na coroa, com liberação de grandes quantidades de energia. Em certos casos, as explosões podem elevar gases até a alturas de 250.000 km. Quando ocorre o Sol Ativo, a coroa fica mais uniforme e simétrica, e quando no Sol Calmo, a coroa fica menos pronunciada na direção de seu eixo de rotação. Além da energia liberada nas explosões solares, há também a emissão de partículas atômicas, principalmente prótons e elétrons (Vento Solar). De acordo com dados obtidos através de satélites e sondas, a velocidade de tais partículas nas proximidades da Terra é em torno de 400 km/s.
ESTRELAS, GALÁXIAS E CONSTELAÇÕES
Em seu livro “Sobre o Infinito, o Universo e os Mundos”, o filósofo Giordano Bruno no século XVI descreve as estrelas como outros “sóis”, como se estas fossem da mesma natureza do Sol. O fato de as estrelas serem semelhantes ao Sol foi confirmado somente no século XIX, quando surgiu a espectroscopia. Mas a pesar de as estrelas apresentarem aspectos semelhantes ao Sol, há características bastante distintas a serem consideradas entre este e aquelas. Assim, podemos analisar as seguintes:
- As estrelas são constituidas por diversos elementos químicos, principalmnte hidrogênio e hélio, que estão à altísimas temperaturas, no estado de plasma.
- No interior das estrelas ocorrem as reações termonucleares que liberam grande quantidade de energia radiante.
- As estrelas possuem forma praticamente esférica.
A classificação dos espectros foi feita pela primeira vez pelo padre jesuita e astrônomo Pietro Angelo Secchi, com uma divisão em 4 tipos principais. Mais tarde, com novas técnicas de observação mais refinadas, outras classificações foram elaboradas. Atualmente, a classificação mais utilizada é a de Harvard, desenvolvida no século XX. Nesta classificação, os vários tipos espectrais são representados por letras maiúsculas, organizados em ordem alfabética. Podemos ver na relação a seguir algumas características dos tipos espectrais das estrelas.
Características dos tipos espectrais mais frequentes
Tipo O – Raias de Hélio ionizado.
Tipo B – Raias do Hidrogênio.
Tipo A – Raias do Hidrogênio em máxima intensidade.
Tipo F – Raias de Ferro e Magnésio.
Tipo G – Raias de Cálcio.
Tipo K – Bandas moleculares de Óxido de Titânio.
Tipo M – Bandas moleculares de Óxido de Titânio em máxima intensidade.
Além da classificação de Harvard, há ainda a classificação M-K, originada dos trabalhos dos astrônomos norte-americanos W. W. Morgan e P. C. Keenan, os quais introduziram classes de luminosidades designadas pelos algarismos romanos I, II, III, IV e V, inserindo-se recentemente VI, VII e o algarismo arábico zero. Costuma-se dividir a classe I em Ia e Ib. Vários outros símbolos são utilizados nas classificações espectrais das estrelas. Um exemplo é o uso WC e WN, que indicam estrelas em alta temperatura superficial (da ordem de 60.000 K), as chamadas Wolf-Rayet; a letra e, que indica a presença de de linhas de emissão; a letra m, que indica a presença de linhas correspondentes a metais, e assim por diante. Vários astrônomos tentaram determinar a paralaxe de estrelas, o que seria uma forma para a comprovação da translação da Terra e permitir, por triangulação, determinar suas distâncias à Terra. Estrelas mais distantes servem como um fundo de referência. Através da paralaxe de uma estrela se observa a Unidade Astronômica de distância da mesma. A distância angular entre as posições observadas da estrela no afélio e no periélio será o dobro da paralaxe. A luminosidade de uma estrela é a quantidade de energia que ela emite por unidade de tempo em todas as direções. Sabendo a distância em que se encontra e medindo o fluxo de radiação proveniente dela, pode-se calcular sua luminosidade. Como a luminosidade das estrelas está diretamente ligada à sua magnitude absoluta, conhecendo-se uma das grandezas pode-se calcular a outra. Pode-se notar facilmente a existência de estrelas que apresentam colorações de destaque, como Antares (da Constelação de Scorpius) e de Rigel (da Constelação de Orion). Temperaturas estelares determinadas pela utilização da lei Stephan-Boltzman denominam-se temperaturas efetivas, enquanto temperaturas determinadas pela fórmula de Russel são denominadas temperaturas de cor. No primeiro caso, sugere-se que a estrela emite energia em todos os comprimentos de onda. No segundo caso, sugere-se que a energia é emitida dentro de uma certa faixa de radiações.
Na maioria dos casos, as estimativas das dimensões são realizadas com base na relação entre a luminosidade das estrelas, suas temperaturas superficiais e seus raios. Pode-se notar, por exemplo, a grande diferença da dimensão de Antares em relação ao Sol. As estrelas binárias são classificadas de acordo com as técnicas utilizadas na observação, sendo elas as binárias visuais, as binárias fotométricas e as binárias espectroscópicas. A relação massa-luminosidade é um dos procedimentos utilizados para se obter informações sobre as massas das estrelas. Em 1924, o astrônomo e físico A. S. Eddington verificou que havia uma relação entre as massas e as luminosidades das estrelas binárias. As estrelas possuem também um movimento de rotação, além de seus movimentos orbitais nos sistemas múltiplos e dos movimentos que elas realizam em torno do centro gravitacional das galáxias.
Características estelares tais como tipo espectral, luminosidade, cor e temperatura, estão diretamente relacionadas entre si. Por isso, os astrônomos Henry Noris Russel (1877-1957) e Ejnar Hertzsprung (1873-1967) elaboraram o chamado Diagrama Hertzsprung-Russel, descrito também como Diagrama H-R. Este é feito colocando-se num eixo horizontal (abscissas) o tipo espectral, a cor ou a temperatura das estrelas, e num eixo vertical (ordenadas), perpendicular ao primeiro, as magnitudes absolutas ou luminosidades das estrelas. Pode-se notar utilizando tal recurso que há certo acúmulo de pontos, dos quais uma região equivale a uma das diagonais do Diagrama, formando a Sequência Principal. Observa-se ainda, na parte superior do Diagrama, a região das supergigantes, e abaixo, a região das gigantes. A evolução estelar é pouco conhecida, devida à dificuldade de se conhecer as regiões centrais das estrelas, em que ocorrem as principais características de sua evolução. Além disso, não é possível acompanhar observacionalmente as fases da evolução estelar, em que as mudanças principais ocorrem entre milhares, milhões ou bilhões de anos. De acordo com a contração das estrelas, dos fenômenos finais de sua evolução podem ocorrer três tipos de objetos: Anãs Brancas, Estrelas de Nêutrons e Buracos Negros. As estrelas variáveis estão classificadas em Variáveis Intrínsecas e Variáveis Extrínsecas. As Intrínsecas são as Pulsantes (Cefeidas, RR. Lyrae, Mireidas e outras) e as Cataclísmicas (Novae, Supernovae, R Corona Borealis e outras). As Extrínsecas são as Eclipsantes (Algólidas, Beta Lyrae, W Ursa Majoris) e as Nebulares (T Tauri, Herbig-Haro, R W Aurigae e outras).
A classificação das Galáxias é feita com base em características variáveis, embora todas estejam constituidas de estrelas e material interestelar. A classificação mais usual é aquela idealizada pelo astrônomo Edwin Hubble em 1927, que se utiliza das formas que as Galáxias apresentam na observação (Classificação Morfológica de Hubble). Aquí, as Galáxias estão classificadas em três grupos: Elípticas, Espirais e Irregulares. Já as constelações foram observadas desde os povos mesopotâmicos, chineses, egípcios e gregos, além de povos de outras regiões do mundo. Perceberam que o conhecimento das configurações formadas pelas estrelas torna mais fácil a localização da Lua, dos planetas e de outros corpos celestes. Determinava-se através das posições das estrelas as estações do ano e orientava-se durante viagens terrestres ou marítimas. Foi a estes agrupamentos aparentes de estrelas que se deu o nome de Constelações. Cada povo da Antiguidade possuia um tipo de imaginação e seus mitos, e acabaram por unir as estrelas com linhas imaginárias, formando figuras de heróis lendários, de animais e de outros objetos. Seus nomes persistem até hoje como elaborados pelos antigos gregos. A União Astronômica Internacional (I.A.U.), entidade que congrega astrônomos do mundo todo, realizou a divisão da Esfera Celeste em 88 regiões perfeitamente demarcadas, mantendo as antigas constelações do céu e também seus respectivos nomes. São muito mencionadas as doze constelações zodiacais (da faixa limitada por círculos paralelos à Eclíptica, situada a 8º ao norte e ao sul dela, chamada Zodíaco), cujos nomes são Peixes (Pisces), Aries, Touro (Taurus), Gêmeos (Gemini), Cancer, Leão (Leo), Virgem (Virgo), Libra, Escorpião (Scorpius), Sagitário (Sagittarius), Capricórnio (Capricornius) e Aquario (Aquarius). Mas há outras constelações como as Austrais (Cruzeiro do Sul, Peixe Austral, Centaurus, etc.), as Boreais (Ursa Minor, Cygnus, Andrômeda, etc.) e as Equatoriais como Órion e Áquila.
Referência: https://cienciaemnovotempo.wordpress.com/categorias/astronomia-2/astronomia/
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