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O PROFESSOR PDE E OS DESAFIOSDA ESCOLA PÚBLICA PARANAENSE
2009
Produção Didático-Pedagógica
Versão Online ISBN 978-85-8015-053-7Cadernos PDE
VOLU
ME I
I
SECRETARIA DE ESTADO DA EDUCAÇÃO – SEED SUPERINTENDÊNCIA DA EDUCAÇÃO
PROGRAMA DE DESENVOLVIMENTO EDUCACIONAL – PDE
MÁRCIA REGINA FRANCO DE OLIVEIRA TRABALHANDO ASTRONOMIA NA PRÁTICA EM SALA
DE AULA
Caderno Temático apresentado ao Programa de Desenvolvimento Educacional (PDE), orientado pelo Prof: Dr. Márcio Massashiko Hasegawa, como produção didática- pedagógica
____________________________________________________________________ BANDEIRANTES – PR
2010
AGRADECIMENTOS
Agradecimento especial à SEED, Secretaria de Estado de Educação do Paraná,dá oportunidade ao professor do Estado se aprimorar e participar dessa formação continuada. A UENP – Universidade Estadual do Norte do Paraná, Campus Luiz Meneghel – Bandeirantes. Agradecimento especial para o professor Dr. Marcio M. Hasegawa, ao apoio cientifico para o desenvolvimento do objeto de pesquisa.
APRESENTAÇÂO INFORMAÇÕES GERAIS SOBRE O PROGRAMA DE DESENVOLVIMENTO
EDUCACIONAL – PDE/SEED-PR
O Programa de Desenvolvimento Educacional – PDE– foi instituído
como uma política educacional inovadora de Formação Continuada das
Professoras e Professores da Rede Pública Estadual da Secretaria de Estado
da Educação do Paraná, em parceria com a Secretaria de Estado da Ciência,
Tecnologia e Ensino Superior. Este programa de caráter inter-institucional,
envolve a SEED, SETI, as Instituições de Ensino Superior Estadual ( UEL,
UEM, UNICENTRO, UENP, UNIOESTE e UEPG) e duas Instituições Federais
(UFPR e UTFPR). Nesta parceria a UENP participa com cursos de extensão e
a orientação dos seus professores que assumiram a função de orientadores
dos professores-PDE inscritos no programa sob a responsabilidade dos
Núcleos Regionais de Educação da região norte do Estado.
Esse novo processo de formação continuada visa proporcionar ao
professor PDE o retorno às atividades acadêmicas de sua área de formação
inicial. Este será realizado de forma presencial nas Universidades Públicas do
Estado do Paraná, e é de forma semipresencial em permanente contato do
professor PDE com os demais professores da rede pública estadual de ensino,
apoiados com os suportes tecnológicos necessários ao desenvolvimento da
atividade colaborativa.
Os professores- PDE, altamente interessadas, dedicaram o ano de 2009-
2010 para aprofundar seus estudos nesta área de pesquisa visando ampliar
suas ações docentes junto aos seus colegas da escola e, principalmente, junto
aos seus alunos para melhorar o processo de ensino e de aprendizagem.
SUMÁRIO
pg
1 INTRODUÇÂO ............................................................................................................. 5 2 ORIGEM E EVOLUÇÃO ............................................................................................. 6
2.1 A Origem Bíblica Do Universo .................................................................................. 6 2.2 Mitos Da Criação ........................................................................................................ 7 2.3 Os Grandes Filósofos ................................................................................................. 8 2.4 Os Grandes Astrônomos ........................................................................................... 12 3 PRINCÍPIO COSMOLÓGICO ................................................................................... 16
4 TEORIA DO BIG BANG............................................................................................ 17 5 EXPANSÃO DO UNIVERSO – LEI DE HUBBLE .................................................. 18
6 GALÁXIAS ................................................................................................................. 21 6.1 A Descoberta Das Galáxias ...................................................................................... 21 6.2 Classificação Morfológica ........................................................................................ 23
6.2.1 Espirais(S) ..................................................................................................... 23 6.2.2 Elípticas (E) ................................................................................................... 25
6.2.3 Irregulares (I) ................................................................................................. 26
7. SISTEMA SOLAR ..................................................................................................... 28 7.1 O Sol - Nossa Estrela ................................................................................................ 31
7.1.2 Estrutura Do Sol ............................................................................................ 32
7.2 Os Planetas ............................................................................................................... 33 7.2.1 Características Gerais Dos Planetas .............................................................. 33
7.2.2 Propriedades Fundamentais Dos Planetas ..................................................... 34 7.2.3 Estrutura Interna ............................................................................................ 35
7.3 Planetas Do Sistema Solar ........................................................................................ 36 Características dos planetas: informações, localização, foto, composição, superfície,
dados astronômicos, temperatura ................................................................................... 36
7.3 1 Planeta Mercúrio............................................................................................ 36 7.3.2 Planeta Vênus ................................................................................................ 37
7.3.3 Planeta Terra .................................................................................................. 39 7.3.4 Planeta Marte ................................................................................................. 40 7.3.5 Planeta Júpiter ............................................................................................... 42 7.3.6 Planeta Saturno .............................................................................................. 44
7.3.7 Planeta Urano ................................................................................................ 45 7.3.8 Planeta Netuno ............................................................................................... 47 7.3.9 Planeta Anão-Plutão ...................................................................................... 48
8. O SISTEMA SOLAR EM ESCALA ......................................................................... 49
8.1 As Distâncias Dos Planetas ao Sol ........................................................................... 50 8.2 Comparação Entre Os Tamanhos Dos Planetas Em Relação Ao Sol Através De
Esferas ............................................................................................................................ 51
9. SUGESTÕES DE SITES PARA REALIZAÇÃO DE OFICINAS E PESQUISAS
SOBRE ASTRONOMIA ................................................................................................ 51 10. REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS ..................................................................... 53
5
1 INTRODUÇÂO
A Astronomia é 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 o firmamento de um imenso relógio, de
extraordinária precisão, cujo mecanismo era preciso conhecer e dominar.
Em tempos recentes a exploração do espaço não apenas aumentou o
nosso conhecimento sobre o universo como também não cessam os benefícios
contidos por tais conquistas. Astronomia é na sua essência a ciência da
observação dos astros, que estuda os corpos celestes utilizando os
conhecimentos científicos.
Diante a esses fatores a Astronomia passou a fazer parte dos conteúdos
estruturantes dentro das diretrizes curriculares da disciplina de ciências como
conhecimento de grande amplitude que identifica e organiza os campos de estudo
a partir da historicidade dos conceitos científicos.
Este caderno temático abordará além de algumas práticas didáticas que
poderemos estar montando com os alunos para visualização concreta do
tamanho e da distância dos planetas ao Sol discorreremos também numa
abordagem histórica conteúdos básicos que envolvem conceitos científicos
necessários para o entendimento de questões astronômicas.
Finalmente esperamos que o conteúdo aqui pudesse fomentar novas
discussões e ações pedagógicas na escola para que todos os agentes
educacionais possam transformar as ações pedagógicas em idéias poderosas
para o crescimento intelectual de todos os envolvidos no processo de ensino e de
aprendizagem.
6
2 ORIGEM E EVOLUÇÃO
A origem do universo é um tema que sempre interessou a toda
humanidade. Em todos os povos, em todas as épocas, surgiram muitas tentativas
de compreender de onde veio tudo o que conhecemos. Essa vontade irresistível
de compreender nossas origens é tão antiga quanto a história da humanidade.
Mesmo vivendo numa sociedade tecnológica, definida em grande parte pelos
avanços da ciência, ainda hoje dividimos com nossos ancestrais a mesma
curiosidade sobre nossas origens e o sentido da vida.
O universo teve um início ou existiu desde sempre? Foi criado ou surgiu
por si só? O tudo pode vir do nada? A religião, o mito, a filosofia, e a ciência
procuram dar uma resposta às questões fundamentais.
2.1 A Origem Bíblica Do Universo
Conforme o Antigo Testamento, Deus criou o cosmo e tudo o que existe
nele em seis dias, descansando no sétimo. Embora o Gênesis seja bem
conhecido vamos relembrar o seu início:
“No princípio, Deus criou o céu e a terra. E a terra era uniforme e vazia, e havia trevas sobre a face do abismo; e o espírito de Deus se movia sobre as águas. E disse Deus: que seja feita a luz. E a luz se fez. E Deus viu que a luz era boa. E separou a luz das trevas. Chamou a luz de Dia, e as trevas de Noite. E fez-se a tarde e a manhã do dia um. E disse também Deus: seja feito o firmamento em meio às águas, e divida as águas das águas. E Deus fez o firmamento, dividindo as águas que estavam sob o firmamento e as que estavam sobre o firmamento. E isso se fez assim. E Deus deu ao firmamento o nome de Céu. E fez-se a tarde e a manhã do segundo dia. Deus disse: reunam-se as águas que estão sob o céu em um lugar, e que apareça o seco. E isso se fez assim. E Deus chamou o seco de Terra, e denominou a reunião das águas de Mar. E Deus viu que era bom. Depois, nos “dias” seguintes, Deus produz as plantas, os astros, os animais, das águas e da terra e, por fim, o homem: E Deus criou o homem à sua imagem; pela imagem de Deus o criou; criou o macho e a fêmea. E Deus os abençoou, e disse: Crescei e multiplicai-vos, e enchei a terra.
7
No sétimo dia Deus terminou a obra que havia feito; e repousou no sétimo dia, de todas as obras que produziu.” (Gênesis 1,1-31/2,1-4) Como argumentou Santo Agostinho no século IV, o tempo e o espaço
surgiram com a criação, já que Deus existe atemporalmente. Ou seja, antes da
criação, o antes não existia. Os mitos que afirmam que o cosmo surgiu ou foi
criado em um determinado momento costumam supor que o tempo começou a
passar desse momento e vem fluindo continuamente desde então, como as águas
de um rio.
2.2 Mitos Da Criação
Em outras culturas, podem existir diversos deuses que participam da
produção do universo. O mais antigo mito conhecido sobre a origem de tudo é o
Enuma elis, um mito babilônico que parece ter sido elaborado cerca de 4000 anos
atrás. Nesse mito babilônico, vão surgindo gradativamente diversos deuses. Na
verdade, há uma enorme variedade de deuses e de mitos, na tradição babilônica,
pois cada região e cidade tinham seu próprio deus protetor e seus próprios mitos.
Outro aspecto muito interessante é que nesses mitos, os deuses vão
estruturando o universo, produzindo suas partes, e também lhes dão nomes e
estabelecem leis que devem ser obedecidas por todos os fenômenos.
Embora os mitos, em sua maioria, presumam que o mundo foi criado por
deuses, existem exceções. Alguns dizem que o cosmos surgiu do nada, sem
qualquer ajuda ou intervenção divina. É o caso, por exemplo, dos maoris da Nova
Zelândia, que acreditam que tudo o que existe surgiu espontaneamente do nada:
Do nada a procriação,
Do nada o crescimento,
Do nada a abundância.
Já outros afirmam que no início havia o caos. Dele, também sem a
intervenção dos deuses, as formas da natureza foram evoluindo aos poucos,
organizando-se espontaneamente em estruturas complexas. Outro grupo de mitos
de criação inclui os que afirmam que o cosmo é eterno. Aqui, encontramos duas
possibilidades: ou o cosmo existiu e existirá para sempre, ou é criado e destruído
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em ciclos que se repetem por toda a eternidade. Ou seja, nesse tipo de mito não
existe um momento especial da criação, a partir do qual o tempo começa a
passar. O deus repete seus gestos, criando e destruindo o cosmo ciclicamente.
Com o passar do tempo, em muitas civilizações, houve um
enfraquecimento do mito e da religião, surgindo em seu lugar o pensamento
filosófico. Mas nem sempre a filosofia se desprendeu totalmente da religião e do
mito. Muitas vezes, o pensamento filosófico é uma reflexão e desenvolvimento de
mitos mais antigos.
Os mitos e a religião são fenômenos universais: surgiram em todos os
lugares, em todos os povos. A filosofia, pelo contrário, é algo mais restrito. Em
alguns poucos lugares do mundo, como a Grécia e a Índia, apareceu
gradualmente um pensamento filosófico que procurou dar uma explicação para o
mundo sem utilizar mitos. Mas isso não aconteceu de repente, nem houve um
abandono total das concepções mitológicas e religiosas. Muitas vezes, elas foram
aproveitadas pelos filósofos. Por isso, é preciso partir dos próprios mitos, para
entender o surgimento da filosofia.
2.3 Os Grandes Filósofos
Tudo indica que o primeiro filósofo foi Tales, que viveu por volta de 600
a.C. na cidade de Mileto, hoje parte da costa oeste da Turquia. O que sabemos
desses filósofos pré-socráticos vem de fontes indiretas, às vezes registradas com
centenas de anos de atraso, em pequenos trechos de seus escritos citados por
outros autores posteriores. Tales teria previsto um eclipse solar que interrompeu
uma guerra: verdade ou não ele tinha a fama de conhecer bem a astronomia,
provavelmente aprendida dos babilônicos.
A importância filosófica de Tales é atribuída ao fato de ter sido ele o
primeiro a se questionar sobre a natureza material das coisas. Foi o primeiro a
questionar de que tudo é feito, qual a composição da matéria? Essa é uma
pergunta essencialmente científica, já que procura encontrar uma explicação
material para o mundo. Essa questão dá início à grande aventura intelectual da
ciência.
9
Por volta de 570 a.C. nasceu outro grande pioneiro da filosofia, Pitágoras.
Ao contrário de Tales, Pitágoras não foi um pensador isolado. Fundou uma
escola, onde outros filósofos conviviam, discutindo a importância da matemática
na estrutura do mundo. Para os pitagóricos a função do filósofo era estudar as
relações entre os números e as formas, desvendando a estrutura racional do
cosmo. Esse processo era essencialmente religioso, já que para eles os números
e suas relações eram sagrados. Se Tales inaugurou a tradição material da
ciência, Pitágoras inaugurou sua tradição geométrica, que tenta encontrar as
formas e proporções que regem os fenômenos naturais.
Além de Tales e Pitágoras, foram muitos os chamados filósofos pré-
socráticos. Entre eles, Demócrito 400 a.C., que juntamente com Leucipo, é
considerado o criador da doutrina atomista. Segundo os atomistas, tudo no cosmo
é feito de pequenas partículas indivisíveis chamadas átomos – o que não pode
ser cortado. Esse átomo, infinitos em número, podia combinar-se para dar origem
às várias formas e aos vários fenômenos presentes na natureza. Mesmo que os
átomos da ciência moderna sejam bem diferentes daqueles dos atomistas (podem
ser divididos e não são infinitos em número), a idéia de que a matéria é composta
de pequenos tijolinhos fundamentais permanece até hoje.
Toda essa concepção dos atomistas é extremamente original e
revolucionária, na época. Antes deles, ninguém havia imaginado que pudessem
existir outros mundos – a Terra e aquilo que está em volta dela - fosse apenas
uma pequena região em um universo infinito. A filosofia atomista rompe
completamente com toda a visão de mundo que era aceita na época, e tira a
Terra e o homem do centro do universo. Ainda mais: o atomismo destrói a base
da religião, negando a existência de deuses capazes de interferir no mundo, e
negando a própria existência de uma alma imortal, que possa ser premiada ou
castigada após a morte.
Sócrates, por sua vez, rebelou-se contra o pensamento materialista de
alguns de seus antecessores, preocupando-se mais com questões morais e
legais, a filosofia dos homens e sua organização social.
Platão 427-347 a.C. um dos pupilos de Sócrates regia contra esta
interpretação materialista e tentou mostrar que a natureza, não só se originava de
uma mente cósmica, como, além disto, era continuamente sustentada por ela. Ele
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via na obra divina não apenas um monumento de perfeição inigualável, mas
também algo que servia a um propósito de crescimento pessoal a ser seguido
pela humanidade. Segundo ele, a realidade podia ser dividida em duas partes: a
das idéias, a realidade mental, e a dos sentidos, a realidade sensorial.
Acreditava que o cosmo era produto de uma divindade inteligente que
chamou de Demiurgo, um profundo conhecedor da geometria. Já a realidade
sensorial era suspeita, traiçoeira. Os sentidos podiam nos enganar, criando
sensações falsas. Só a razão, livre das distorções sensórias, podia ser usada na
compreensão essencial da natureza. É normalmente creditada a Platão a idéia do
geocentrismo segundo a qual as estrelas deveriam estar presas a uma esfera que
executaria um movimento de rotação perpétua em torno da Terra.
Platão postulou que o cosmo, sendo produto de uma mente superior, devia
refletir em sua estrutura as proporções ideais da geometria. Portanto, como
haviam já postulado os pitagóricos, a Terra, a Lua, o Sol e as outras luminárias
celestes eram esféricas, dado que a esfera é a forma mais perfeita.
As idéias de Platão sobre a forma dos astros e suas órbitas foram
herdadas por Aristóteles (384-322 a.C.) que apresenta argumentos muito claros
para mostrar a forma da Terra. Ele indica que, quando um navio se afasta do
porto, uma pessoa que fica em terra vê, inicialmente, o navio todo que parece
cada vez menor; mas, depois de certa distância, a parte de baixo do navio
começa a ficar oculta pelo mar, e por fim só se vê a parte mais alta dos mastros.
Se o mar fosse plano, isso não poderia acontecer. Tal acontece exatamente
porque o mar é curvo.
Outra indicação apresentada por Aristóteles é que, quando se viaja para o
Sul, na África, começam a ser observadas estrelas que não são vistas na Grécia.
Isso é correto. Sabemos que a constelação do Cruzeiro do Sul, por exemplo, não
pode ser vista por quem esteja na Europa. Da mesma forma, nós, no Brasil, não
podemos ver as estrelas que estão próximas ao pólo Norte – como a constelação
da Ursa. Isso também acontece por causa da curvatura da Terra: se ela fosse
plana, seria possível ver exatamente as mesmas partes do céu de qualquer ponto
em que estivéssemos. Aos poucos,no entanto,a visão de uma Terra esférica foi
sendo aceita.
11
Aristóteles desenvolveu uma nova Física, na época, para tentar
compreender essas coisas. Sobre a composição material das coisas, Aristóteles
postulou a existência dos quatro elementos e suas combinações: terra, água, ar e
fogo. Estudando o movimento dos objetos terrestres, ele concluiu que existem
coisas ―pesadas‖, como os sólidos e líquidos, que caem em direção ao centro da
Terra; e outras coisas ―leves‖, como o ar e o fogo, que se afastam do centro da
Terra.
Por outro lado, Aristóteles observou que os astros (estrelas, planetas, Sol,
Lua) não caem em direção à Terra, nem se afastam dela. Por isso, concluiu que
não podiam ser formados nem por elementos pesados, nem por elementos leves,
ou seja: não poderiam ser formados nem por terra, nem água, nem ar, nem fogo.
Ele propôs que todos os corpos celestes são formados por um ―quinto elemento‖,
o éter. O universo seria, assim, dividido em duas partes totalmente distintas. O
mundo celeste, a partir da Lua, seria feito de éter. O mundo terrestre, ou sublunar
(abaixo da Lua), seria formado por terra, água, ar e fogo. A concepção aristotélica
do cosmo – a Terra imóvel no centro, os objetos celestes feitos de éter, girando
em torno dela eternamente, a divisão entre o mundo sublunar e o mundo celeste
imutável – sobreviveu até o século XVI, quando alguns tiveram a coragem
intelectual de questioná-lá. O resultado foi uma profunda transformação em nossa
visão de mundo, o nascimento da ciência moderna.
12
2.4 Os Grandes Astrônomos
Cláudio Ptolomeu
Fonte -g1.globo.com/Noticias/Ciencia/0,,MUL382307-56...
O mais famoso astrônomo da Antiguidade foi Cláudio Ptolomeu, que viveu
no século II depois de Cristo. Ele aceitou as idéias de Aristóteles, e elaborou uma
detalhada teoria matemática dos movimentos dos planetas. Sua teoria permitia
prever, com grande precisão, a posição de qualquer planeta, em qualquer
época.
Durante muitos anos, seu trabalho não foi ultrapassado por outros
astrônomos. Sua obra principal é A Grande Síntese, ou na tradução árabe:
Almagesto. Nesse livro, ele adota o sistema geocêntrico: em que a Terra
encontra-se no centro do Universo, e em torno dela giram Mercúrio, Lua, Vênus,
Sol, Marte, Júpiter e Urano.
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Nicolau Copérnico
Fonte www.edicionnacional.com/fotos/34243
É no século XVI que surge Nicolau Copérnico (1473-1543) e uma nova
teoria astronômica. Copérnico propõe uma teoria heliocêntrica, na qual o Sol é o
centro em torno do qual se movem todos os planetas; e a própria Terra é tirada do
centro do universo e considerada apenas como um dos planetas, girando em
volta do Sol. A teoria de Copérnico não foi aceita, logo que foi proposta, por
muitos motivos. Ela colidia com toda a ciência de sua época e parecia em
contradição com os fatos conhecidos. Além de ser estranha, ela entrava também
em conflito com toda a tradição cultural e religiosa. Foi, por isso, considerada
como uma hipótese curiosa e engenhosa, que permitia fazer cálculos
astronômicos, mas que não descrevia a realidade.
A concepção do universo segundo Copérnico: o Sol ocupa o centro do
universo, cercado pelas esferas nas quais se movem os diversos planetas.
Fonte:www.klickeducacao.com.br/.../Re299/167.jpg
14
Johannes Kepler
Fonte: www.ph.surrey.ac.uk/.../files/kepler.html
Em 1596, Johannes Kepler (1571-1630) influenciado pelas idéias de
Copérnico, publica seu primeiro livro em 1596, O Mistério Cosmográfico, onde
escreve a primeira defesa explícita das idéias de Copérnico: O Sol não só era o
centro do cosmo como também causava o movimento dos planetas à sua volta.
No livro, Kepler vai além. Não se contentando em investigar a causa dos
movimentos planetários propõe também uma explicação para a distância entre
cada um deles e o Sol. Também havia uma preocupação com o arranjo espacial
do Universo.
Em 1609 publicou Astronomia Nova De Motibus Stellae Martis, onde
apresentou as três leis do movimento dos planetas, que hoje levam seu nome:
Os planetas descrevem órbitas elípticas, com o Sol num dos focos.
O raio vetor que liga um planeta ao Sol descreve áreas iguais em tempos
iguais.(lei das áreas)
Os quadrados dos períodos de revolução (T) são proporcionais aos cubos
das distâncias médias (a) do Sol aos planetas.T2 = ka3, onde k é uma constante
de proporcionalidade.
15
As ―três leis de Kepler‖ descrevem as órbitas planetárias não só neste
sistema solar, mas em qualquer outro sistema, sejam quais forem os planetas ou
as estrelas que girem à sua volta.
Galileu Galilei
Fonte: www.ccvalg.pt/.../historia/galileu_galilei.htm
Galileu Galilei (1564-1642) também defendia a teoria de Copérnico e de
posse de um telescópio que ele mesmo construiu bem mais potente, dos que
existiam na época, conseguiu explorar o cosmo e observar que existiam muito
mais estrelas além daquelas visíveis a olho nu. Viu que a Lua estava longe de ser
perfeita, pois sua superfície era constituída por milhares de crateras e salpicadas
de enormes montanhas e vales. A Via Láctea, que aparentava ser um veio
nebuloso de luz atravessando o céu noturno, era na verdade composta por um
número incontável de estrelas. Descobriu que Júpiter tinha luas girando à sua
volta. É claro que Galileu via nas suas descobertas uma mensagem, o anúncio da
chegada de uma nova visão de mundo baseada no sistema de Copérnico.
Com essa revelações aumentaram-se os conflitos com os aristotélicos e
os jesuítas, onde valeram-lhe um verdadeiro exército de inimigos. Diante a
insistência de Galileu em modernizar a visão cósmica, subestimando seus
inimigos, provocando conflitos é que a Igreja adotou uma posição oficial contra a
16
teoria de Copérnico; A partir de então, qualquer menção ao Sol como centro do
Cosmo era vista como heresia.
Galileu continuou escrevendo vários livros mesmo sendo proibido e
confiscado pela Inquisição. Foi então condenado pelo Sagrado Tribunal da
Inquisição e forçado a declarar publicamente, sob pena da tortura, que as idéias
de Copérnico eram errôneas e heréticas. Sua pena incluía prisão domiciliar
vitalícia e ler salmos penitenciais diariamente durante três anos.
Quando Galileu morreu, em 1642, sua obra estava sendo lida avidamente
em toda a Europa, fomentando a grande revolução científica que ocorreria no
final do século XVII.
Nesta época então surge o inglês Isaac Newton, uma das mentes mais
brilhantes de toda a história, onde unificou a física celeste de Kepler e a física
terrestre de Galileu, trazendo o cosmo mais próximo da humanidade.
3 PRINCÍPIO COSMOLÓGICO
O que é a Cosmologia?
É a ciência que estuda o Universo como um todo. Cosmologia não é a
somatória dos conhecimentos sobre os constituintes do Universo (estrelas,
sistemas planetários, galáxias, aglomerados de galáxias, superaglomerados,
etc.), mas o estudo do Universo em grande escala. Um modelo cosmológico é
uma representação mental para descrever e explicar as propriedades do
Universo como um todo. Para isso, ele se baseia em leis físicas (leis da
natureza). Mas não sabemos se a validade das nossas leis físicas pode ser
estendida ao próprio Universo como um todo.
A teoria física envolvida na Cosmologia é a Teoria Geral da Relatividade
de Einstein. O estudo do Universo envolve naturalmente o conceito de espaço-
tempo, pois as observações são limitadas pela velocidade da luz. Observar
Andrômeda que está a 2,3 milhões de anos-luz é testemunhar um evento
ocorrido lá há 2,3 milhões de anos-luz.
17
Por algum tempo houve disputa entre dois modelos cosmológicos rivais.
Um era o modelo do estado estacionário segundo o qual o Universo em grande
escala é imutável, portanto não evolui no tempo nem teve origem, pois sempre
existiu. Mas a confirmação experimental de fatos previstos pelo outro modelo, o
do Big Bang, conquistou para essa teoria o consenso de praticamente todos os
astrônomos contemporâneos.
4 TEORIA DO BIG BANG
Uma das teorias científica mais aceita para explicar a origem do Universo é
a teoria do Big Bang ou da Grande Explosão. Em 1916, Albert Einsten publicou a
teoria da relatividade, onde dizia que o Universo estaria se expandindo ou então
se contraindo,contrariando a idéia de que o Universo seria estático ou inerte até
então.
A teoria do Big Bang leva em conta que, se as galáxias estão se afastando
uma das outras, como observado por Edwin Hubble em 1929, no passado, elas
deveriam estar cada vez mais próximas e, num passado remoto, 10 a 15 bilhões
de anos atrás, deveriam estar todas num mesmo ponto, muito quente, uma
singularidade espaço-tempo, que se expandiu no Big Bang. Uma conseqüência
imediata de grande importância é que, passando de trás para diante o filme da
expansão do Universo, chegaremos a um instante inicial em que toda a matéria
esteve concentrada num único ponto. O nome Big Bang alude à explosão desse
ponto na origem do Universo. Esse seria o início do Universo observável.
Em 1964, a descoberta acidental da radiação de microondas do fundo do
Universo pelos radioastrônomos Arno Allan Penzias(1933) e Robert Woodrow
Wilson (1936), reforçou a teoria do Big Bang. A radiação do fundo do Universo é
o sinal eletromagnético proveniente das regiões mais distantes do Universo (a
cerca de 12 bilhões de anos-luz); ela havia sido predita, em 1948, pelos
americanos Ralph A. Alpher (1921-) e Robert Herman (1922-1997), associados
de George Antonovich Gamow (1904-1968), como radiação remanescente do
estado quente em que o Universo se encontrava quando se formou.
A radiação do fundo do Universo mostra as condições do Universo 380 mil
anos após o Big Bang, quando o Universo era dominado por radiação.
18
Aproximadamente 380 mil anos depois do Big Bang, a temperatura do Universo
caiu para cerca de 3000 K, suficiente para que os prótons e as partículas alfa,
formadas nos três primeiros minutos do Universo, começassem a capturar
elétrons, e formar átomos de hidrogênio e hélio neutros, átomos mais complexos
foram produzidos logo depois. Foram sintetizados no interior das estrelas como
produto das reações nucleares que as fazem brilhar. Peebles chamou essa fase
de recombinação, ou fase de desacoplamento, passando para Universo
dominado por matéria.
5 EXPANSÃO DO UNIVERSO – LEI DE HUBBLE
O astrônomo americano Vesto Melvin Slipher (1875-1969), em 1912 do
observatório Lowell, descobriu que as linhas das estrelas na galáxia de
Andrômeda (M31) mostraram um enorme deslocamento para o azul, indicando
que esta galáxia está se aproximando do Sol, a uma velocidade de 300 Km/s.
Slipher iniciou então um trabalho sistemático que levou duas décadas,
demonstrando que das 41 galáxias que ele estudou, a maioria apresentava
deslocamento espectral para o vermelho, indicando que as galáxias estavam se
afastando de nós. Slipher descobriu que quanto mais fraca a galáxia, maior era o
deslocamento para o vermelho de seu espectro (redshifht).
As implicações de Slipher ficaram mais claras quando em 1929 Edwin
Powell Hubble (1889-1953), usando o recém-instalado telescópio de 2,5 de
diâmetro do Monte Wilson, na Califórnia, conseguiu enxergar e medir as estrelas
individuais na galáxia de Andrômeda e, medindo sua distância, (mais de 2
milhões de anos-luz), demonstrou conclusivamente que nossa galáxia, com mais
de 100 mil anos-luz de extensão, não é a única no Universo.
19
Humason e Hubble
Fonte:www.if.ufrj.br/~ioav/nota.html
Hubble medindo o deslocamento para o vermelho nas linhas espectrais
das galáxias observadas por Milton Humason (1891-1972), e medindo ele próprio
suas distâncias, descobre que as galáxias estavam se afastando com
velocidades proporcionais à sua distância, isto é, quanto mais distante a galáxia,
maior sua velocidade de afastamento. O deslocamento do espectro para o
vermelho denuncia o afastamento das galáxias pela expansão do Universo. O
Universo está em expansão e segundo a lei de Hubble, a velocidade de
afastamento é diretamente proporcional à distância,ou seja, quanto mais longe a
galáxia, mais rápido ela se afasta.
A expansão do Universo não influi no tamanho das galáxias e cúmulos de
galáxias, que são mantidos coesos pela gravidade; o espaço entre eles
simplesmente aumenta, como um bolo com passas, crescendo com fermento no
forno, como mostra a figura abaixo.
Fonte: http://astro.if.ufrgs.br/univ/
A expansão não indica que estamos no centro do Universo. Em um bolo com passas em expansão,
todas as passas se afastam umas das outras.
20
Atualmente o Universo está em expansão. Irá essa expansão continuar até
quando? Esta é uma questão fundamental que pode ser investigada à luz da
teoria geral da relatividade.
A Teoria Geral da Relatividade também prevê duas possibilidades: ou a
expansão prosseguirá indefinitivamente ou parará algum dia para ceder lugar
para a contração. No primeiro caso o Universo seria ilimitado, no segundo,
limitado. O futuro da expansão depende de a densidade média no Universo ser
maior ou menor que a densidade crítica, aquela que separa os dois regimes. A
densidade crítica hoje corresponde a 6 átomos de hidrogênio por m³ Mas qual é a
densidade média do Universo hoje? Contabilizando a matéria luminosa os
astrônomos chegam a 1% da densidade crítica. Fosse só essa matéria existente
no Universo, a expansão jamais pararia. Mas também existe a matéria escura,
que não é perceptível através da radiação, ela pode ser inferida através dos
efeitos gravitacionais que produz. A movimentação de aglomerados de galáxias é
muito rápida para ser explicado só pela matéria luminosa. A matéria escura é a
que contabiliza a maior parte e por isso, detém o controle dinâmico dessa
estrutura. Com isso a densidade do Universo passa a ser 30% da densidade
crítica. Mas se tem conhecimento pelos astrônomos apenas a matéria escura
dinâmica em aglomerados de galáxias mais próximos. A suspeita que aqueles
vazios na estrutura vesicular de grande escala não sejam vazios, mas contenham
substancial quantidade de matéria escura.
Cálculos independentes relacionados com a produção de deutério e do
hélio através do nucleossíntese primordial prevêem uma densidade de matéria
ordinária (constituída de prótons, nêutrons e elétrons) correspondente a 10% da
densidade crítica. Claramente boa parte da matéria ordinária está incorporada na
matéria escura. Mas, se a matéria escura já é estimada em 30% da densidade
crítica, somos obrigados a concluir que pelo menos 2/3 da matéria escura não é
ordinária, mas exótica. Esse é o nome dado a uma matéria de natureza ainda
desconhecida, que efetivamente pode ter desempenhado papel decisivo na
formação das galáxias, mas que dissimula a sua presença porque praticamente
não interage nem com a luz, nem com a matéria ordinária. Atualmente se acredita
que 3% do Universo é matéria ordinária (luminosa ou escura) e 27% matéria
exótica. Os restantes 70% seriam energia escura, necessária para explicar a
21
aceleração da expansão do Universo. Não se sabe ao certo a densidade média
do Universo. Mas, apesar da incerteza, o seu valor flutua sempre muito próximo
do valor crítico. Isso pode ser significativo, pois teoricamente se a densidade
média divergisse do valor crítico, a tendência durante a evolução do Universo
seria um crescimento exponencial dessa divergência que, todavia, não é
observada. Considerando então que a densidade do Universo seja igual à
densidade crítica a expansão continuará indefinitivamente no tempo.
Com base em diferentes métodos (constante de Hubble e radiação
cósmica de fundo) a idade do Universo pôde ser calculada recentemente com
maior precisão e atualmente é estimada em 13,7 bilhões de anos.
6 GALÁXIAS
6.1 A Descoberta Das Galáxias
Por volta do século XVIII, vários astrônomos já haviam observado, entre
as estrelas, a presença de corpos extensos e difusos, aos quais denominaram
―nebulosas‖. Hoje, sabemos que diferentes tipos de objetos estavam agrupados
sob esse termo, a maioria pertencendo à nossa própria Galáxia.
O filósofo alemão Immanuel Kant (1724-1804), influenciado pelo
astrônomo Thomas Wright (1711-1786), foi o primeiro a propor, por volta de 1755,
que algumas nebulosas poderiam ser sistemas estelares semelhantes à nossa
Galáxia. Essa idéia ficou conhecida como a hipótese dos universos-ilha.Suas
idéias não foram bem aceitas na época, de forma que as nebulosas permaneceu
assunto de controvérsia.
No final do século XVIII o astrônomo alemão William Herschel (1738-1822),
depois de fazer a contagem de estrelas em diferentes direções do céu, concluiu
que a Via Láctea era um sistema de estrelas não esférico, mas com a forma
achatada. Segundo seu modelo, o Sol ocupava uma posição central na Galáxia,
mas hoje sabemos que essa conclusão estava errada.
22
Estudos mais detalhados da estrutura e dos movimentos de nossa Galáxia
somente começaram a ser realizados no início do século XX, onde o astrônomo
holandês Jacobus Kapteyn (1851-1922), fez a primeira estimativa do tamanho da
Via Láctea. A razão para isto é que muito difícil estudar a estrutura de um sistema
estando dentro dele. Imagine mapear uma cidade sem poder sair de dentro de
seu bairro. Mas sobrevoando a cidade se tornaria muito mais fácil obter o
desenho das ruas, praças, enfim ter o mapa da cidade. Não podemos fazer isto
com a Galáxia: todas as naves construídas até hoje não conseguiram sair do
Sistema Solar.
Felizmente, para nós, a nossa Galáxia não é a única no Universo: existem
milhares de outras Galáxias espalhadas pelo céu, algumas com discos e formas
espirais semelhantes à nossa; outras apresentando barras próximas ao seu
núcleo; outras elípticas ou arredondadas, outras ainda completamente irregulares.
A analogia do nosso sistema com outros que podemos observar principalmente
aqueles mais próximos de nós, permite tirar uma série de conclusões a respeito
da nossa Galáxia e também das outras. Em 1917, Harlow Shapley (1885-1972),
Do Mount Wilson Observatory, que já havia demonstrado a forma e tamanho
verdadeiro da Via Láctea, tinha bons argumentos a favor de que as nebulosas
espirais eram objetos da nossa Galáxia e através de estudos sobre a distribuição
dos aglomerados globulares, determinou o verdadeiro tamanho da Via Láctea e a
posição periférica do Sol, na Galáxia. De fato, a Via Láctea tem um disco que
concentra a maior parte do gás, da poeira interestelar e das estrelas. O Sol se
encontra nesse disco. Mas o disco não é totalmente preenchido. Nele se
estendem os braços espirais, vemos esse disco projetado na esfera celeste na
forma de uma faixa.
Em 1923, Edwin Powell Hubble (1889-1953), usando o novo telescópio de
100 polegadas de Mount Wilson, foi capaz de identificar estrelas variáveis
Cefeidas na nebulosa de Andrômeda (M31). Ele verificou que o brilho dessas
estrelas seguia o mesmo padrão de variabilidade das Cefeidas da nossa Galáxia.
Assumindo que todas elas seguiam a relação conhecida entre período e
luminosidade, Hubble foi capaz de calcular a distância de Andrômeda, obtendo
um valor de um milhão de anos-luz (hoje sabemos que essa distância é de 2,2
milhões de anos-luz). Isso situava Andrômeda bem além dos limites da nossa
23
Galáxia, que tem 100 mil anos-luz de diâmetro, provando assim que era um
sistema estelar independente.
6.2 Classificação Morfológica
Um dos primeiros e mais simples esquemas de classificação de galáxias,
que é usado até hoje, foi inventado por Edwin Powell Hubble nos anos 1920.
Consiste em três sequências principais de classificação: elípticas, espirais e
espirais barradas. Nesse esquema, as galáxias irregulares formam uma quarta
classe de objetos.
6.2.1 Espirais(S)
As galáxias espirais apresentam uma clara estrutura espiral. Como já
dissemos a Galáxia de Andrômeda e a nossa própria Galáxia são espirais típicas.
O grupo de galáxias ao qual a Via Láctea pertence chama-se Grupo Local. É um
aglomerado pequeno, com cerca de 30 membros, dos quais a Via Láctea e
Andrômeda são os mais massivos. As Nuvens de Magalhães, galáxias, satélites
da nossa Galáxia, também fazem parte desse grupo. Nossa Galáxia abriga vários
aglomerados de estrelas. Neles as estrelas não apenas estão espacialmente
próximas, mas compartilham da mesma composição química da nuvem que as
formou, da mesma idade e da mesma distância à Terra.
Além do disco, a Via Láctea tem outras componentes morfológicas
apresentadas na figura a seguir:
Disco
HALO
BOJO
Aglomerado
globular
SOL
24
A figura mostra o corte perpendicular ao disco da Galáxia na qual possui 100 mil AL de diâmetro e
mil AL de espessura. O Bojo é uma concentração esférica de estrelas com 20 mil AL de diâmetro.
O halo é uma componente esférica que envolve praticamente toda a Galáxia e contém
aglomerados globulares de estrelas.
No halo estão os aglomerados globulares. O halo não tem gás nem poeira,
por isso lá a formação estelar já cessou há muito tempo. Há dois tipos de
aglomerados: abertos ou galático; globulares.
Aglomerados abertos
Estes aglomerados têm as seguintes características: ocorrem no disco
galático; têm poucas estrelas (10 a 100) fracamente ligadas entre si pela
gravidade, muito luminosas e quentes. Por terem se formado mais recentemente,
sua composição química apresenta elementos mais pesados. Esses aglomerados
localizam-se numa região da Galáxia onde se concentra gás e poeira interestelar
e por isso a formação estelar continua ocorrendo. As estrelas que compõem
esses aglomerados são chamados de População I. Exemplos: Plêiades e Híades.
Aglomerados globulares
Os aglomerados globulares, como o nome diz, têm forma esférica. Eles se
localizam no halo galático. Cada um contém milhões de estrelas fortemente
ligadas gravitacionalmente. Um exemplo é α do Centauro, visível a olho nu como
uma pequena nebulosidade. Fica no vértice norte de um triângulo eqüilátero tendo
α e β do Centauro num vértice e o Cruzeiro do Sul no outro. Os aglomerados são
velhos, têm quase a idade da Galáxia. Suas estrelas têm composição química
com baixo teor de elementos pesados. As estrelas desses aglomerados são
chamados de População II.
As galáxias espirais têm diâmetros que variam de 20 mil anos-luz até mais
de 100 mil anos-luz. Estima-se que suas massas variam de 10 trilhões de vezes a
massa do Sol.
25
6.2.2 Elípticas (E)
As galáxias elípticas apresentam forma esférica ou elipsoidal e não têm
estrutura espiral. Têm pouco gás, pouca poeira e poucas estrelas jovens. Elas se
parecem ao núcleo e halo das galáxias espirais. Elas variam muito de tamanho,
desde supergigantes até anãs. As maiores elípticas têm diâmetro de milhões de
anos-luz, ao passo que as menores têm poucos milhares de anos-luz em
diâmetro. As elípticas gigantes, que têm massas de até trilhões de massas
solares, são raras, mas as elípticas anãs são de tipo mais comum de galáxias.
26
Galáxia Elíptica
Fonte: http:/estudiarfisica.wordpress.com/2009/04/06/
6.2.3 Irregulares (I)
Hubble classificou como galáxias irregulares aquelas que eram privadas de
qualquer simetria circular ou rotacional, apresentando uma estrutura irregular.
Muitas irregulares aparentam estar em formação estelar relativamente intensa,
sua aparência sendo dominada por estrelas jovens brilhantes e nuvens de gás
ionizado distribuídas irregularmente. As galáxias irregulares também lembram as
espirais no seu conteúdo estelar, que inclui estrelas de população I e II ( jovens e
velhas).
Os dois exemplos de galáxias irregulares mais conhecidos são a Grande e
a Pequena Nuvem de Magalhães, as galáxias mais próximas da Via Láctea,
visíveis a olho nu no Hemisfério Sul, identificadas pelo navegador português
Fernão de Magalhães (1480-1520). A Grande Nuvem tem uma barra, embora não
tenha braços espirais. Aparentemente ela orbita a Via Láctea.
27
A Pequena Nuvem é bastante alongada e menos massiva do que a Grande
Nuvem. Aparentemente é o resultado de uma colisão com a Grande Nuvem,
acontecida há uns 200 milhões de anos atrás.
De acordo com um novo estudo, ao invés dos vizinhos de longa data que
se pensava serem, as duas companheiras mais conhecidas da Via Láctea são
imigrantes recentes. A Pequena e a Grande Nuvem de Magalhães são um par de
galáxias anãs próximas que se pensava orbitarem a nossa Galáxia há já milhares
de milhões de anos. Mas essa imagem foi alterada em janeiro de 2007 quando
uma equipe de astrônomos anunciou novas medições do movimento galático do
par feito pelo Telescópio Espacial Hubble.
Localizada a cerca de 160.000 anos-luz da Terra, a grande Nuvem de
Magalhães (GNM) tem apenas 1/12 do diâmetro da nossa Galáxia e contém um
décimo das estrelas da Via Láctea. A Pequena Nuvem de Magalhães (PNM)
situa-se a 200.000 anos-luz da Terra e é cerca de 100vezes mais pequena que a
Via Láctea.
Grande Nuvem de Magalhães
Fonte: www.observatorio.ufmg.br/pas72.htm
28
Pequena Nuvem de Magalhães
Fonte: www.portaldoastronomo.org/noticia.php?id=520
7. SISTEMA SOLAR
O Sistema Solar é constituído pelo Sol, planetas, satélites, asteróides,
meteoróides, cometas e poeira zodiacal. O Sol concentra quase a totalidade
29
(99,866%) da massa do Sistema Solar.Por isso, ele exerce uma poderosa atração
sobre os demais corpos forçando-os a gravitar ao seu redor.
Não há, até o momento, uma teoria cosmogônica inteiramente satisfatória;
sobre a formação do Sistema Solar, todas elas contêm elementos que levam a
controvérsia. Graças à exploração espacial, a meteorítica, a simulação numérica
de processos dinâmicos, o estudo de nuvens moleculares densas e de estrelas do
meio interestelar e a descoberta de sistemas planetários extra-solares que alguns
avanços ocorreram ultimamente nesta área.
Há duas questões cruciais: A formação do Sol e dos planetas é
simultânea? A matéria-prima dos planetas tem origem estelar ou interestelar? As
teorias mais antigas propunham a origem estelar dos planetas, ou seja, o resto de
uma supernova teria explodido perto do Sol, ou a matéria teria sido arrancada do
Sol numa aproximação de algum corpo celeste. Outra teoria de contrapartida
seria que o material planetário foi capturado do meio interestelar pelo Sol, quando
este cruzou os braços espirais da Galáxia. Todas essas teorias pressupõem o Sol
formado antes dos planetas. Mas a teoria que vem sendo aceita cada vez mais é
a da Nebulosa Solar Primitiva (NSP), primeiramente proposta por Laplace, em
1796: os planetas seriam subprodutos da formação do Sol, e todo o Sistema Solar
teria se formado da matéria interestelar. Confirmam esta proposta pela
semelhança de quantidade de elementos químicos (deutério, hidrogênio, lítio,
silício e ferro) dos planetas e do meio interestelar e as idades do Sol e dos
planetas confirmadas pela datação dos meteoritos condríticos.
A história da NSP começa quando o fragmento que deu origem ao Sistema
Solar adquiriu individualidade. Isso ocorreu há 4,6 bilhões de anos, quando uma
gigantesca nuvem de hidrogênio flutuava pelo espaço a aproximadamente 24 mil
anos-luz do centro da Via Láctea, girando em torno de si mesmo de forma lenta.
Algumas estrelas transitavam perto dessa nuvem, as suas vizinhas cósmicas.
Uma dessas estrelas, muito mais maciça que o Sol, entrou em seus momentos
finais, explodindo com tremenda violência num evento chamado supernova e
fundindo elementos químicos de forma impetuosa. A explosão lançou no espaço
sideral quantidades imensas de matéria, carregadas por ondas de choque que se
propagavam a milhares de quilômetros por segundo até atingir nossa calma
nuvem de hidrogênio, causando um impacto, semeando uma riqueza de
30
elementos químicos e provocando certa instabilidade, aumentando a densidade
da matéria em algumas regiões. Essas regiões mais densas entraram em colapso
devido à sua própria gravidade, dando início então a formação de estrelas.
Quanto mais densa a região, mais comprimida à matéria e maior sua temperatura
e em algumas dessas regiões a temperatura atingiu os 10 milhões de graus
necessários para a fusão de hidrogênio em hélio. Nasceram então novas estrelas,
iluminando o espaço com sua luz. Uma delas, longe de todas as irmãs, era o Sol.
Após o colapso da nuvem, ela começou a esfriar; apenas o proto-sol, no
centro, manteve sua temperatura. O resfriamento acarretou a condensação rápida
do material, o que deu origem ao planetesimais, agregados de material com
tamanhos da ordem de quilômetros de diâmetro, cuja composição dependia da
distância ao Sol.
Longe do Sol, as temperaturas mais baixas permitiram a formação de
gelos, cuja aderência natural promoveu um crescimento mais rápido de
planetesimais. Na parte externa do Sistema Solar, onde o material condensado da
nebulosa continha silicatos e gelos, esses núcleos cresceram até atingir massa da
ordem de dez vezes a massa da Terra, ficando tão grande ao ponto de atraírem o
gás ao seu redor e ainda crescerem mais ainda por acreção de grande
quantidade de hidrogênio e hélio da nebulosa solar, começando o colapso do gás
circunvizinho dando origem, assim, aos planetas jovianos. Plutão, no entanto,
parece ter sido um satélite que se desgarrou de Netuno. A formação dos planetas
gigantes ou jovianos foi concluída antes que a dos planetas telúricos. Na parte
interna, onde apenas os silicatos estavam presentes, os núcleos planetários não
puderam crescer muito, dando origem aos planetas terrestres.
Gleiser em seu livro Poeira das Estrelas descreve que o processo de
formação da estrela e de sua corte de planetas assemelha-se ao processo de
fazer uma pizza: para fazer uma pizza, enrolamos a massa numa bola e
começamos a girá-la no ar. O movimento faz com que a massa se achate nos
pólos e cresça no equador, assumindo a forma de um disco. O mesmo ocorreu
com a formação do sistema solar, onde a maior parte da massa concentrou-se no
centro que se transformou no Sol, enquanto o resto se espalhou à sua volta na
forma de um disco. Este disco chama-se plano da eclíptica. Toda matéria que
compõe os planetas encontrava-se nesse disco.
31
7.1 O Sol - Nossa Estrela
Fonte: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d9/Yohkohimage.gif
O Sol é uma das cerca de 200 bilhões de estrelas existentes na galáxia em
que vivemos a Via Láctea. É a nossa fonte de luz e de vida, e é a estrela mais
próxima de nós. A espectroscopia mostrou que o Sol é feito dos mesmos
elementos químicos encontrados na Terra, embora em proporções diferentes:
mais precisamente, o Sol é uma gigantesca esfera de gás incandescente que
contém 91,2% de hidrogênio, 8,7% de hélio e apenas 0,1% dos outros elementos,
como ferro, potássio, cálcio e manganês. É no núcleo do Sol que acontece a
geração de energia através de reações termo-nucleares
A distância do Sol, chamada de Unidade Astronômica, é medida por ondas
de radar direcionadas a um planeta em uma posição favorável de sua órbita (por
exemplo, Vênus, quando Terra e Vênus estão do mesmo lado do Sol e alinhados
com ele). O tamanho é obtido a partir de seu tamanho angular e da sua distância.
A massa do Sol pode ser medida a partir do movimento orbital da Terra (ou de
qualquer outro planeta) usando a terceira lei de Kepler. Sabendo então sua
massa e seu raio temos a densidade média do Sol. Pela densidade média
podemos inferir sua composição química média.
32
7.1.2 Estrutura Do Sol
Se pudéssemos cortar o Sol como fazemos com uma laranja, veríamos que
seu interior é composto por camadas bem diferentes. A fotosfera, cerca de 330
km de espessura e um raio de 500 quilômetros é a região exterior de coloração
amarelada, visível aqui da Terra. Essa cor resulta da temperatura da fotosfera,
que é de aproximadamente 6000ºC. A fotosfera do Sol tem a aparência da
superfície de um líquido em ebulição, cheia de bolhas. Este fenômeno é chamado
de granulação fotosférica. Esses grânulos têm em torno de 1500 km de diâmetro,
e duram cerca de 10 minutos cada. Eles marcam os topos das colunas
convectivas de gás quente, que se forma na zona convectiva, logo abaixo da
fotosfera. As regiões mais escuras entre os grânulos são regiões onde o gás mais
frio e mais denso escorre para baixo.
As manchas solares que são regiões irregulares que aparecem mais
escuras do que a fotosfera circundante e que muitas vezes podem ser
observadas mesmo a olho nu, embora só não é perigoso olhar diretamente para o
Sol quando ele se encontra no horizonte.
Logo abaixo da fotosfera se localiza a zona convectiva, se estendendo por
cerca de 15% do raio solar. Abaixo dessa camada está a zona de radiação, onde
a energia flui por radiação. O núcleo, com temperatura de cerca de 10 milhões de
33
graus Kelvin é a região onde a energia é produzida, por reações termo-nucleares.
A cromosfera é a camada da atmosfera solar logo acima da fotosfera. Essa
camada tem a cor avermelhada e é visível durante os eclipses solares, logo antes
e após a totalidade. Estende-se por 10 mil km acima da fotosfera. E acima da
cromosfera se encontra a coroa, visíveis durante as eclipses totais.
7.2 Os Planetas
Fonte: umavisaoterra.pbworks.com/O-Sistema-Solar
A palavra planeta é de origem grega e significa astro errante, em função do
movimento aparente deles em relação às estrelas fixas da esfera celeste.
A massa de todos os planetas correspondente a 0,134% da massa do
Sistema Solar.
7.2.1 Características Gerais Dos Planetas
Existem dois tipos básicos de planetas, os terrestres que são do tipo da
Terra, e os jovianos, que são do tipo de Júpiter. Os planetas terrestres
compreendem os quatro planetas mais próximos do Sol: Mercúrio, Vênus, Terra e
34
Marte. Os jovianos compreendem os quatro planetas mais distantes, com
exceção de Plutão: Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Plutão, descoberto em 1930
por Clyde William Tombaugh (1906-1997), não se enquadra bem em nenhuma
das categorias, sendo melhor classificado como o maior dos objetos
transnetunianos.
7.2.2 Propriedades Fundamentais Dos Planetas
Massa: determinada medindo a influência gravitacional do planeta em um satélite
natural ou em uma nave espacial, ou em outros planetas, e, então, aplicando as
leis de Kepler e Newton;
Raio: medindo diretamente do tamanho angular, quando se conhece a distância;
Distância ao Sol: é determinada a partir da paralaxe geocêntrica do planeta,ou,
mais modernamente, por medidas de radar.
Composição Química: pode ser estimada a partir da densidade média do
planeta. Uma densidade de 1000 kg/m³ é típica de materiais congelados; valores
de 2800 a 3900 são típicos de rochas vulcânicas e meteoritos rochosos; valores
de 5000 a 6000 correspondem a minerais ricos em ferro, e valores em torno de
7900 são típicos de meteoritos ferrosos.
Rotação: todos os planetas apresentam rotação, detectada diretamente a partir
da observação de aspectos de sua superfície,ou por medidas de efeito Doppler de
ondas de radar enviadas a ele, ou,ainda, por medidas da taxa de rotação do
campo magnético do planeta.
Temperatura: como os planetas obtêm a maior parte de sua energia da luz solar,
suas temperaturas dependem basicamente de sua distância ao Sol.
Refletividade: parte da energia solar incidente sobre o planeta é refletida, e parte
é absorvida.
35
7.2.3 Estrutura Interna
A estrutura interna de um planeta depende de como a composição química,
a temperatura e a densidade, varia em relação ao raio. Em geral a pressão
aumenta próximo ao centro do planeta, e a temperatura também aumenta como
conseqüência do aumento da pressão e do calor liberado no centro do
decaimento de elementos radiativos. A composição química usualmente é
diferenciada de acordo com a distância ao centro.
Podemos conhecer a estrutura interna de um planeta através de medidas
fornecidas pela transmissão de ondas sísmicas. Essas ondas podem ser
produzidas por terremotos naturais ou por impactos artificiais e se propagam em
materiais sólidos como rochas, portanto é uma técnica que pode ser aplicada a
todos os planetas terrestres. Mas até o momento somente a Terra e a Lua foram
investigadas usando essa técnica, o que descobriu a existência de um núcleo
metálico na Terra e a ausência de núcleo metálico na Lua.
Já os planetas jovianos que não têm uma superfície sólida, a estrutura
interna não pode ser observada por ondas sísmicas. Uma forma de observar a
estrutura interna destes planetas é mapear o campo gravitacional estudando a
órbita de uma sonda espacial quando ela passa por eles. Outra maneira de
conhecer o interior dos planetas jovianos, que são gasosos, é através de modelos
usando formalismo hidrostático, como se faz no caso de estrelas.
36
7.3 Planetas Do Sistema Solar
Características dos planetas: informações, localização, foto, composição, superfície, dados astronômicos, temperatura
7.3 1 Planeta Mercúrio
Fonte: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/3b/Mercury_in_color_-_Prockter07.jpg
INTRODUÇÃO
Sendo Mercúrio o planeta mais próximo do Sol, Faria (1987) ressalta que
este é um pequeno mundo quente que tem cerca de uma vez e meia a largura da
Lua. Em virtude disto, é visível sempre próximo ao horizonte leste antes do nascer
do Sol, ou acima do horizonte oeste, depois do pôr do Sol. Mercúrio é o menor
planeta do Sistema Solar (40% menor do que o planeta Terra).
Possui uma órbita de grande excentricidade, do que resulta uma variação
significativa de sua distância ao Sol. Por se encontrar entre o Sol e o planeta
Vênus, Mercúrio apresenta fases semelhantes àquelas observadas com a Lua. A
superfície de Mercúrio é marcada pela grande presença de planícies com muitas
crateras, formada pelo impacto de meteoritos.
Mercúrio (mensageiro do deus Júpiter). A primeira observação deste
planeta, através de telescópio, foi realizada em 1610 pelo astrônomo italiano
Galileu Galilei.
37
CARACTERÍSTICAS DE MERCÚRIO
` Diâmetro equatorial de é de 4879,4 km.
A massa deste planeta é de 3, 3022 × 1023 kg.
A sua área de superfície são de 7,48 × 107 km.
O período de rotação de Mercúrio é de 58 dias e 15,5 horas.
O período orbital: 87, 9691 dias.
Velocidade orbital média: 47,87 km/s
Inclinação com a eclíptica 7,005º e com o equador solar 3,38º.
Em função de sua proximidade do Sol. Este planeta apresenta
temperaturas altíssimas. A temperatura média na superfície de Mercúrio é de
126ºC, podendo chegar à máxima de 425ºC.
A atmosfera do planeta Mercúrio é composta por: 31,8% de potássio,
24,8% de sódio, 9,5% de oxigênio atômico, 7% de argônio, 5,9% de hélio, 5,6%
de oxigênio molecular, 5,2% de nitrogênio, 3,6% de dióxido de carbono, 3,4% de
água, 3,2% de hidrogênio.
Cerca de 70% do planeta Mercúrio é composto por metal e os outros 30%
de silicatos (minerais que formam as rochas).
Considerando um planeta sem lua, Mercúrio não possui satélite.
7.3.2 Planeta Vênus
FONTE: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/bc/Venuspioneeruv.jpg
38
NTRODUÇÃO
É o planeta irmão da Terra. Estes dois mundos são quase de tamanho
idêntico. Concorda-se com Faria (1987) que depois das sondas enviadas a
Vênus, foi possível conhecer algo de sua superfície. É o segundo planeta do
sistema solar em relação ao Sol e está localizado entre os planetas Mercúrio e
Terra. Tem esse nome em homenagem a Vênus (deusa do amor da mitologia
romana).
Dada a lenta rotação, Vênus é um planeta bastante esférico, com uma
superfície formada por: 65% de vastas planícies onduladas de formação granítica
referentes à crosta primitiva; 27% de regiões baixas e escuras preenchidas com
lavas, sem crateras; 5% de terras elevadas com superfícies muito ásperas.
Também há indícios de atividade vulcânica associadas a formações elevadas. Os
ventos na parte superior das nuvens podem alcançar os 400 km/h.
CARACTERÍSTICAS DE VÊNUS
Diâmetro equatorial: 12.103,6 km.
A massa deste planeta é de 4, 8685×1024 kg
A área da superfície de Vênus é de 4,60×108 km².
Vênus possui uma rotação retrógrada (no sentido dos ponteiros do relógio)
com um período de 243 dias.
Período orbital é de 224, 70069 dias.
Velocidade orbital é 35,02km/s.
Inclinação é de 3,39471º.
Vênus é um planeta extremamente quente. A temperatura média na
superfície deste planeta é de 461ºC.
A atmosfera de Vênus é formada principalmente por: 96,5% de dióxido de
carbono, 3,5% de nitrogênio e outros gases em menor quantidade (dióxido de
enxofre, argônio, monóxido de carbono, vapor de água, hélio, neônio).
O núcleo do planeta Vênus é parecido com o da Terra, pois é formado por
ferro coberto com manto rochoso. Já a superfície é constituída basicamente por
basalto.
39
A pressão atmosférica na superfície de Vênus é extremamente alta (cerca
de 90 vezes a da Terra).
Vênus não possui satélites naturais (luas).
7.3.3 Planeta Terra
Fonte:http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/97/The_Earth_seen_from_Apollo_17.jpg
INTRODUÇÃO
A Terra é o terceiro planeta a partir do Sol. É o quinto maior e mais
massivo dos oito planetas do Sistema Solar. Além disso, é o corpo celeste mais
denso do Sistema Solar.
É um planeta vivo, ativo, devido a infinitas formas de vida de animais e
plantas em terra, mar e ar. Neste sentido, ressalta Gleiser (2006) é o único
planeta que possui água no estado líquido e ar rico em oxigênio e nitrogênio. Ter
água é um dos grandes diferenciais do planeta Terra, não há vida como a
conhecermos sem água.
Só com o lançamento dos primeiros satélites, nos finais da década de 50, é
que o homem pôde observar imagens do seu planeta vistas do seu espaço. A
abundância de água no estado líquido faz da Terra um planeta único no sistema
solar, tendo a aparência de uma esfera azul brilhante. Da superfície da Terra,
71% são ocupados por oceanos e 29% por continentes.
40
CARACTERÍSTICAS DA TERRA
Diâmetro equatorial: 12.756,27249 km.
A massa do planeta Terra é de 5,9742 × 1024 Kg.
A área da superfície da Terra é 5,10072 × 108 km2.
O período de rotação é 23h 56m e 4,09966s (sideral).
Período orbital é de 365 dias, 6 horas e 9 minutos
A velocidade orbital 29,7847 km/s.
Inclinação 0,00005º e inclinação axial 23,45º
Temperatura no interior do Planeta é de aproximadamente 5000ºC.
Temperatura na superfície da Terra a mínima é de -88ºC, a média de 9ºC
e a máxima de 60ºC.
. A atmosfera é de 78% de Nitrogênio, 21% de Oxigênio e 1% de Argônio.
Encontram-se também vestígios de água e dióxido de carbono (gás carbônico).
Composição em massa: 34,6% de Ferro; 29,5% de Oxigênio; 15,2% de
Silício; 12,7% de Magnésio; 2,4% de Níquel; 1,9% de Enxofre, 0,05% de Titânio.
Satélite natural da Terra é a Lua
7.3.4 Planeta Marte
Fonte : http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/76/Mars_Hubble.jpg
41
INTRODUÇÃO
Marte é o quarto planeta em distância em relação ao Sol e pode ser
visualizado sem ajuda de telescópio do planeta Terra. De todos os planetas,
Marte conhecido como planeta vermelho é o mais parecido com a Terra, no que
diz respeito ao plano da eclíptica em torno do Sol, 23,98º enquanto a da Terra é
de 23,45º.
Segundo Monteiro (2006) há muito que se supunha que Marte estava
repleto de água no subsolo. O conhecimento da superfície do planeta vermelho
revela que em tempos o nosso vizinho, à semelhança da Terra, esteve coberto
com inúmeros oceanos e pensava-se que uma brusca alteração climática, quem
sabe uma súbita alteração do eixo planetário, teria feito toda a água desaparecer.
A única dúvida era para onde teria ido toda a água de Marte. Instrumentos a
bordo da sonda espacial Mars Odissey revelaram que existe mais gelo
subterrâneo no planeta do que os cientistas esperavam e que se todo esse gelo
estivesse derretido, cobriria todos os oceanos de Marte.
De acordo com Faria (1987) as sonda Viking 1 e 2, descendo em Marte,
em 1976, realizaram investigações sobre a possibilidade de ali existir vida. No
entanto nada foi constatado, nem mesmo a presença de microorganismos. Em
1965 a sonda Mariner 4 revelou que a superfície de Marte possuía muitas
crateras, vulcões e vales espetaculares, de dunas extensas. Mais tarde a Mariner
9 chegou às proximidades de Marte, tirando fotos que permitiram um
mapeamento completo do planeta.
CARACTERÍSTICAS DE MARTE
Diâmetro equatorial: 6.794 km.
A massa do planeta Marte é de 6, 4185× 1023 kg.
Área da superfície é de 144.798.500 km².
O período de rotação do planeta é de 24 horas e 36 minutos.
Período orbital é de 686,971 dias.
Velocidade orbital média: 24,13 km/s.
A inclinação 1,850º. .
A temperatura média do planeta é de 59ºC negativos.
42
A atmosfera de Marte é pouca densa, e constituída por 95,72% de gás
carbônico, 2,7% de nitrogênio 1,6% de argônio, 0,2% de oxigênio, 0,07% de
monóxido de carbono, 0,03% de vapor de água, 0,01% de óxido nítrico e traços
de neônio, criptônio, formaldeído, ozônio e metano.
Satélites conhecidos: dois (Fobos e Deimos).
7.3.5 Planeta Júpiter
Fonte: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e2/Jupiter.jpg
INTRODUÇÃO
É o maior planeta do sistema solar. Os planetas mais longe do Sol deixam
de ser rochosos e passam a ser esferas de gás agregadas pela própria gravidade.
Júpiter é uma esfera enorme de hidrogênio e hélio aglomerada pela própria
gravidade; não se tornou estrela porque, mesmo que tenha massa enorme, não
chegou a gerar pressão interior necessária para iniciar o processo de fusão
nuclear. Por ser constituído por gases, esse planeta não tem superfície sólida, o
que dificulta a possibilidade de vida. (GLEISER, 2006, p.242).
Um melhor conhecimento sobre esse planeta, segundo Faria (1987) só foi
possível por meio de sondas espaciais Pionner 10 e 11 (1973-1974) e, mais
recentemente (1979), pelas sondas Voyager 1 e 2. A única superfície visível do
planeta é constituída por uma alta camada de nuvens, que possuem uma
43
espessura da ordem de 240 km, aproximadamente, o que torna impossível
observar a superfície sólida do planeta.
Em Júpiter se observa uma grande mancha vermelha, próxima à sua
região tropical sul, onde se crê existir compostos de fósforo e enxofre
disseminados. Sabe-se atualmente que a Grande Mancha Vermelha é uma região
para onde convergem ventos com alta velocidade formando furacões.
CARACTERÍSTICAS DE JÚPITER
Diâmetro equatorial: 142.984 km
A massa do planeta é de 1, 8986 × 1027 kg.
Área da superfície de Júpiter é de 6, 21796 × 1010 km2.
O período de rotação do planeta 9 horas e 54 minutos.
Período orbital é de 12 anos.
Velocidade orbital média 13,07 km/s.
. Inclinação com a eclíptica 1,305º e com o equador solar 6,09º.
A temperatura média é de 108ºC negativos.
A composição da atmosfera é de aproximadamente 92% de hidrogênio, e
de 8 a 12% de hélio, 0,3% de metano, 0,026% de amônia, 0,0006% de fósforo,
0,0004% de vapor de água.
O número de satélites é de 63 luas. As suas maiores são: Io, Europa,
Ganímedes e Calisto.
44
7.3.6 Planeta Saturno
Fonte: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b4/Saturn_%28planet%29_large.jpg
INTRODUÇÃO
Saturno é o sexto planeta do Sistema Solar com uma órbita localizada
entre as órbitas de Júpiter e Urano. É o segundo maior planeta após Júpiter,
sendo um dos planetas gasosos do Sistema Solar, porém de menor densidade.
É o mais belo de todos os planetas, devido à existência de anéis. Sua
luminosidade que reflete cerca de 80% da luz do sol, e o estudo do seu espectro
mostrou que os anéis são feitos de inúmeras partículas de gelo ou fragmentos
rochosos cobertos de gelo, que giram à volta do planeta com uma órbita própria
como se fossem satélites. Além dos anéis, Saturno tem muitas luas, sendo Titã a
maior delas e a segunda maior do sistema solar, maior até do que os planetas
Mercúrio e Plutão.
Segundo Monteiro (2006) em início da década de 80, Titã foi visitado pelas
sondas planetárias Voyager onde, apesar de nenhum detalhe superficial ter sido
fotografado, inúmeras novidades foram descobertas dentre elas, a possibilidade
de existir oceanos de azoto, metano e etano na superfície do satélite. Além de
investigar os satélites já conhecidos de Saturno, a sonda Voyager 1 permitiu a
descoberta de mais três outros satélites, totalizando na ocasião de sua passagem
pelas proximidades do planeta 15 satélites. A sonda Voyager 2, que em 25/08/81
atingiu sua distância mínima a Saturno, completou as observações efetuadas
45
sobre os satélites do planeta, descobrindo outros dois, totalizando atualmente 17
cuja existência está confirmada, investigando também a atmosfera do planeta
onde existem, como em Júpiter, manchas de coloração diversas, que são
provavelmente regiões de ciclone e anticiclones ali existentes (FARIA, 1987, p.95)
CARACTERÍSTICAS DE SATURNO
Diâmetro equatorial: 120.536km.
A massa do planeta é de 5,688 × 1026 kg.
Área da superfície de 4,38 × 1010 km².
O período de rotação do planeta é de 10 horas, 39 minutos e 26 segundos.
Período orbital é de 29 anos, 167 dias e 6,7 horas.
Velocidade orbital média: 9,638 km/s.
Inclinação é de 2,48446º.
A temperatura média é 134ºC negativos.
A atmosfera é composta por hidrogênio, hélio, metano, amônia, etano,
vapor de água.
Número de satélites 61 identificados.
7.3.7 Planeta Urano
Fonte: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/bb/Uranus.jpg
46
INTRODUÇÃO
O sétimo planeta em ordem de distância ao Sol (está a 2,9 bilhões de
quilômetros), situados entre Saturno e Netuno que, segundo Faria (1987) foi
descoberto por Wilhelm Herschel em 13 de março de 1781, apesar de ser
observado por outros astrônomos que pensaram, entretanto, que se tratava de
uma estrela. Este também é um planeta gasoso gigante, tal como Júpiter e
Saturno com raios aproximadamente quatro vezes maiores que o da Terra. A
sonda Voyager passou próxima a Urano, em janeiro de 1986, enviando
informações.
A característica mais notável de Urano é a estranha inclinação do seu eixo
de rotação, quase noventa graus em relação com o plano de sua órbita; essa
inclinação não é somente do planeta, mas também de seus anéis, satélites e
campo magnético. Urano tem a superfície mais uniforme de todos os planetas por
sua característica cor azul-esverdeada, produzida pela combinação de gases em
sua atmosfera, e tem anéis que não podem ser vistos a olho nu, além disso, tem
um anel azul, que é uma peculiaridade planetária. Urano é um dos poucos
planetas que têm um movimento retrógrado.
CARACTERÍSTICAS DE URANO
Diâmetro equatorial :51.724 km.
A massa de Urano é 8.6810 × 1025 kg.
Área da superfície é de 8,1156 × 109 km2.
O período de rotação do planeta é de 17 horas e 52 minutos.
Período orbital é de 84 anos.
Velocidade orbital média: 6,81 km/s.
Inclinação com a eclíptica:0,772556º e com o equador solar: 6,48º.
A temperatura média do planeta é de 220ºC negativos.
A atmosfera é composta por 83% de hidrogênio, 15% de hélio, 1,99% de
metano, 0,01% de amoníaco, 0,00025% de etano e 0,00001% de acetileno.
Número de satélites : 27 satélites, sendo os maiores Titânia, Oberon,
Umbriel, Ariel e Miranda.
47
7.3.8 Planeta Netuno
FONTE: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/06/Neptune.jpg
INTRODUÇÃO
Netuno é o oitavo planeta do sistema solar, e o último, em ordem de
afastamento do Sol, desde que Plutão passou a ser classificado como planeta
anão, em 2006. Segundo Gleiser (2006), Netuno é um planeta gasoso, gigante
gasoso, tal como Júpiter, Saturno e Urano. É tal como a Terra, conhecido como o
―Planeta Azul‖, mas não devido à presença de água. Netuno recebeu o nome do
deus romano dos mares. Possui também raios aproximadamente quatro vezes
maiores que o da Terra. No entanto este planeta apresenta um belo tom de azul,
tem nuvens e tempestades semelhantes às de Júpiter, com furacões gigantescos.
A estrutura interna também é semelhante à de Urano, com um núcleo rochoso
coberto de gelo, escondida pela espessa atmosfera.
Descoberto em 23 de setembro de 1846, Netuno foi o primeiro planeta
encontrado por uma previsão matemática, onde astrônomos deduziram que a
órbita de Urano estava sujeita a perturbação gravitacional por um planeta
desconhecido. Subsequentemente, Netuno foi encontrado a um grau da posição
prevista. Netuno foi visitado por uma única sonda espacial, Voyager 2 que voou
pelo planeta em 25 de agosto de 1989.
48
CARACTERÍSTICAS DE NETUNO
Diâmetro equatorial: 49.572km.
A massa de Netuno é de 1, 024 × 1026 kg.
Área da superfície é de 7,65 × 109 km2.
O período de rotação de Netuno é de 16 horas e 11 minutos.
Período orbital é de 164 anos.
A velocidade orbital média: 5,4778 km/s.
Inclinação: 1,76917º.
A temperatura média à superfície do planeta é de 220ºC negativos.
A atmosfera é composta por >84% de hidrogênio, >12% de hélio, 2% de
metano, 0,01% de amônia, 0, 00025% de etano e 0,00001% de acetileno.
Número de satélites: 13 luas confirmadas.
7.3.9 Planeta Anão-Plutão
FONTE: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/1c/Hst_pluto1.png
INTRODUÇÃO
Foi o último planeta a ser descoberto e o seu tamanho é menor que a
nossa Lua, provavelmente composto por gelo e rochas descobertos apenas em
1930. Seu tamanho e sua composição bem diferente da dos outros planetas
gigantes gasosos – indicam que façam parte de um conjunto de objetos que
49
existe além da órbita de Netuno, conhecido como cinturão de Kuiper. Alguns
desses objetos composto de gelo e minerais que orbitam o Sol, são deslocados e
penetram no interior do Sistema Solar, transformando-se em cometas. Nestes
últimos anos, astrônomos decidiram que Plutão não deveria mais ser considerado
um planeta, mas sim um planeta anão, devido ao seu tamanho, distância e
composição, seria um membro do cinturão de Kuiper.(GLEISER, 2006, p.250)
CARACTERÍSTICAS DE PLUTÃO
Diâmetro equatorial: 2274 km.
A massa de Plutão é de (1, 305 ± 0, 007) × 1022 kg.
A área da superfície é de 1,795 × 107km2.
O período de rotação do planeta é 6,4 dias.
O período orbital é de 248 anos.
A velocidade orbital média é de 4, 666 km/s.
Inclinação: 17, 14175º.
A temperatura média do planeta é 229ºC negativos.
A atmosfera é composta de nitrogênio, metano e monóxido de carbono.
Número de satélites: 3 - Caronte, Hidra e Nix
8. O SISTEMA SOLAR EM ESCALA
A maioria dos livros didáticos apresenta o Sistema Solar fora de uma
escala definida, dificultando assim, sua compreensão. Esta forma de
apresentação pode causar confusões com relação ao tamanho dos planetas e
também com relação às distâncias ao Sol.
Para darmos uma idéia correta das distâncias médias dos planetas ao Sol
e também uma visão concreta do tamanho dos planetas e do Sol segue abaixo
atividades sugeridas por Canalle, no site:
http://www.telescopiosnaescola.pro.br/oficina.pdf
50
8.1 As Distâncias Dos Planetas ao Sol
Adotar a escala de 10 milhões de quilômetros para cada 1 cm de papel, e
Mercúrio estaria a 5,8 cm do Sol, pois sua distância média ao Sol é de 58 milhões
de quilômetros;Vênus estaria a 10,8 cm do Sol,pois sua distância média é de 108
milhões de quilômetros, e assim para os demais planetas conforme a tabela
abaixo:
PLANETA DISTÂNCIA MÉDIA AO
SOL
DISTÂNCIA AO SOL
NA ESCALA ADOTADA
(cm)
DISTÂNCIA AO
PLANETA ANTERIOR
(cm)
Mercúrio 57.910.000 5,8 5,8
Vênus 108.200.000 10,8 5,0
Terra 149.600.000 15,0 4,2
Marte 227.940.000 22,8 7,8
Júpiter 778.330.000 77,8 56
Saturno 1.429.400.000 142,9 65,1
Urano 2.870.990.000 287,1 144,2
Netuno 4.504.300.000 450,4 163,3
Plutão 5.913.520.000 591,4 141,0
Providenciar tiras de papel de 7 cm de largura por 6 m de comprimento.
Desenhar uma bola (2 mm de diâmetro) numa das extremidades da tira para
representar o Sol, a partir dessa bola desenhar outra a 5,8 cm para representar
Mercúrio, Vênus estaria a 10,8 cm do Sol, a Terra fica a 15,0 cm do Sol, Marte
fica a 22,8 cm, Júpiter a 77,8 cm, Saturno a 142,9 cm, Urano a 287,1 cm, Netuno
a 450,4 cm e,finalmente, Plutão a 591,4 cm do Sol (todas as distâncias são em
relação ao Sol (primeira bolinha). Coloca-se o nome do Sol e de cada planeta
sobre cada bolinha. Esticar a tira e terá uma visão exata da distribuição das
distâncias médias dos planetas ao Sol.
51
8.2 Comparação Entre Os Tamanhos Dos Planetas Em Relação Ao Sol Através De Esferas
Para uma visão concreta do tamanho dos planetas e do Sol, representa-se
o Sol por uma esfera de 80 cm de diâmetro e, consequentemente os planetas
serão representados, na mesma proporção, por esferas com os seguintes
diâmetros: Mercúrio (2,9mm), Vênus (7,0 mm), Terra (7,3mm), Marte (3,9mm),
Júpiter (82,1mm), Saturno (69,0mm), Urano (29,2mm), Netuno (27,9mm) e Plutão
(1,3mm).
Usa-se argila para fazer as esferas maiores que correspondem a Júpiter e
Saturno. Fazer um pouco maior porque argila encolhe quando seca, portanto
Júpiter com 90,0cm e Saturno com 75,0cm de diâmetro. Para os demais planetas
pode usar durepoxi. Pintar as bolinhas de acordo com a cor do planeta. Para
representar o Sol, usar uma bexiga amarela dessas de aniversário, tamanho
grande, enchê-la para que fique com um diâmetro de 80 cm e para isso deve-se
usar um pedaço de barbante de comprimento igual a 2,51m, com as pontas
amarradas, pois C=3,14×0.8= 2,51 m. Para encher a bexiga utilizar a saída do ar
do aspirador de pó. É fundamental que o barbante seja posicionado no equador
(meio) da bexiga durante o enchimento, pois se ele ficar acima ou abaixo do
equador da bexiga, ela poderá estourar.
9. SUGESTÕES DE SITES PARA REALIZAÇÃO DE OFICINAS E PESQUISAS SOBRE ASTRONOMIA
http://www.telescopiosnaescola.pro.br/oficina.pdf
http://www.oba.org.br/cursos/astronomia/
Sites que disponibilizam apostilas contendo séries de oficinas de Astronomia com
suporte ao professor.
52
http://www.zenite.nu/
Site com foco para publicações científicas sobre Astronomia. Possui muita
informação no campo da Astronomia.
http://www.astromador.xpg.com.br/links.htm#EDUCA%C3%87%C3%83O
Site com as melhores informações sobre Astronomia.
http://astrodatabase.net/centraldelinks/
Portal de Astronomia de auxilio na prática docente.
53
10. REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS
CANALLE, J.B.G. OLIVEIRA, A.G. Comparação entre os tamanhos dos planetas e do Sol. Caderno Catarinense de Ensino de Física, v.11, n.2, p.141-144, 1994. FARIA Romildo Povoa, Fundamentos da Astronomia -3ª Ed.-Campinas. SP: Papirus, 1987.
GLEISER, Marcelo, Poeira das Estrelas: textos de apoio Frederico Neves – São Paulo: Globo, 2006.
MACIEL, Walter Junqueira, A Galáxia, Cap.9, Uma Visão Geral do Universo,
179, Edusp, 2000.
MARTINS, Roberto de Andrade, O Universo. São Paulo: Editora Moderna, 1994.
MATSUURA, Oscar T. e PICAZZIO, E., O Sistema Solar, Cap.6, Astronomia, Uma Visão Geral do Universo,103, Edusp, 2000. MONTEIRO, José Fernando, Histórias do Universo- Coletâneas- Editora da Universidade do Porto. 1ª Ed, 2006.
OLIVEIRA FILHO, Kepler de Souza & SARAIVA, Maria de Fátima Oliveira Astronomia e astrofísica, -- 2ed. —São Paulo: Editora Livraria da Física 2004.
SEED, Secretaria do Estado da Educação. Diretrizes Curriculares da Educação
Básica Ciências. Curitiba: SEED, 2009.
SOUZA, Ronaldo Eustáquio de Introdução à Cosmologia - São Paulo, Ed. da Universidade de São Paulo, Acadêmico 59, 2004
VIEGAS, Sueli Maria Marino. No Coração das Galáxias. São Paulo: Editora da Universidade de São Paulo, 2007. Sites pesquisados:
http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar
http://www.apolo11.com/astronomia.php
http://www.suapesquisa.com/sistemasolar/
http://pt.wikipedia.org/wiki/Leis_de_Kepler#Primeira_Lei_de_Kepler:_Lei_das_.C3
.93rbitas_El.C3.ADpticas
54