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Astronomia 2 - A esfera celeste
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Astronomia 2 - A esfera celeste

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Ao observarem o céu, os homens primitivos viam pontinhos luminosos de tamanhos e brilhos distintos (utilizamos, como exemplo, a constelação de Órion). Aos poucos, observaram certos padrões no …

Ao observarem o céu, os homens primitivos viam pontinhos luminosos de tamanhos e brilhos distintos (utilizamos, como exemplo, a constelação de Órion). Aos poucos, observaram certos padrões no comportamento do firmamento que, apesar de mudar constantemente, tinha seus astros percorrendo continuamente os mesmos caminhos regulares e mantendo suas distâncias relativas constantes. Perceberam, então, que essas características poderiam contribuir para determinar o tempo e facilitar a orientação (a palavra “orientação” significa voltar-se para o oriente, onde nasce o Sol).
Estabeleceram-se assim, ciclos associados às posições das estrelas. Para facilitar a identificação das configurações do céu noturno, agruparam as estrelas em constelações.

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  • 1. 1 1. O céu que vemos Ao observarem o céu, os homens primitivos viam pontinhos luminosos de tamanhos e brilhos distintos (utilizamos, como exemplo, a constelação de Órion na fig.2a). Aos poucos, observaram certos padrões no comportamento do firmamento que, apesar de mudar constantemente, tinha seus astros per- correndo continuamente os mesmos caminhos regulares e mantendo suas dis- tâncias relativas constantes. Perceberam, então, que essas características poderiam contribuir para determinar o tempo e facili- tar a orientação (a palavra “orientação” significa voltar-se para o oriente, onde nasce o Sol). Estabeleceram-se assim, ciclos associados às posições das estrelas. Para facilitar a identificação das configurações do céu noturno, agruparam as estrelas em conste- lações. Essas constelações, em geral, representa- vam deuses ou heróis, animais ou seres míticos e coisas que de alguma forma faci- litavam a identificação dos diferentes grupos estelares. A classificação das estrelas em constelações teve início nos povos primitivos que viviam na Me- sopotâmia. A figura (2b) tem como exemplo um determinado conjunto de es- trelas que foram agrupadas pelos antigos gregos. Para eles, esse grupo de es- trelas parecia o gigante caçador Órion (fig.2c) e até hoje conhecemos esse agrupamento como sendo a constelação de Órion. Nossos ancestrais dividiram o firmamento em inúmeras constelações que supunham estar fixas numa espécie de grande esfera celeste (fig. 2d) de ma- terial cristalino, tendo a Terra como centro. Os gregos imaginavam que a es- fera celeste girava em torno de um eixo passando pelo nosso planeta. Obser- vavam, também, que todas as estrelas giravam em torno de um ponto fixo no céu e consideraram esse ponto como uma das extremidades do eixo de rota- ção da esfera celeste. Na realidade, as estrelas que compõem uma constelação tem distâncias dife- rentes em relação à Terra (fig. 2e) e podem estar muito longe umas das ou- tras, separadas até por alguns anos-luz. As constelações são meramente um efeito ilusório.e teriam sua "forma" completamente modificada se vistas por um observador longe da Terra. Outro aspecto relevante, é que as estrelas não estão fixas em suas posições. Cada estrela possui um movimento pró- prio, inclusive o Sol. O efeito combinado só é visível com o passar do tempo. ASTRONOMIA AULA 2 Figura 2a Figura 2c Figura. 2 b MECÂNICA CELESTE Figura 2d
  • 2. 2 2. As constelações As mais antigas constelações surgiram entre os povos da Mesopotâmia, há 4.000 anos quando já se conheciam as constelações do touro, escorpião e le- ão. Como estes nomes foram escolhidos? Acho que da mesma maneira que as crianças de hoje procuram formas nas nuvens. Algumas se parecem com as formas definidas pelos grupos de estrelas, pelas nebulosas brilhantes ao fundo, ou por alguma característica do conjunto. Os pastores, enquanto vela- vam por seus rebanhos, tinham noites e noites de observação e achavam que uma estrela tinha relação com as outras, e as agruparam. Sem a correria e a poluição de hoje, puderam acompanhar o deslocamento das estrelas ano a ano, e, para sua identificação, começaram a dar nomes aos grupos mais des- tacados. O certo é que a primeira gravura impressa em um livro, foi uma re- presentação do céu. Com o desenvolvimento das ciências, o uso de aparelhos cada vez mais sofis- ticados para o estudo do céu, tornou-se necessária uma classificação mais precisa. Sabemos hoje, que poucas estrelas estão relacionadas com o grupo que as cerca, e que apesar de aparentemente juntas, podem estar enormemen- te distanciadas umas das outras. Estudando os registros dos antigos povos do vale do rio Eufrates, dos babilônios e dos gregos, nossos astrônomos ficaram convencidos que uma tradição, vinda de tão longe não deveria ser quebrada. No século II, estelar Claudio Ptolomeu (127-145 d.C.) fez a primeira carta e um dos mais importantes catálogos estelares, o Almagesto, uma fabulosa o- bra composta por 13 volumes e onde estão relacionadas 1022 estrelas de 48 constelações, sendo 12 zodiacais, 21 ao Norte e 15 ao Sul, inclusive as quatro estrelas principais do Cruzeiro do Sul, na época pertencentes a constelação do Centauro ( não constavam, as constelações do hemisfério sul que para ele eram invisíveis). Parte do catálogo de Ptolomeu foi baseado no de Hipar- co, elaborado quatro séculos antes de Cristo. Foi Hiparco quem introdu- ziu o conceito de grandeza, associado ao brilho (e não as dimensões) das estrelas. Ele chamou as estrelas mais luminosas de "primeira grandeza", assim prosseguindo até as menos brilhantes, no limite da visibilidade humana, chamadas por Hiparco de estrelas de "sexta grandeza".Ptolomeu adotava o mesmo sistema, usando o termo magnitude ao invés de gran- deza. Bem mais tarde, no século XIX, descobriu-se que os sentidos hu- manos respondem aos estímulos de modo não linear. No caso do brilho das estrelas, isto significa que para se ter a mesma sensação provocada pelo brilho de uma estrela de primeira grandeza seriam necessárias 2,5 estre- las de segunda grandeza ou 2,5 × 2,5 = 2,5² estrelas de terceira grandeza ou ainda 2,5³ estrelas de quarta e assim por diante. Esta é a semente do conceito moderno de magnitude. A seguir, a posição das estrelas do Cruzei- ro do Sul vistas em suas posições reais em relação ao Sol e o aspecto dessa constela- ção hoje e daqui a 10.000 anos. Órion é uma das constelações mais bonitas e conhecidas do hemisfério austral. Ela se destaca no céu de verão com suas muitas estrelas. As quatro estrelas que formam o retângulo que representa o corpo do caçador Órion são, respectivamente: Betelgeuse, Bellatrix, Rigel e Saiph. No centro do retângulo, destacam-se as Três Marias, que formam o cinturão de Órion: Mintaka, Alnilam e Alnitak. Betelgeuse é uma estrela supergigante vermelha que chega a ter 1200 vezes o diâmetro do Sol. Rigel, uma gigante azul com 35 vezes o diâmetro do Sol, é a mais brilhante dessa constelação. Abaixo das Três Marias, pode ser visto a nebulosa de Órion, formada de gases, poeira e considerada um verdadeiro “berçário estelar”. De acordo com a mitologia grega, o caçador Órion, foi um mítico herói grego, um gigante com a cinta, a espada, a pele de leão e a clava.
  • 3. 3 3. Magnitudes e novas constelações A época das Grandes Navegações deu início a um conhecimento mais amplo das partes do céu ao Sul de onde viviam os povos que criaram as constela- ções mais antigas. O astrônomo dinamarquês Tycho Brahe (1546-1601) cata- logou Cabeleira de Berenice, uma constelação citada por Eratóstenes, no sé- culo III a.C. Um ano depois, século XV, foram introduzidas 12 novas conste- lações, que apareceram no primeiro Atlas estelar publicado em pelo astrô- nomo holandês Johannes Bayer (1572-1625 que relacionou um total de 60 constelações, incluindo as circumpolares Sul, em sua obra Uranometria. Ba- yer ainda estabeleceu que as estrelas de cada constelação seriam designadas por letras do alfabeto grego: Alfa ( ) para a mais brilhante, Beta ( ) para a segunda mais brilhante e assim por diante. Discussões entre os astrônomos acabaram resultando no surgimento de mais constelações. Por exem- plo, a constelação de Argus foi considerada muito grande e foi dividida em quatro: Carina, Puppis, Vela e Pixis. Crux, o Cruzeiro do Sul foi separada de Centaurus. Em 1687, Johannes Hevelius publicou um dos mais belos Atlas, ilustrados com figuras, onde incluiu mais alguns no- mes, agrupando estrelas que ficavam entre as constelações conhecidas. Finalmente, Nicolas Louis de La Caille, trabalhando no Cabo da Boa Esperança, no extremo sul da África, em 1750, completou, com nomes técnicos em evidência na época, as atuais 88 constelações. Posterior- mente foram feitas mais algumas tentativas de inventar novas constela- ções, mas que não foram aceitas pelos astrônomos.Mas ainda existiam problemas: algumas estrelas menores, às vezes não pertenciam a ne- nhuma constelação. Em 1801 Johan Elert Bode fez uma primeira tentativa de determinar limites para cada constelação, mas não conseguiu uma padronização. Para unificar o sistema, em 1930 a União Astronômica Internacional (sigla em inglês IAU) dividiu o céu em 88 áreas delimitadas por linhas paralelas às de Ascensão. Os nomes das constelações foram simplifi- cados e padronizados em latim, a linguagem universal dos cientistas e astrônomos, e foram definidas suas abreviaturas e genitivos. Assim a estrela a da constelação dos Cães de caça (Canes Venatici) será escrita como a CVn, e lida como alfa Canum Venaticorum. Algumas estrelas ficaram ligeiramente fora das constelações, como eram conhecidas. Serpens, a serpente, ficou dividida ao meio por Ophiuchus, que são nomeadas como Serpens Caput, a cabeça da serpente, e Serpens Cauda, o rabo da serpente. Nos mapas antigos a serpente aparece enrolada em Ophiuchus, e foi adotado como símbolo da medicina pelos médicos e cirurgiões. A normalização da IAU, de uma maneira geral foi uma grande simplificação das cartas celestes. Desta maneira, todas as estrelas do céu passaram a pertencer a uma, e apenas uma, constelação. Antes de Lacaille, Argos era a maior cons- telação do firmamento. Mi Lamb- da capa Iota Teta Eta Dzeta Epsílon Delta Gama Beta Alfa Ôme- ga Psi Qui Fi Ípsilon Tau Sigma Rô Pi Ômi- cron csi Ni Muitas estrelas têm nomes de árabe ou grego, por exemplo, Betelgeuse quer dizer "axila" em árabe. As estrelas também são determinados nomes como "Orionis Alfa", enquanto usando cartas do alfabeto grego seguiram pelo nome de constela- ção.
  • 4. 4 4. O conceito moderno Para minimizar esses inevitáveis rearranjos estelares e facilitar o estudo do céu, os astrônomos concordaram em fixar o número das constelações em 88, porém modificando o seu conceito. Para a Astronomia moderna, constelação é simplesmente uma área da esfera celeste. Assim, tudo o que observamos no céu, seja a olho nu ou com poderosos telescópios, está sempre "dentro" de uma determinada constelação. o mesmo modo como podemos dividir o mun- do em regiões equatoriais, boreais (ao Norte), austrais (ao Sul) e circumpola- res, a esfera celeste também pode ser seccionada em áreas. Assim como a Terra possui paralelos e meridianos, o mesmo vale para a esfera celeste. Ca- da um desses círculos é como uma projeção no firmamento de seu equivalen- te terrestre. E cada constelação fica em uma região específica. Os astrônomos decidiram dividir todo o céu em 88 regi- ões cada uma contendo uma constelação. Assim, para localizarmos um objeto no céu dizemos de qual constelação ele faz parte.
  • 5. 5 5. Os movimentos da Terra Nosso planeta se desloca continuamente no espaço. Entre os vários movi- mentos que descreve, dois se destacam: rotação e revolução (translação). O primeiro é responsável pela alternância de dias e noites e pelo movimento aparente das estrelas à noite. Aqui vale a pena destacar que a palavra dia tem dois significados diferentes e freqüentemente isso é causa de alguma confu- são. Dia pode ser usado para expressar o período de 24 horas (uma rotação completa da Terra) e pode significar também o período claro do dia, quando o Sol fica acima do horizonte. Os gregos chamavam o período de 24 horas de nictêmero para diferenciar do dia claro. A Terra orbita em torno do Sol em 365,2422 dias (graças a essa fração, a ca- da quatro anos ocorre um ano com 366 dias). Nesse período a Terra passa por quatro pontos especiais, os dois solstícios e os dois equinócios, que mar- cam o início das estações do ano. Os planetas percorrem órbitas elípticas (muito pouco excêntricas, quase cir- culares). Desse modo, há períodos em que o planeta fica mais próximo do Sol e em outras épocas fica mais afastado (essa diferença contudo é míni- ma). Embora vários livros ainda definam como a causa das estações do ano esta diferença na órbita do planeta, a explicação correta não é esta. A rotação da Terra ao redor de seu eixo A Terra gira em torno de seu eixo com uma velocidade de 1665 km/h (no equador). As marés têm reduzido o período de rotação em 1 milésimo de segundo por ano. A rotação da Terra reduziu de 20s nos últimos 2 mi- lhões de anos . A rotação em torno de seu eixo é responsável pelo ciclo dia-noite que é de 23h56min. A translação da Terra em torno do Sol A translação refere-se ao movimento da Terra em sua órbita elíptica em torno do Sol. O movimento de translação, chamado também de orbital ou de revolução, é o que a Terra executa ao redor do Sol. A velocidade de translação é de 30,5km/s ou 110.000 km/. A órbita da Terra é uma elipse, mas a variação da distância ao longo do ano em termos percentuais é muito pequena, menos de 2%.O tempo que a Terra demora para dar uma volta completa em volta do Sol é o período de um ano sideral de 365 di- as 6h8min 38s, pelo que, de quatro em quatro anos, existe um ano com um dia a mais no calendário, sempre o último de Fevereiro. Esses anos são chamados bissextos. A posição mais próxima ao Sol, o periélio (147x106 km), é atingido aproximadamente em 3 de janeiro e o ponto mais distante, o afélio (152x106 km ), em aproximadamente 4 de julho. As variações na radiação solar recebida devidas à variação da distância são pequenas. São explicados pelo movimento de translação da Terra: • Os diferentes lugares onde o Sol nasce e se põe o Sol ao longo do ano. • O diferente aspecto do céu noturno, a sucessão das estações do ano. • A diferente duração dos dias e das noites num certo lugar da Terra.
  • 6. 6 5. A Eclíptica A Terra leva um ano para descrever uma órbita em torno do Sol, ao longo desse plano denominado eclíptica. Há milhares de anos, os astrônomos sabem que o Sol muda sua posição no céu ao longo do ano, movendo-se um grau para o leste, por dia. O caminho aparente do Sol no céu, ao longo do ano, define a eclíptica (assim chamada porque os eclipses ocorrem somente quando a Lua está próxima da eclíptica) O eclíptica é inclinada de um ângulo de 23.5° em rela- ção ao equador celestial. A Lua e planetas também se movem perto da eclípti- ca. O equador celeste não coincide com a eclíptica; um está inclinado em relação ao outro cerca de 23,5 graus. O eixo de rotação terrestre, projetado na esfera celeste, indica os pólos norte e sul celeste; este eixo "sempre" aponta para o mesmo ponto na esfera celes- te. Graças a isso, ao longo de um ano o nosso planeta passa por quatro posições particulares: dois solstícios que marcam os inícios do verão e do inverno, e dois equinócios que marcam os inícios da primavera e do outono. O Sol cruza o equador celeste em dois pontos, ou equinócios como são cha- mados, que em latim quer dizer “noites iguais" Nesses pontos os dias e as noites duram 12h cada.
  • 7. 7 Solstícios (verão ou inverno) - Ocorrem quando o Sol atinge seu máximo afastamento angular do e- quador celeste. O hemisfério da Terra em que esti- ver acontecendo o solstício de verão, terá o dia (pe- ríodo de insolação) com duração mais longa, en- quanto o hemisfério oposto marca o solstício de in- verno, quando as noites têm duração mais longa. Quanto mais afastados estivermos do equador ter- restre, maiores serão as diferenças entre os dias e as noites ao longo do ano. No equador, em qualquer época, os dias e as noites têm sempre a mesma du- ração. Equinócios (primavera ou outono) - Ocorrem quando o Sol cruza o equador celeste. Nestes dias, em qualquer ponto da Terra, dias e noites têm igual duração (12 horas). Quando em um hemisfério esti- ver acontecendo o equinócio de outono, no outro es- tará ocorrendo o de primavera. Os equinócios podem ocorrer em 20 ou 21 de março e 22 ou 23 de setembro, já os sols- tícios nos dias 21 ou 22 de dezembro e 20 ou 21 de junho. Essa variação é conseqüên- cia de o ano civil ter um número inteiro de dias, 365 ou 366, e o período decorrido en- tre uma mesma estação consecutiva ser de 365,2422 dias. 6. As estações do ano Em alguns livros explicam-se de maneira equivocada as estações do ano. Segundo es- tas publicações, as estações ocorreriam de- vido à variação da distância entre a Terra e o Sol (no verão a Terra estaria mais perto do Sol e no inverno mais afastada). De fato a órbita da Terra é uma elipse, mas a variação da distância ao longo do ano em termos percentuais é muito pequena, menos de 2%. Além disso, por esta explicação, teria que ocorrer a mesma estação em toda a Terra ao mesmo tempo. A variação anual da distância entre o Sol e a Terra afeta, con- tudo, a duração das estações do ano, em função da segunda lei de Kepler (o planeta se desloca mais rápido quanto mais próximo ele estiver do Sol). Com isso, o verão no hemisfério Sul e o inverno no hemisfério Norte são as estações mais curtas, atualmente duram 88,99 dias, pois a Terra passa pelo peri- élio em 2 ou 3 de janeiro. Já o inverno do hemisfério Sul e o verão do hemisfério Norte duram 93,65 dias, sendo as esta- ções mais longas. ESTAÇÕES DO ANO Dias e horários do início das esta- ções para o ano 2003 no hemisfé- rio Sul (tempo legal de Brasília) outono: 20/3 às 22h00min inverno: 21/6 às 16h11min primavera: 23/9 às 7h47min verão: 22/12 às 4h04min No horário de verão adicione 1h ao valor listado.
  • 8. 8 Equinócios e Solstícios Na figura ao lado, representam-se as qua- tro posições notáveis da Terra em sua órbi- ta e as correspondentes datas. A eclíptica está representada como plano horizontal para o leitor. Os raios solares que incidem na Terra estão sempre no plano da eclípti- ca, portanto são horizontais para o leitor. Os dias e noites que têm duração igual em todo o globo: são os Equinócios (que sig- nifica “noites iguais”). Já nos Solstícios a duração dos dias e das noites são diferentes para os hemisférios Norte e Sul. Em junho o hemisfério norte tem os dias mais longos que as noites, (solstício de verão para o hemisfério Norte), isso indica que o hemis- fério norte recebe luz por mais tempo e conseqüentemente mais calor, por isso em junho é verão no hemisfério norte. Já no hemisfério sul, a maior parte do dia é escuro, ou seja o hemis- fério sul recebe menos luz o que implica em menos calor, portanto é inverno neste hemisfério , (solstício de inverno para o hemisfério Sul). Observe que seis meses depois, em dezembro, a situação está invertida, o hemisfério norte recebe menos calor o que produz o in- verno. Já no hemisfério sul é verão.
  • 9. 9 Precessão de equinócios O eixo de rotação da Terra descreve um movimento cônico (co- mo o de um pião). Esse movimento dura 26.000 anos para ser completado. A estrela do pólo norte celeste daqui a 14.000 anos, será a estrela Vega em vez da estrela Polaris. Efeito da nutação O eixo de rotação da Terra oscila em torno de sua posição média (trajetória da precessão). A nutação trata-se da componente não circular (bamboleio) do movimento do pólo da Terra em torno do pólo da eclíptica, causada pelas variações na inclinação da órbita da Lua em relação à órbita da Terra em torno do Sol de 18° 18' a 28° 36'). Movimento do pólo Movimento do pólo terrestre determinado a partir das medidas feitas pelo IERS (International Ear- th Rotation Service). No pólo, 0, 32” corresponde a aproximadamente 10 metros na superfície da Terra. Este efeito é pequeno e só foi medido pe- la primeira vez em 1891, apesar de que já havia sido previsto teoricamente desde o fim do século XVIII. A distância entre o pólo, definido pelo eixo de rotação instantâneo, e o eixo de simetria nun- ca é superior a cerca de 20 metros, o que cor- responde a alguns décimos de segundos de ar- co. Na figura vemos o movimento do pólo entre 1992 e os primeiros meses de 1999.
  • 10. 10 5. As constelações do zodíaco Como resultado do movimento de translação da Terra em volta do Sol (uma volta em um ano), visto da Terra, o Sol transita sobre 13 constelações. São as constelações zodiacais que, além de servirem de fundo para o trânsito do Sol, também servem de fundo para o transito dos planetas e da Lua. O ponto ver- nal é o cruzamento da "eclíptica" (caminho do Sol sobre o fundo de estrelas durante o ano) com o "equador celeste" (projeção do equador terrestre sobre a esfera celeste). O ponto vernal marca também a posição do Sol no equinó- cio de 21 de março. O ponto vernal, que hoje se encontra no interior da cons- telação de Peixes, há 2.200 anos atrás estava em Aries. No futuro ele irá en- trar em Aquário e lentamente irá percorrer as demais constelações zodiacais. Será necessário passar 26.000 anos para o ponto vernal voltar ao mesmo ponto. Após 125 anos, com a precessão dos equinócios (esse movimento será estu- dado adiante) muda as datas em que o Sol se desloca de uma constelação para outra nas constelações do zodíaco (do grego zôo = animal e díaco = círculo), assim o Sol não está mais nos signos u- sados pelos astrólogos para fazer seus horóscopos. Os leigos em Astronomia mas familiarizados com a "astrologia" poderão estranhar as diferenças existen- tes entre os períodos mencionados aci- ma com aqueles informados pelos astró- logos na organização dos horóscopos. A astrologia dividiu o trânsito anual do Sol em 12 partes (12 sígnos) há mais de dois mil anos atrás, quando o equi- nócio de 21 de março (Sol no ponto vernal) ocorria sobre a constelação de Aries. O movimento de precessão do eixo terrestre, durante esse tempo, trouxe o ponto vernal para a constela- ção de Peixes. Como a astrologia não considerou tal movimento, suas in- formações sobre o posicionamento do Sol relativamente às constelações de fundo não correspondem ao que se observa atualmente 7. A esfera celeste
  • 11. 11 A esfera celeste é uma esfera imaginária de raio infinito, onde se acham pro- jetadas as estrelas, ditas fixas, em cujo centro está a Terra. Os movimentos da esfera celeste são aparentes. Sabemos que é a Terra que gira em torno de si e se desloca ao redor do Sol, mas, estando o observador preso ao nosso planeta, é mais fácil entender fenômenos como solstício, e- quinócio, posições planetárias e outros, imaginando a Terra imóvel e trans- ferindo os movimentos para o céu. A Terra gira em torno de seu eixo em 24 horas. Esse eixo prolongado na es- fera celeste dá lugar aos pólos norte e sul celeste. O plano que corta perpen- dicularmente o eixo da Terra e que passa pelo centro dela delimita, na super- fície, o equador terrestre. Esse plano projetado até a esfera celeste irá definir o equador celeste, que, por sua vez, divide a esfera celeste em dois hemisfé- rios: Norte e Sul. Zênite é o ponto da esfera celeste que fica exatamente sobre a nossa cabeça. Em oposição, existe o nadir, de pouco interesse para nós. O plano da esfera celeste que une os pontos cardeais norte e sul e passa tam- bém pelo zênite do observador chama-se meridiano. Quando uma estrela cru- za o meridiano, nós dizemos que ela está culminando. O Sol culmina próxi- mo ao meio-dia. A esfera celeste "gira" aparentemente no sentido leste-oeste. Na verdade é nosso planeta que se desloca em torno de si no sentido contrá- rio. No hemisfério Sul, quando estamos voltados para o pólo celeste, vemos lentamente as estrelas girarem ao seu redor, no sentido horário. No hemisfé- rio Norte, isso ocorre em sentido inverso. O aspecto do céu depende da lati- tude, da hora e do dia da observação. Com o movimento da esfera celeste haverá estrelas que jamais cruzarão o ho- rizonte, sendo ou sempre visíveis (as próximas do pólo elevado) ou nunca vi- síveis (as próximas do pólo abaixado). 6. O movimento aparente da esfera celeste Quando à noite se observa o céu, vê-se o movimento das estrelas, nascendo do lado leste do horizonte, deslocando-se paralelamente entre si e em direção ao lado oeste, onde desaparecem (fig.2f). Esse movimento aparente das estre- las é produzido, na realidade, pelo movimento de rotação da Terra em torno de seu eixo. Como ocorre durante um intervalo de tempo de 24 horas, apro- ximadamente, é chamado de movimento diurno. Esse movimento causa a impressão de que toda a esfera celeste se está movimentando continuamente (fig.2g). Assim, os povos antigos elaboraram as mais criativas concepções de mundo tentando explicar a natureza que observavam. No pólo da Terra - Nesta posição o pólo celeste está no zênite e o equador ce- leste coincide com o horizonte. Como as estrelas sempre giram em torno dos pólos celestes, um observador no pólo não vê as estrelas nascerem e se porem. Figura 2g
  • 12. 12 As estrelas que ele vê estão sempre acima do horizonte. Ele só vê as estrelas do seu hemisfério celeste, e estas percorrem trajetórias paralelas ao horizonte. No equador da Terra - Aqui o pólo celeste está sobre o horizonte (coincidindo com os pontos cardeais norte e sul) e o equador celeste passa pelo zênite do ob- servador. Conseqüentemente, as trajetórias das estrelas são perpendiculares à linha do horizonte. Teoricamente, nessa latitude teríamos sempre acesso à me- tade de cada hemisfério celeste. O MOVIMENTO APARENTE DO SOL Quando começa o dia, vemos o Sol “nascer” (de fato, não nasce, apenas surge à nossa vista, aproximadamente na direção chamada Oriente ou Leste), no horizonte ou linha de separação entre a terra e o céu. Durante o dia, vemos o Sol percorrer o céu, num arco que vai de Oriente (ou Leste) para Ocidente (ou Oeste). Ao meio-dia solar, o Sol está o mais alto possível, «está a pino»! Quando começa a noite, dizemos que o Sol se «põe» no horizonte, isto é, desaparece da nossa vista. Contudo, os nossos sentidos enganam-nos: não é o Sol que anda à volta da Terra (como julgavam os povos anti- gos), mas sim a Terra que está em rotação, virando su- cessivas partes para o Sol. Vemos o Sol ir de Oriente pa- ra Ocidente porque a Terra gira no sentido contrário, de Ocidente para Oriente. Dizemos que o movimento do Sol é aparente.
  • 13. 13 10. A Lua – As eclipses Já sabemos como ocorrem os eclipses e conhecemos as posições do Sol e da Lua para os eclipses solares e lunares. Mas, quando é que is- so ocorre? Sabemos que a Terra percorre uma órbita quase circular em torno do Sol sobre o plano da eclíptica e que a Lua órbita a Terra fora deste plano. O plano da órbita da Lua é inclinado em relação ao plano da eclíptica em aproximadamente 5 graus. Isto significa que, observan- do da Terra, o Sol pode variar numa faixa de 23,5 graus acima ou abaixo do equador devido à inclinação do eixo da Terra. Se juntarmos a esta variação, a inclinação da órbita da Lua, teremos para a Lua uma variação mais ampla de 23,5 + 5 = 28,5º, acima ou abaixo do equador. Qual é a condição básica para que um eclipse ocorra? O primeiro requisito é que a Lua esteja atravessando o plano da eclíptica. Estes pontos são chamados de nodos. O nodo ascendente é quando a Lua atravessa o plano da eclíptica do sul para o norte, e o descendente quando ocorre o inverso. Ao olharmos o desenho, pode parecer que a Lua na fase nova fique exatamente na frente do Sol ou que na fase cheia a Terra se inter- ponha entre a Lua e o Sol. Isso não ocorre sempre porque o plano da órbita da Lua ao redor da Terra está inclinado em relação ao plano orbital da Terra ao redor do Sol (cerca de cinco graus). Periodicamente, contudo, se a Lua se encontrar na interseção dos dois planos e, além disso, for Lua nova ou cheia, ocorrerá o eclipse do Sol no pri- meiro caso, e da Lua, no segundo. Eclipses solares - Para que ocorra um eclipse so- lar é necessário que a Lua esteja exatamente entre a Terra e o Sol. Se o nosso satélite girasse no mesmo plano da órbita terrestre haveria eclipses todos os dias de Lua Nova. Como isso não acontece, é preciso que a Lua Nova coincida com a passagem pelos nodos, que são as interseções do plano da órbita da Terra com o plano da órbita lunar. As eclipses solares ocorrem en- tão, quando a Lua passa entre a Terra e o Sol. Como a Lua é cerca de 49 vezes menor que a Terra, sua som- bra é incapaz de envolver todo o nosso planeta. Du- rante um eclipse solar uma região oval de escuridão com cerca de 160 km de largura por 600 km de comprimento to- ca a superfície terrestre e, à medida que a Terra gira e avança pe- lo espaço, a sombra varre o planeta com uma velocidade de a- proximadamente 1.800 km/h.A Lua e o Sol apresentam quase o mesmo diâmetro angular. Mas como as distâncias entre estes as- tros e a Terra variam, os seus tamanhos angulares também vari- am, de modo que ora o Sol é angularmente maior, ora a Lua. ] Sol Umbra Penumbra Penumbra TerraLua A sombra da Lua atinge algumas regiões da Terra Eclipse Solar
  • 14. 14 Então um eclipse que ocorra no segundo caso, a Lua encobrirá totalmente o disco solar; é o eclipse total. Já no primeiro caso restará, na fase máxima, um pequeno anel; é o eclipse anular. Nos eclipses totais, o observador tem opor- tunidade de ver as estrelas mais brilhantes, além de planetas. Contudo, o mais espetacular é a observação da coroa solar, um halo luminoso, em geral não uniforme, que aparece em torno do Sol e alcança temperaturas superiores a um milhão de graus. Apenas as populações situadas no interior da faixa per- corrida pela sombra têm a oportunidade de assistir a um dos mais belos e im- pressionantes fenômenos celestes. O escurecimento total é de tal ordem que se pode avistar as estrelas mais brilhantes. Todavia, não demora mais que 7 minutos e meio. Próximo à faixa de sombra, na região conhecida como pe- numbra, o fenômeno é parcial. Tanto os eclipses solares como os lunares po- dem ser parciais quando, mesmo na fase de maior encobrimento, resta ainda uma parte não eclipsada. Os eclipses totais do Sol só são observados em uma pequena faixa. Fora dessa região os eclipses aparecerão, no seu auge, ainda parcialmente. Dependendo da posição do observador, ele pode mesmo não pre- senciar o eclipse, embora com o Sol acima do horizonte. Já com o eclipse lunar isso não acontece. Como ele ocorre por causa da sombra da Terra, independe da posição do observador; basta que a Lua esteja acima do horizonte para ele ser visível. A totalidade dos eclipses solares é de no máximo sete minutos; já nos eclipses lunares a totalidade pode durar 1 hora e 40 minutos. A cada ano ocorrem pelo menos dois eclipses solares. Após 18 anos e 11 dias eles voltam a ocorrem numa mesma seqüência. É o período de Saros, que já era conhecido na antiga civilização dos Caldeus. Em cada Saros ocorrem 70 eclip- ses, sendo 41 solares. Para que um eclipse total do Sol volte a ocorrer num mesmo lugar são necessários 360 anos, aproxima- damente. O número de eclipses durante um ano pode variar de quatro a sete, incluindo os solares e luna- res. Eclipses da Lua - Para que aconteça um eclipse lunar é necessário que a Terra esteja exatamente en- tre a Lua e o Sol. Se o nosso satélite girasse no mesmo plano da orbita terrestre haveria eclipse to- dos os dias de Lua Cheia. Como isso não acontece, é preciso que a Lua Cheia coincida com a passagem pelos nodos, que são as interseções do plano da órbi- ta da Terra com o plano da órbita lunar Os eclipses ocorrem quando a Terra bloqueia a luz solar, impedindo que esta atinja nosso satélite. Mesmo na totalidade, ainda podemos ver a Lua que, nesse momento, Sol Terra Umbra Penumbra Penumbra A Terra projeta um cone de sombra (umbra) no espaço Lua Eclipse Lunar Durante a parcialidade, a observa- ção do Sol só pode ser feita com o uso de filtros apropriados. Sem essa proteção corre-se o risco de ocorre- rem danos irreparáveis aos olhos
  • 15. 15 adquire um tom avermelhado ou alaranjado. Isso se deve aos raios solares, que atingem a atmosfera da Terra e espalham-se, iluminando nosso satélite. Nessa situação, só a luz vermelha consegue atravessar a espessa atmosfera e atingir a Lua. A cada ano ocorrem no máximo sete eclipses, sendo que no mínimo dois são lunares. Após 18 anos e 11 dias eles voltam a ocorrem numa mesma se- qüência. É o período de Saros, que já era conhecido na antiga civilização dos Caldeus. Em cada Saros ocorrem 70 eclipses, sendo 29 lunares. 11. As fases da Lua A alternância do aspecto da Lua foi um dos pri- meiros fenômenos astronômicos observado com atenção pelo homem. A periodicidade das fases foi, desde tempos mais remotos, usada como u- nidade de tempo; os doze meses derivam das doze lunações que ocorrem em um ano. As fases da Lua se devem à iluminação que a Lua recebe do Sol e como esta é refletida para a Terra. Co- mo a Lua se desloca em torno da Terra e esta ao redor do Sol, vemos a fração iluminada da Lua mudar constantemente. Costuma-se dividir em quatro as fases da Lua: nova, quarto crescente, cheia e quarto minguante. São necessários cerca de 29,5 dias para ocorrerem duas Luas novas consecutivas. A Lua leva 27,3 dias para dar uma volta completa ao redor da Terra (tomando as estrelas como referência). Essa diferença se ex- plica porque em um mês nosso planeta também se desloca, de modo que a Lua necessita de 2,2 dias para ocupar a mesma posição em relação ao Sol que na fase anterior. Na maior parte do Brasil, a cada dia a Lua nasce cerca de 50 minutos mais tarde que na noite anterior. Uma curiosidade com respeito à Lua é que ela apresenta o movimento de rotação em torno de si com a mesma velocidade e no mesmo sentido com que translada ao redor da Terra. Assim ela apresenta sempre a mesma face voltada para a Terra. Um habitante hipotético na Lua, na face voltada para o nosso planeta, vê a Terra sempre na mesma altura (não ocorre nascer nem ocaso da Terra) e, ainda mais, vê o nos- so planeta Terra apresentar fa- ses: cheia, minguante, nova e crescente.

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