Observando o Céu

Observando o Céu

Observando o Céu

Somos habitantes do planeta Terra. Junto com os outros oito planetas, ele gira ao redor do Sol. Esse conjunto constitui o sistema solar.

Quase todos os pontos brilhantes observados à noite, no céu, são outros astros semelhantes ao nosso, as estrelas. Embora não possamos ver, é provável que haja planetas girando ao redor de muitas dessas estrelas.

O nosso sistema solar e todos esses astros que observamos, à noite, fazem parte de um conjunto denominado galáxia.

Essa galáxia recebeu o nome de Via-Láctea.

Observando o céu

O céu é também denominado abóbada celeste, nome que se deve ao seu formato aparente de uma meia esfera.

Se olhou para o alto do céu, por volta das vinte horas, no mês de janeiro, terá visto um grupo de três estrelas alinhadas, conhecidas como “ Três Marias ”. Essas estrelas fazem parte da constelação de Órion, o caçador. No início do ano, essa constelação indica a estação do verão no hemisfério Sul.

Da mesma forma, a constelação do Escorpião, também bastante conhecida, indica o céu de inverno no hemisfério Sul.

Olhando para o céu, à noite, verifica que seu aspecto muda ao longo do ano. Então, cada estação vai corresponder à presença de determinadas constelações.

Olhando para a direção sul, pode ver o Cruzeiro do Sul, uma constelação que chamou a atenção dos navegadores espanhóis e portugueses, na época do Grandes Descobrimentos.

A constelação do Cruzeiro do Sul passou a fazer parte das Cartas de Navegação para orientar os navegadores e determinar a direcção sul. Os escoteiros também utilizam o Cruzeiro do Sul como referência para se orientarem.

Para encontrar a posição exacta do pólo Sul celeste, basta prolongar três vezes e meia a linha imaginária formada pelo eixo maior do Cruzeiro do Sul e, em seguida, imaginar uma vertical até o horizonte. O pólo Sul celeste acha-se na direcção desse ponto. Na sua vizinhança, além disso, vê-se a constelação de Octante, geralmente representada por uma única estrela, a Sigma do Oitante.

Os astros vistos no céu não são todos iguais. Já deve ter observado que há pontos brilhantes que piscam continuamente. São as estrelas, que podem apresentar brilho mais ou menos intenso e coloração branco-azulada, branca, amarela ou vermelha.

Os corpos celestes mais próximos que pode visualizar são o Sol e Lua, além daqueles que “riscam” o céu, de vez em quando, conhecidos como estrelas cadentes. Na realidade, não são estrelas mas meteoros, ou seja, fragmentos rochosos, na maioria da vezes do tamanho de um pedaço de giz.

Observando com atenção os pontos brilhantes no céu, nota que nem todas cintilam. Alguns apresentam uma luz firme, sem piscar. São os planetas, astros que, como a Terra, giram em torno do Sol. Em conjunto com o Sol, eles formam o sistema solar.

Muito além do sistema solar em que se encontra a Terra, estão as nebulosas e galáxias, algumas muito grandes e brilhantes.

Todos esses corpos distantes são melhor observados por meio de instrumentos. Um deles é a luneta.

A luneta é um instrumento formado por um conjunto de lentes que deixam os Objectos distantes mais visíveis.

Telescópio HUBBLE

O HOMEM satisfez a sua curiosidade com o uso da luneta. Ele quis ver mais longe e melhor. As lunetas foram aperfeiçoadas e, assim, apareceram os telescópios.

Um dos maiores telescópio do mundo é o Hale, nos Estados Unidos. Só a lente desse telescópio pesa 20 toneladas ( 20 000 kg ) e tem 5 metros de diâmetro.

O telescópio Hale, de Monte Palomar ( EUA ), permite aos astrónomos observar estrelas e planetas com grande aproximação.

Atualmente, os astrónomos obtêm imagens nítidas de fenómenos cada vez mais distantes no espaço por meio do telescópio espacial Hubble. Em sua façanha mais recente, o Hubble fotografou, com detalhes, um aglomerado de mais de 300 galáxias, cujas imagens chegam a nós depois de viajar por quatro biliões de anos através do espaço.

Outra forma de observar e estudar os astros do firmamento é através de projeções realizadas num planetário. A cúpula de um planetário representa a abóbada celeste. Nela são projectadas estrelas, planetas, galáxias, meteoros, cometas e demonstrados seus movimentos.

História através dos astros

Os povos primitivos, do período pré-histórico, não praticavam a agricultura. Viviam da caça de animais e da colecta de alguns tipos de raiz e fruta.

Somente há cerca de 10 mil anos, os povos de algumas regiões do planeta aprenderam a cultivar os seus alimentos, iniciando a prática de uma agricultura rudimentar.

Essas sociedades primitivas sentiram a necessidade de criar um calendário para determinar as melhores épocas para o plantio e para a colheita. Passaram a usar como referência o aparecimento de estrelas mais brilhantes ou constelações, em diferentes épocas. Notaram que o aparecimento das estrelas e das constelações ocorria sempre na mesma ordem.

Os períodos de aparecimento de determinados astros corresponderiam ao que hoje denominamos estações do ano.

Já deve ter ouvido falar que as plantas possuem certas preferências quanto às épocas de semeio e de colheita. Daí a classificação em plantas de verão, de outono, de inverno e de primavera.

A tabela a seguir mostra as épocas mais favoráveis ao plantio de algumas delas.

ÉPOCA DE PLANTIO NO SUL
AVEIA	DE MARÇO A JUNHO
ARROZ	DE AGOSTO A SETEMBRO
FEIJÃO	DE SETEMBRO A DEZEMBRO
MILHO	DE NOVEMBRO A DEZEMBRO
SOJA	DE AGOSTO A SETEMBRO
TRIGO	DE ABRIL A JUNHO

Até hoje, os agricultores, as pessoas ligadas ao comércio e à indústria, à educação e a outras actividades valem-se de um calendário oficial para planear as suas actividades. Esse calendário, reconhecido praticamente no mundo todo, divide o ano em doze meses e estes em quatro semanas e meia, em média, de sete dias cada uma.

No centro do calendário de pedra romano aparecem os doze signos do zodíaco.

Acima deles, aparecem figuras de deuses indicando os dias da semana: Saturno (sábado), Sol ( domingo), Lua ( segunda – feira ), Marte ( terça – feira ), Mercúrio ( quarta – feira ), Júpiter ( quinta -feira ) e Vénus ( sexta – feira ).

O vínculo entre o nome de alguns dias da semana e o nome dos deuses a eles dedicados mantém-se até hoje, entre os povos de língua espanhola, inglesa, francesa e alemã. Por exemplo, para o espanhol, lunes é a segunda-feira; martes, é a terça-feira; miércoles, quarta-feira; jueves, quinta-feira e viernes, sexta-feira. Para o inglês, sábado é saturday ( dia de Saturno ); domingo é sunday ( dia do Sol ); segunda-feira é monday ( dia da Lua )

Pesquisadores, estudando locais com vestígio de povos antigos ou sítios arqueológicos, em várias regiões do planeta, encontraram sinais relacionados com astronomia na era pré-histórica.

Sabe-se, actualmente, que, na Inglaterra, há um surpreendente exemplo de observatório astronómico, o Círculo de Stonehenge. Ele é formado por grandes blocos de pedra, que permitiam observações astronómicas 1650 anos antes de Cristo. As observações através das frestas das pedras determinavam, com exatidão, o nascer e o pôr-do-Sol e os movimentos da Lua, durante o ano.

Na Idade Antiga, o povo sumério destacou-se no estudo da Astronomia. A Suméria ocupava a Mesopotâmia, região entre os rios Tigre e Eufrates, actualmente território do Iraque.

Mais ou menos 5 000 anos a.C., os sumérios desenvolveram uma astronomia considerada avançada para a época.

Em 2317 a.C., os chineses registaram a passagem de um grande cometa. Esse cometa tornou-se famoso por ter sido o primeiro a ter a sua órbita calculada pelo astrónomo Halley no século XIX. Trata-se do cometa de Halley, que reaparece a cada 75 anos, aproximadamente, em sua trajectória em torno do Sol.

As partes de um cometa:

A cabeça é constituída de pequenos pedaços de rochas, poeira e gases. Ela brilha como os planetas, porque reflecte a luz do Sol.

A cauda, formada de gases e poeira pode atingir mais de 130 milhões de quilómetros.

A órbita do cometa de Halley atravessa as órbitas da Terra e as de outros planetas. A cauda do cometa volta-se em direcção oposta à do Sol.

Os gregos, 600 a.C., já sabiam que a Terra é redonda graças às observações e aos estudos de Tales de Mileto e Pitágoras. Por volta de 230 a.C., já estavam informados sobre a distância que separa a Terra da Lua e do Sol graças a Aristarco de Samos. Cláudio Ptolomeu ( 90-160 d.C. ) propôs a teoria geocêntrica, segundo a qual a Terra ocuparia o centro do universo.

Entre outros conhecimentos astronómicos da Antiguidade podem ser citados: as direcções cardeais para a orientação, a diferenciação entre estrelas e outros astros, a previsão de eclipses da Lua e do Sol, a preparação de tabelas das fases da Lua e os movimentos do Sol e da Lua.

A história continua

Entre a Antiguidade e a Idade Moderna tivemos o Milénio de Transição, mais conhecido por Idade Média.

Nesse período, o conhecimento de factos astronómicos ganhou novo impulso com o estudo de manuscritos dos povos antigos: sumérios, caldeus, gregos, romanos, entre outros.

Coube ao povo árabe, durante a expansão da religião islâmica, do ano 600 ao ano 1000 da nossa era, difundir os ensinamentos de várias ciências, além da Astronomia, como, por exemplo, Matemática, Álgebra e Geometria.

Durante o século XV, a astronomia desenvolveu-se bastante e contribuiu para a navegação, que levou às grandes descobertas, como a da América, em 1492, por Cristóvão Colombo, e a do Brasil, em 1500 por Pedro Álvares Cabral.

No início do século XVI, o astrónomo polaco Nicolau Copérnico ( 1473-1543 ) desenvolveu a teoria heliocêntrica, segundo a qual o Sol ocuparia o centro do universo.

A Astronomia tomou novos rumos com as descobertas de Galileu Galilei, no início do século XVII. Ele aperfeiçoou a luneta e descobriu o movimento de rotação do Sol, as manchas solares e os quatro satélites maiores de Júpiter – Io, Ganimedes, Calisto e Europa.

Galileu foi também o primeiro cientista a observar as fases do planeta Vénus e o primeiro a suspeitar dos anéis de Saturno.

Descobriu que a superfície da Lua é rugosa: como na Terra, nela há montanhas e vales.

Outro astrónomo famoso, da mesma época de Galileu, foi Johannes Kepler (1571-1630).

Ele propôs as leis do movimento planetário, que explicam como os planetas giram ao redor do Sol.

Observando o Céu – Sistema Solar

Observando o Céu

O nosso Sistema Solar situa-se num lado da galáxia na periferia de um dos braços. Olhando para o céu a noite, longe das luzes das ruas, é possível observar uma faixa luminosa. Esta é a luz de muitos milhares de estrelas de nossa galáxia, a Via-láctea.

Com a ajuda de uma carta celeste, mesmo a olho nu,, podemos fazer observações minuciosas do céu, ou podemos utilizar alguns instrumentos como binóculos, luneta, ou telescópio para aumentar a nossa capacidade visual.

Com a vista desarmada, podemos vislumbrar mais ou menos 6000 estrelas, distinguir e estudar as constelações, observar os lentos movimentos dos planetas por entre as constelações zodiacais, ver as chuvas de meteoros que são comuns em determinados períodos do ano, observar eclipses da lua ou utilizando técnicas simples, os eclipses do Sol. Podemos ver também umas galáxias “vizinhas” as Nuvens de Magalhães, as manchas na superfície de Lua que são os mares, a grande nebulosa de Orion, as Plêiades, e esporadicamente poderemos ter a sorte de observar algum grande cometa brilhante.

Com o uso de um binóculos, além dos itens anteriormente descritos poderemos observar crateras na superfície da Lua, ver alguns dos satélites de Júpiter.

Com o uso de um telescópio refractor, ou luneta como é comum ouvir-se dizer, podemos fazer óptimas observações, da Lua, planetas como Júpiter, Saturno, que mostrará os seus lindos anéis, e luas.

Muita gente pensa que o telescópio foi inventado por Galileu, mas este fabricou a sua luneta, após ouvir uma descrição do aparelho, vinda de um amigo viajante. Galileu foi sim, o primeiro estudioso de que se tem noticia, a apontar este aparelho para o céu e relatar as suas observações.

Com a ajuda de um telescópio reflector que inventado pelo físico Isaac Newton , é um instrumento que usa um jogo de espelhos especiais para ampliar as imagens, podemos ampliar a nossa visão para muito além do nosso Sistema Solar, com este tipo de telescópio podemos observar e estudar melhor as estrelas duplas, procurar cometas e outros objectos que são invisíveis às nossas vistas desarmadas, alguns destes objectos podem estar a centenas ou milhares de anos luz de distância da Terra.

A prática da observação do céu por pessoas que não tem uma formação académica, é chamada de Astronomia Amadora, esta prática é comum em todo o planeta, e pode se tornar um belo passatempo. O astrónomo amador costuma ajudar os astrónomos profissionais em muitos aspectos como na observação das chuvas de meteoros, na fotografia de eclipses entre outros, muitas vezes, costumam dedicar-se à chamada caça aos cometas, pelo facto de estes serem muitos e de a qualquer momento poder aparecer um novo cometa no céu.

O astrónomo que descobre um novo cometa, pode-lhe dar o seu nome.

Alguns ufólogos, também se dedicam à astronomia, só que estes estão em busca de comprovações da existência de vida fora da esfera Terrestre.

Existem outras maneiras de se observar o céu, uma delas é a utilização de ondas de rádio. Os rádios-telescópios varrem o nosso céu em várias frequências em busca de sinais vindos do espaço que podem ter a sua origem em outras civilizações presentes na nossa galáxia, e que até agora não pudemos encontrar.

Telescópios especiais são colocados em órbita do nosso planeta, como é o caso do Telescópio Espacial Hubble que circunda a Terra a 600km de altitude no espaço e através das suas câmaras capta imagens fantásticas do universo, imagens estas que devido a interferências causadas pela atmosfera, seriam impossíveis de serem obtidas com telescópios situados em terra. Alguns telescópios colocados em órbita, captam imagens em outros tipos de frequências, como infravermelho, ultravioleta, raios-x, que possibilitam em conjunto com as informações obtidas através de observações no espectro visível, ir ampliando a cada dia o nosso conhecimento sobre os mistérios do universo.

A astronomia é uma das ciências mais antigas de que se tem noticia, desenhos de estrelas, cometas, e gráficos rudimentares de eclipses, foram encontrados em paredes de cavernas espalhadas pelo mundo, algumas civilizações antigas(fenícios, egípcios, maias, astecas, gregos) tinham um imenso conhecimento astronómico, e conseguiram através dos seus observatórios elaborar calendários, prever eclipses, determinar o inicio das estações do ano. E tudo isto, muitas vezes, com uma precisão incrível.

Em tantos anos de estudos, o Homem conseguiu muitas informações a respeito do universo, porem muito ainda está para ser descoberto, quem sabe possamos nós, contribuir um pouco para o melhor entendimento destes mistérios

Observando o Céu – Telescópio

Observando o Céu

Quando se coloca pela primeira vez o olho à ocular de um telescópio, a imagem formada pelo instrumento é interpretada como sendo de pequenas dimensões.

Essa primeira impressão tende a desaparecer com o tempo.

Os detalhes ir-se-ão revelando: primeiro os mais evidentes, em seguida os mais difíceis. O cérebro tende a reagir aos poucos, só depois de muitas observações, ele fará uma avaliação correcta da imagem. Também é necessário aprender a colocar o olho no lugar certo, centrado sobre o eixo óptico do instrumento e próximo da ocular para que o olho possa recolher todo o feixe de luz que sai da ocular.

Não pense o principiante que basta olhar através da ocular para ver tudo o que o instrumento pode mostrar. Já vimos que o cérebro precisa de tempo e treino para perceber todos os detalhes de uma imagem e que também é necessário colocar o olho no lugar certo, e tem mais, objectos pouco brilhantes ou difusos como nebulosas e cometas são melhor percebidos quando não olhamos directamente para eles, olhando na sua vizinhança, obliquamente, isto é, olhando de lado; eles tornam-se mais evidentes, mais destacados.

Localização de objectos celestes

Tentar localizar um objecto com um telescópio, que geralmente tem um campo de visão muito pequeno, sem o auxílio de uma buscadora é uma tarefa difícil, trabalhosa e cansativa, a buscadora é uma pequena luneta cujo campo de visão é grande, da ordem de 7,5º que tem a função de facilitar o enquadramento no campo de telescópio, a função da buscadora é semelhante à do binóculo, é ver melhor.

Focalização correta

Focalizar é colocar a ocular no lugar certo de modo que possamos ver uma imagem nítida que revele detalhes do objecto observado, as estrelas devem aparecer como pontos, não como discos, e a Lua e os planetas devem aparecer, como discos, com seus bordos bem definidos. A focalização não é absoluta, pode variar de uma pessoa para outra, especialmente se uma tiver miopia ou hipermetropia e a outra não possuir qualquer dessas anomalias.

Cuidado com os fortes aumentos – Pura ilusão

Uma ocular muito potente, de poucos milímetros de foco, fornece quase sempre uma imagem imprecisa escura e tremulante, sem qualquer acréscimo na soma de detalhes. Os grandes aumentos são utilizados somente quando as condições da atmosfera são extremamente favoráveis. Uma ampliação exagerada da imagem também exige uma boa qualidade ótica e um diâmetro mínimo da objetiva que não deve ser inferior a 80 mm para lunetas e 150 mm para telescópios.

Condições atmosféricas

Raramente a atmosfera oferece condições de estabilidade e transparência, sem humidade, ventos, névoa ou variações de temperatura entre as camadas da atmosfera. A observação astronómica é uma escola de paciência ou mesmo de resignação. Esses efeitos negativos são tanto mais evidentes quanto mais próximo do horizonte estiver o astro visado. Uma boa observação deve ser realizada com astros que se encontram a pelo menos 35º ou 40º acima do horizonte.

Escala de avaliação de visibilidade (seeing)

O astrónomo Eugéne M. Antoniadi (1870-1944) desenvolveu um sistema, denominado “escala de Antoniadi”, que permite a classificação das condições de visibilidade, ou seeing, nas quais se realizam as observações astronómicas:

I. Visibilidade perfeita, sem qualquer tremor.
II. Ondulações leves, com momentos de calma que duram vários segundos.
III. Visibilidade moderada, com tremores.
IV. Visibilidade ruim, com imagem apresentando desde pequenas ondulações até agitação constante.
V. Visibilidade péssima, mal permitindo a elaboração de um esboço da imagem

A observação

Uma observação mais rigorosa exige que façamos anotações e esboços do que observamos. Isso requer uma prancheta, algumas folhas de papel, caneta, lápis e uma lanterna com filtro vermelho para não ofuscar a vista para registar o que observamos. A observação precisa ser acompanhada de vários elementos que possam permitir a análise, a avaliação do seu conteúdo.

Essa lista de informações deverá mencionar:

Hora da observação e do desenho, (a saber: começo – hora e minuto exacto em que se iniciou; esboço – hora e minuto exacto em que o desenho se viu esboçado; término – a hora e minuto exacto que marcou o fim da observação e do desenho. O tempo utilizado é o Tempo Universal T.U., é o tempo no meridiano de Greenwich, à hora da observação), a data completa, nome do observador, local da observação, instrumento utilizado (tipo, abertura e distância focal), aumento, tipo da ocular, condições atmosféricas (vento, temperatura, humidade, névoa, transparência, nuvens passageiras, turbulência) e outros factos ou detalhes que julgar importantes.

Observação do Sistema Solar

Observação do Sol

Sol tal como é visto quando sua imagem é projetada sobre uma antepara branca

Observar o Sol é muito fácil e acessível, é uma das poucas observações que podem ser realizadas durante o dia claro. É possível realizar trabalhos experimentais em física e geografia. Observando o movimento do Sol ao longo de um ano permite entender as estações. Se projetarmos a sua sombra através de uma haste vertical fixa no chão será possível medir o tempo enquanto o Sol estiver acima do horizonte.

O Sol deve ser observado por meio de projeção, sem perigo e muito cómoda, colocando uma tela ou cartão branco a 30 cm (de 30 a 50 cm) da ocular e ajustar o foco, trazendo a ocular para frente e para traz, até a imagem ficar nítida, basta olhar os bordos do Sol, eles devem ficar bem definidos.

A observação por projeção permite visualizar as manchas solares e verificar o movimento de rotação do Sol de um dia para o outro.

É bom estar ciente do perigo da observação do Sol sem protecção. Observar o Sol a olho nu ou com uma luneta, binóculo ou telescópio é muito perigoso. A observação direta por meio de um instrumento óptico, provocará queimadura na córnea e na retina, com perda irremediável da visão. Por essa razão, aconselhamos que a observação do Sol se realize apenas pelo método de projeção.

Observação da Lua

Lua vista ao telescópio

Observação de Mercúrio

O planeta Mercúrio pode ser observado a olho nu, pois a sua magnitude chega a –1,2 apesar da observação ser difícil devido à sua proximidade do Sol. Com uma luneta, será possível acompanhá-lo durante todo o dia se tivermos determinado a sua posição antes do nascer do Sol.

Para apreciar as suas fases, principalmente nas proximidades da conjunção superior, será necessária uma objetiva de 60 mm de abertura e uma ocular de 100 vezes de aumento. Para uma observação mais detalhada desse pequeno disco de 5 a 18 segundos de arco, convém utilizar um instrumento com abertura superior a 15 cm, capaz de fornecer um aumento de 160 a 250 vezes.

Observação de Vénus

Vénus é de todos os planetas o mais fácil de ser identificado, em virtude de seu brilho excepcional. Sua magnitude pode alcançar o valor de –4,3 , ou seja, a sua luminosidade é 12 vezes superior à de Sirius, a estrela mais brilhante do céu.

Um observador com uma luneta de 60 mm com um aumento de 15 a 30 vezes poderá ver as fases de Vénus e com um telescópio de 50 a 100 mm, ou maior, e um aumento de 150 a 200 vezes poderá visualizar detalhes que tornam a sua fase irregular.

Observação de Marte

Marte visto com uma luneta ou telescópio de médio porte

Uma modesta luneta de 50 a 60 mm com aumentos de 50 a 60 vezes, será suficiente para observação da calota polar, como um ponto branco muito protuberante sobre a borda do disco avermelhado do planeta. Só com um instrumento de 100 mm de abertura será possível acompanhar as variações da calota e visualizar as manchas na superfície do planeta. Com um instrumento de 15 a 20 cm de abertura, será possível o estudo da calota polar e o reconhecimento de quase todas as configurações da superfície de Marte.

Observação de asteroides

Existem duas maneiras de se observarem os asteroides: visualmente e por fotografia.

O primeiro caso não envolve mistério algum bastando seguir esta orientação: determinar a área do céu em que as efemérides (efeméride: tabela que fornece, em intervalos de tempo regularmente espaçados, as coordenadas que definem a posição de um astro) que assinalem a presença de algum asteroide.

Confrontando o campo de visão com o mapa estelar, constata-se que o planetoide procurado é precisamente a “estrela” que não se encontra no mapa.

A observação telescópica direta com instrumentos de amadores é muito precária e não mostra nem o disco de Ceres, que subtende um ângulo de somente 0,7 segundo. Para uma observação mais profunda, o método fotográfico constitui a melhor solução, pois amplia o campo de investigação. Uma teleobjetiva de 300 mm alcança asteroides de magnitude 13, ao passo que um de 200 mm detecta asteroides de magnitude 15.

Observação de “estrelas cadentes” e “chuvas de meteoros”

Quando estamos a observar o céu vemos estrias luminosas que atravessam o céu rapidamente, o fenómeno dura algumas frações de segundo, e é popularmente conhecido como “estrela cadente” , trata-se de um “meteoro” luminoso, meteoro é qualquer fenómeno atmosférico, como chuva, vento, granizo, etc.. Ocorre quando um fragmento de matéria proveniente do espaço penetra na atmosfera terrestre. Ao atravessar a parte da atmosfera, essas pequenas partículas aquecem, devido ao atrito com o ar, tornando-se luminescentes.

Ao contrário do que muitos podem pensar, a melhor maneira de observar essas quedas de meteoros é com a vista desarmada, uma vez que o campo visual abrange 180 graus.

A terminologia para designar esses corpos celestes, que muitas pessoas confundem, deve ser entendida assim: define-se como “meteoro” o fenómeno luminoso; “meteorito” constitui a partícula ou fragmento que consegue chegar ao solo; e “meteoroide” é o mesmo fragmento quando situado no espaço antes de a Terra encontrar a sua órbita.

Observação de cometas

Cometa registado em fotografias de longo tempo de exposição

Um cometa tem sempre uma aparência difusa e a maioria dos cometas têm brilho fraco, aspecto esférico e não apresentam cauda. Cometas com até magnitude 7 são visíveis a olho nu, com magnitude entre 7 e 11 podem ser observados com um binóculo e além disso só podem ser visualizados com telescópios de grande abertura ou ainda só aparecem em fotografias de longo tempo de exposição.

Ao contrário da observação à vista desarmada, que permite uma visualização panorâmica de todo o cometa, com um binóculo será possível observar as suas particularidades. Os melhores binóculos para observação de cometas são 7×50 e 10×50 que possuem grande campo de visão. Os telescópios devem ter grande abertura, 150 mm ou mais, será aconselhável utilizar uma ocular de pequeno aumento, ou seja, de grande distância focal.

Observação Júpiter

Júpiter visto com luneta ou telescópio

Depois de Vénus, Júpiter é o planeta mais fácil de ser identificado, em virtude de seu brilho. Por outro lado, depois da Lua, é o astro mais fácil de ser estudado através de uma luneta, pois o seu diâmetro aparente é suficiente para que se observe, com um modesto instrumento, os principais detalhes do seu disco. Um binóculo permite visualizar os quatro principais satélites de Júpiter.

Júpiter apresenta, visto de um telescópio, numerosas faixas paralelas ao equador. As listas escuras recebem o nome de faixas; as luminosas ou claras são chamadas de zonas.

Saturno visto com luneta ou telescópio

Saturno é sem dúvida o mais belo e interessante dos planetas. Quem o observa com um bom telescópio dificilmente deixa de ficar fascinado pelo espectáculo oferecido pelo globo e seus anéis. A utilização de binóculos para observação de Saturno não mostra detalhes do planeta, no máximo pode permite observar o formato ovalado do planeta devido aos anéis. Com uma luneta de 60 mm de diâmetro já se vêm os anéis, mas só a partir de 150 mm de abertura será possível ver divisões nos anéis e faixas muito ténues no globo.

Observação de Úrano

Não é preciso um instrumento muito potente para se perceber o disco de Úrano. Um telescópio refractor de 80 mm já o define, cinza esverdeado muito pequeno.

Alguns observadores afirmam que o disco se torna bem perceptível com uma ampliação de apenas 40 vezes.

Para se avistarem detalhes do disco, porém, o aumento requerido chega a 500 vezes, com abertura de pelo menos 250 mm. Dessa forma, Úrano surge bem nítido. Percebem-se, então, paralelas ao equador, faixas semelhantes às de Júpiter e Saturno, que pouco contrastam com o resto do disco, devido ao fraco brilho do planeta.

Observação de Neptuno

Neptuno aparecerá como um astro de magnitude 7,6. O astrónomo amador poderá, entretanto, acompanhar com prazer o seu lento movimento entre as estrelas com o auxílio de um binóculo.

Aos instrumentos de grande potência o corpo achatado de Neptuno revelará apenas faixas semelhantes às de Júpiter e Saturno, embora com um aumento de 150 a 200 vezes seja possível reconhecer o pequeno disco de aspecto planetário entre as estrelas. Um telescópio de 250 mm permitirá observar o satélite Tritão.

Observação de Plutão

Será necessária pelo menos uma objetiva de 250 a 300 mm de abertura para observar Plutão como uma fraca estrela de magnitude 14,5. A fotografia registará a sua imagem se observado com um refractor de 100 mm e f/4,5 ou f/6,3 numa exposição de uma hora com um filme muito sensível.

Observação de eclipses solares

Eclipse tal como é visto a olho nu

As fases sucessivas de um eclipse parcial e anular do Sol podem ser acompanhados a olho nu, com o cuidado de se proteger a vista com um vidro de soldador n.º 14, utilizado em máscaras de soldador. Na fase de totalidade no caso do eclipse total do Sol é possível observar o eclipse sem qualquer protecção. Se for utilizado um telescópio para observação do eclipse, isso deve ser feito apenas por meio de projecção.

Observação de eclipses lunares

Eclipse tal como é visto a olho nu

Para observar um eclipse lunar com o auxílio de um telescópio convém utilizar a ocular de mais fraco aumento, para obter, se possível, uma imagem de toda a Lua num mesmo campo de visão. A observação de um eclipse lunar com um binóculo também proporciona resultados muito bons.

Observação de estrelas duplas

Podemos encontrar muitas estrelas que parecem estar muito próximas umas das outras, são as chamadas estrelas duplas. As duplas podem estar muito próximas uma da outra, isto é, uma estrela orbita outra estrela ou podem ser duplas por paralaxe, isto é, uma está muito mais distante que a outra, mas encontram-se quase na mesma direcção, quase na mesma linha de mira.

Para observar uma estrela dupla o ideal é utilizar um telescópio, uma pequena luneta já permite identificar muitas delas. Quanto maior a abertura do telescópio maior será o seu poder de resolução, ou seja, maior será a sua capacidade de separar estrelas duplas cuja distância angular é muito pequena, desse modo os telescópios de grande abertura facilitam a observação de estrelas duplas.

Observação de nebulosas, aglomerados de estrelas e galáxias

Abaixo pode ver como nebulosas, aglomerados de estrelas e galáxias aparecem em fotografias de longo tempo de exposição.

M42 – Nebulosa e Aglomerado Aberto

A observação de nebulosas requer telescópios de grande luminosidade, isto é, grande abertura, distância focal pequena e pequenos aumentos, isso também é válido para aglomerados globulares, aglomerados abertos e galáxias. Os binóculos também se prestam para observação desses objetos.

A nebulosa de melhor visibilidade é M42, a Grande Nebulosa de Oríon, é a mais fácil de se observar e fotografar, quando observada por um telescópio apresenta aparência de uma nuvem esbranquiçada e nas fotografias aparece vermelha devido a emissão de radiação eletromagnética na faixa do infra vermelho.

Uma nebulosa também pode emitir ultra violeta, que não é visível e também é difícil de registar em filmes fotográficos e além de tudo isso é absorvido pela atmosfera, quando registado em fotografias dá aparência azulada a fotografia.

Nebulosas, galáxias e aglomerados globulares têm aparência difusa e apresentam fraco brilho, aglomerados globulares são conjuntos formados por centenas de estrelas e de aspecto esférico. Objectos difusos são melhor percebidos em fotografias de longo tempo de exposição.

M31 – Galáxia

Observação do céu

O universo ou mundo é tudo o que existe e que, de uma forma ou de outra, directa ou indiretamente, se pode observar. O homem é apenas uma pequena parte do universo. Mas é a única parte (pelo menos tanto quanto sabemos) que coloca perguntas sobre o universo e que encontra respostas a algumas delas. Outras questões continuam por responder…

Vivemos à superfície de um corpo esférico, com o nome de Terra (figura 1.1). Trata-se de um planeta, isto é, um corpo sem luz própria que viaja pelo espaço (a palavra “planeta” vem do grego e significa viajante).

Figura 1.1 – Fotografia da Terra (em primeiro plano) e da Lua (em segundo plano) tirada da sonda espacial “Galileo”

Chamamos céu ao espaço que vemos por cima de nós (não confundir com a palavra céu de que falam algumas religiões e que é o contrário de inferno!).

Observar é ver com atenção. É fácil observar o céu: pode começar-se por olhar à vista desarmada, quer dizer, sem instrumentos. E que vemos? De dia, o céu está claro e vemos o Sol, uma bola com luz própria de cor amarelo-alaranjado (cuidado: não devemos olhar directamente para o Sol pois tal pode prejudicar a nossa visão e mesmo cegar-nos!). O Sol é um corpo luminoso porque produz energia, fornecendo-a ao planeta Terra e a todos os outros do Sistema Solar (o conjunto dos planetas à volta do Sol). Dizemos, por isso, que o Sol é uma estrela. É a “nossa estrela”, porque, de todas as estrelas, é a que está mais perto de nós. De noite, o céu está escuro e vemos alguns, poucos, corpos iluminados – os planetas e seus satélites (corpos em volta dos planetas) – e muitos, mesmo muitos, corpos luminosos – as estrelas (figura 1.2). Quando estudarmos a luz (na Unidade 4, “A luz e a visão”), veremos melhor as diferenças entre corpos luminosos e iluminados.

Figura 1.2 – Céu noturno visto da Terra, vendo-se estrelas, planetas e, com tamanho maior, a Lua.

De entre os corpos iluminados, destaca-se a Lua, um corpo esférico como a Terra mas que, conforme o modo como é iluminado, nos aparece com vários aspectos (as chamadas fases da Lua). A Lua é um satélite da Terra uma vez que anda em torno do nosso planeta. É o nosso único satélite natural. Vemos também outros planetas. O mais próximo de nós é Vénus, a que por vezes erradamente se chama “estrela da manhã” ou “estrela da tarde”; de facto, não é uma estrela pois não tem luz própria. O segundo planeta mais próximo de nós é Marte. Os planetas movem-se no céu relativamente às estrelas.

O homem já efectuou várias viagens de exploração da Lua. Será possível um dia ir a Vénus, a Marte ou a outros planetas? Responderemos mais adiante.

Os corpos luminosos que observamos no céu são estrelas, semelhantes ao Sol, mas bastante mais longe. Uma muito brilhante é a estrela Polar. Outra, ainda mais brilhante, é Sírio. Quantas estrelas existem no céu? A que distância estão de nós? O céu é finito ou infinito? Existiu desde sempre ou teve um início? Também já vamos responder a estas interessantíssimas perguntas…

Tanto a Terra como o Sol, a Lua, Vénus, Marte e os outros planetas, como ainda as estrelas Polar, Sírio e todas as outras são chamadas astros. Astros são, portanto, todos os corpos que existem no espaço. A Astronomia é a parte da Física que estuda os astros, que coloca questões sobre os astros e vai encontrando respostas a elas.

Desde que existe sobre a Terra, o homem observa o céu e se interroga com o que vê. A Astronomia é, portanto, muito antiga. Mas a Física só nasceu no século XVII, quando se passaram a efectuar observações do céu mais precisas, usando um telescópio, instrumento que aumenta a visão do olho humano. Concluiu-se que não é o Sol que se move em volta da Terra (como parece, pois de dia vemos o Sol dar meia volta no céu) mas sim a Terra que gira em torno do seu eixo enquanto se move em volta do Sol.

Um dos criadores da Física foi o italiano Galileu Galilei (1564–1642, figura 1.3), que foi o primeiro a olhar os astros com um telescópio. Viu muitos fenómenos novos, alguns deles bem estranhos: manchas no Sol, montanhas na Lua, satélites à volta do planeta Júpiter, anéis no planeta Saturno, etc. Baseado nas suas observações, defendeu a ideia de que a Terra não estava no centro do universo (sistema geocêntrico), ao contrário do que pensava quase toda a gente (figura 1.4). A ideia do Sol como centro do mundo (sistema heliocêntrico) não era, aliás, dele mas de um monge polaco que viveu pouco antes, chamado Nicolau Copérnico. A Física, como deixou claro Galileu, baseia-se na observação e na experiência. Não podemos fazer experiências no céu mas podemos fazer observações a partir da Terra. Se uma observação realizada cuidadosamente e confirmada depois por outras contrariar alguma ideia feita, o melhor é aceitar o resultado da observação e mudar de ideia! A Física está sempre à procura de respostas o mais verdadeiras possível, isto é, de respostas baseadas na observação repetida e confirmada do universo.

Figura 1.3 – Galileu Galilei, físico italiano dos séculos XVI e XVII e um dos fundadores da Física.

Figura 1.4 – Gravuras mostrando os sistemas geocêntrico e heliocêntrico. No sistema geocêntrico a Terra está no centro do mundo. No sistema heliocêntrico é o Sol que está no centro do mundo.

Se, imitando Galileu, observarmos o céu com cuidado, veremos o movimento dos numerosos astros. Uns binóculos ou um telescópio facilitam a observação, mas não são indispensáveis. Para observar o céu, basta estar à noite num sítio onde não haja muitas luzes nem nuvens; as noites de Lua Nova, quando não há luar, são as ideais. Convém não ter pressa e esperar o suficiente para ver o aspecto do céu mudar. Podemos assim confirmar muitas observações feitas por outros ou, talvez mesmo, efectuar uma observação nova, que outros poderão confirmar…

Vamos estudar os astros e os seus movimentos. Começamos naturalmente pelo nosso próprio astro (Secção 1.2, “Movimentos da Terra”). Realizamos depois uma viagem imaginária desde a Terra até aos limites do universo conhecido (Secção 1.3, “Uma viagem pelo universo”). Finalmente, vamos, nesta unidade, explicar os movimentos tanto no céu como na Terra com o auxílio da noção de força (Secção 1.4, “Forças gravitacionais” e Secção 1.5, “Forças magnéticas”).

Movimentos da Terra

Dissemos que a Terra anda em volta do Sol. Como é o seu movimento? Como é que sabemos isso?

De facto, a Terra tem dois movimentos ao mesmo tempo:

• Movimento de rotação.
• Movimento de translação.

A rotação consiste no movimento giratório da Terra em torno do seu eixo, uma linha imaginária que passa pelo centro da Terra e que atravessa a superfície desta nos chamados pólos Norte e Sul (figura 1.5). O pólo Norte é o ponto da Terra de onde se vê a estrela Polar quase por cima. O pólo Sul é o ponto oposto, do outro lado da Terra. Daí não se vê a estrela Polar. Não faz sentido dizer que o pólo Norte está por cima do pólo Sul, uma vez que as noções de “cima” e “baixo” dependem do ponto de vista: para uma pessoa no pólo Norte, o pólo Sul está para baixo, mas, para uma pessoa no pólo Sul, é o pólo Norte que está para baixo… O sentido “para baixo” dirige-se sempre para o interior da Terra!

Um plano perpendicular ao eixo de rotação da Terra e que a divide em duas metades, chamadas hemisfério Norte e hemisfério Sul, marca na superfície terrestre uma linha chamada equador (figura 1.5).

Figura 1.5 – Movimento de rotação da Terra, com o eixo da Terra, os pólos Norte e Sul e o equador. A metade de cima, na figura, é o hemisfério Norte e metade de baixo é o hemisfério Sul.

A translação consiste no avanço do centro da Terra ao longo de uma curva fechada em redor do Sol (figura 1.6). Dizemos que descreve uma órbita (ou trajetória). Essa órbita parece circular mas, em rigor, é uma curva chamada elipse. Esse movimento dá-se com a velocidade de 30 quilómetros por segundo: isto significa que, em cada segundo, a Terra anda 30 quilómetros. Durante a translação, o eixo de rotação da Terra faz um ângulo de 23º com o plano da órbita da Terra.

Podemos, pois, comparar o nosso planeta a uma bailarina, que dá voltas em torno de si própria. Mas essa bailarina não está sempre no mesmo sítio… O movimento da Terra em volta do Sol é semelhante ao de uma bailarina que, rodando sobre si mesma, anda em volta de um ponto do palco. Para complicar, não é uma bailarina vertical, mas sim um pouco inclinada…

Figura 1.6 – Movimento de translação da Terra.

Como nos apercebemos dos movimentos de translação e de rotação da Terra?

Rotação

p>O movimento de rotação da Terra explica a existência dos dias e das noites. De dia, uma parte dos habitantes da Terra recebe luz solar, porque a parte da superfície da Terra onde vivem está virada para o Sol, mas os habitantes da Terra que estão do outro lado não recebem essa luz. Por exemplo, em Lisboa, às 8 h da manhã é de dia mas, em Nova Iorque, nos Estados Unidos, para Ocidente de Lisboa, no mesmo instante são 3 h da manhã e ainda é de noite (figura 1.7). Enquanto uns tomam o pequeno almoço os outros ainda vão a meio do seu sono… A Terra vai girando e, em certos lugares, passa a ser noite quando era dia e, noutros lugares, do outro lado da Terra, passa a ser de dia quando era noite. E isto sem nunca parar!

Figura 1.7 – Movimento de rotação da Terra visto de cima do pólo Norte: Lisboa e Nova Iorque não “acordam” na mesma altura…

Como compreender melhor os movimentos da Terra?

Figura 1.8 – Modelo da Terra a girar em torno do seu eixo e a andar em volta do Sol.

Quando começa o dia, vemos o Sol «nascer» (de facto, não nasce, apenas surge à nossa vista, aproximadamente na direcção chamada Oriente ou Este), no horizonte ou linha de separação entre a terra e o céu (figura 1.9). Durante o dia, vemos o Sol percorrer o céu, num arco que vai de Oriente (ou Este) 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 antigos), mas sim a Terra que está em rotação, virando sucessivas partes para o Sol. Vemos o Sol ir de Oriente para Ocidente porque a Terra gira no sentido contrário, de Ocidente para Oriente. Dizemos que o movimento do Sol é aparente.

Figura 1.9 – Movimento aparente do Sol. Deve-se à rotação da Terra.

Quando vamos num comboio, também nos parece que é a paisagem que vai a andar para trás, quando, de facto, é o comboio que vai a andar para a frente enquanto a paisagem permanece imóvel. O comboio desloca-se em relação à paisagem.

A Terra demora um dia, isto é, 24 horas, a completar uma volta em torno de si própria. Dizemos que o período de rotação da Terra é de um dia. O vaivém espacial (nave espacial reutilizável dos Estados Unidos) em órbita em volta da Terra gira mais rapidamente do que esta, pelo que os astronautas a bordo vêem, durante 24 horas, vários nasceres e pores do Sol.

Durante um dia, vemos o Sol nascer uma vez e pôr-se uma vez. A nossa experiência indica, portanto, que, durante parte do dia (24 horas), é de dia (vê-se o Sol) e que, durante a outra parte, é de noite (não confundir o dia, intervalo de tempo de 24 horas, com o dia, intervalo de tempo em que se vê o Sol). Mas essas duas partes não são, em geral, iguais. As durações do dia e da noite dependem da data do ano: no Verão, os dias são maiores do que as noites e, no Inverno, é ao contrário (podemos verificar este facto medindo com um relógio os intervalos entre o nascer e o pôr do Sol em vários dias ao longo do ano). Mas há dois dias especiais no ano em que os dias têm a mesma duração que as noites: são os chamados equinócios, em 21 de Março e em 23 de Setembro, quando começam, respectivamente, a Primavera e o Outono. Veremos adiante que a duração dos dias e das noites depende também do lugar da Terra: nos pólos, é de dia durante seis meses e é de noite durante outros seis meses.

De noite, também nos podemos aperceber do movimento de rotação da Terra. Tal como o Sol de dia, também as outras estrelas parecem mover-se, percorrendo arcos no céu. Falamos, por isso, de movimento aparente das estrelas. A estrela Polar (também chamada Polaris) parece quase fixa, porque se situa praticamente no prolongamento do eixo de rotação da Terra, na direcção pólo Norte – pólo Sul. Mas a estrela Sírio (também chamada Sirius) move-se. No hemisfério Norte vemos durante a noite as estrelas, incluindo a Sírio, andarem em torno da Polar (figura 1.11). As aparências enganam: o céu, com as estrelas, não roda em volta de nós, por cima das nossas cabeças…

Figura 1.10 – Fotografia de longa exposição mostrando as estrelas a rodar. A estrela Polar está quase no centro e, por isso, roda muito pouco. Este movimento das estrelas é aparente e deve-se ao movimento de rotação da Terra.

Em resumo: o movimento de rotação da Terra explica o movimento aparente do Sol, que vemos durante o dia, e pelo movimento aparente das outras estrelas, que vemos durante a noite.

Como seguir ao longo do dia o movimento aparente do Sol sem olhar para o Sol?

Translação

Observando com atenção do mesmo lugar (podemos usar o relógio de Sol  construído na experiência anterior), verificamos que o Sol nem sempre nasce no mesmo sítio do horizonte e nem sempre se põe no mesmo sítio. Então onde  fica a direcção do Oriente num certo lugar? De facto, o Sol só nasce exactamente a Oriente e só se põe exactamente a Ocidente nos dias 21 de Março e 23 de Setembro (os equinócios de que já falámos). Mas, qualquer que seja o dia do ano, passado um ano (cerca de 365 dias), o Sol volta a nascer no mesmo sítio.

Por outro lado, observando ao longo do ano também do mesmo lugar mas de noite, verificamos que o aspecto do céu à mesma hora da noite não  é o mesmo todos os meses. Mas tudo se repete de ano a ano. Vemos o céu nocturno diferente todos os meses, porque a Terra se está a mover no espaço e “fica virada” para zonas diferentes do céu à medida que os meses passam (por exemplo, o céu visto de Portugal não é o mesmo em Janeiro e em Agosto, figura 1.13).

O tempo que a Terra demora a dar uma volta completa em volta do Sol não é exactamente de 365 dias, mas sim 365 dias e 6 horas, 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.

Figura 1.12 – Cartas celestes mostrando o céu de Janeiro e o céu de Agosto, vistos de Portugal. O aspecto do céu nesses dois meses é diferente em virtude do movimento de translação da Terra.

Tanto os diferentes lugares onde nasce e se põe o Sol como o diferente aspecto do céu durante os vários meses do ano são explicados pelo movimento de translação da Terra em torno do Sol.

Dizemos que o período de translação da Terra é um ano, o tempo formado por 365 dias e 6 horas. Um jovem de catorze anos já deu, portanto, 14 voltas em torno do Sol. A órbita da Terra  em volta do Sol é aproximadamente circular, como dissemos. O raio da órbita da Terra mede 150 milhões de quilómetros:

150 000 000 km = 150 x 10⁶ km = 1,5 x 10⁸ km = 1,5 x 10¹¹ m.

Esta distância é muito grande comparada quer com o raio do Sol (R_Sol = 700 000 km  = 7,0 x 10⁵ km = 7,0 x 10⁸ m) quer com o raio da Terra (R_Terra = 6 400 km = 6,4 x 10³ km = 6,4 x 10⁶ m). Dá muito jeito utilizar potências de dez  para indicar grandes distâncias, porque poupamos zeros. Uma potência de dez constitui o que se chama uma ordem de grandeza.   Dizemos que  a distância Terra-Sol é duas  ordens de grandeza superior ao raio do Sol (para calcular a diferença das duas ordens de grandeza, subtraímos as potências de dez, depois de arredondar a segunda para cima: 11-9 = 2). Por sua vez,  o raio do Sol é duas  ordens de  grandeza superior ao raio da Terra.

Por outro lado,  sabemos que os vários meses do ano têm um clima diferente. As quatro estações do ano (Primavera, Verão, Outono e Inverno) caracterizam-se por  tempos meteorológicos bem distintos (falamos de tempo meteorológico para o distinguir do tempo dos relógios). No hemisfério Norte, a  Primavera começa a 21 de Março, o Verão a 21 de Junho,  o Outono a 23 de Setembro e o Inverno a 21 de Dezembro, pelo que as estações dividem o ano em quatro partes aproximadamente iguais (figura 1.13).

Figura 1.13 – Translação da Terra, com a indicação das quatro estações do ano.

No Verão, está mais quente e no Inverno mais frio. Mas o Verão e o Inverno ocorrem em épocas diferentes do ano no  hemisfério Norte e no hemisfério Sul. No hemisfério Norte, o Verão vai de 21 de Junho a 23 de Setembro e o Inverno de 21 de Dezembro a 21 de Março. Mas, no hemisfério Sul, o Verão vai  de 21 de Dezembro a 21 de Março e o Inverno de  21 de Junho a 23 de Setembro.    Tal facto  explica-se também pelo movimento de translação da Terra. Contudo,  ao contrário do que muita gente julga, o tempo quente no Verão no hemisfério Norte não se deve ao menor afastamento da Terra em relação ao Sol  nem o tempo frio no Inverno no mesmo hemisfério se deve ao  maior afastamento da Terra em relação ao Sol! Como já afirmámos, a órbita terrestre é quase circular, pelo que  a Terra está sempre praticamente à mesma distância do Sol.  Acontece que o eixo de rotação da Terra está inclinado  do ângulo  de 23º em relação ao plano da órbita  da Terra (lembramos que foi assim que o colocámos na experiência 1.1).  Assim, no Verão do hemisfério Norte, este hemisfério está mais inclinado para o  Sol (e o hemisfério Sul está menos inclinado para o Sol). No Verão, a luz do Sol  incide mais frontalmente  sobre o hemisfério Norte (figura 1.14).

Figura 1.14 – Planeta Terra com o eixo inclinado. Inclinação dos raios solares sobre o hemisfério Norte no Verão. No Verão, há um dia de seis meses no pólo Norte.

Devido à inclinação do eixo de rotação da Terra, durante a Primavera e  Verão no hemisfério Norte, é sempre dia no pólo Norte e é sempre noite no pólo Sul (figura 1.14). Do mesmo modo, durante o Outono e Inverno no hemisfério Norte, é  sempre dia no pólo Sul e é sempre noite no pólo Norte. A duração dos dias e das noites varia, portanto,  à medida que nos afastamos do equador, para Norte ou para Sul.

Resumindo: Os diferentes lugares onde  nasce e se põe o Sol ao longo do ano, o diferente aspecto do céu nocturno, a sucessão das estações do ano e a diferente duração dos dias e das noites num certo lugar da Terra são, todos eles,  explicados pelo movimento de translação da Terra.

Altura e azimute de um astro

Para situar um astro no céu, seja ele o Sol, a Lua, um qualquer planeta ou estrela, precisamos de indicar apenas duas quantidades ou coordenadas:

• altura,
• azimute.

A altura  (figura 1.15) é o ângulo que a direcção com que vemos o astro faz com o plano do horizonte. Vai de 0º a 90º.  Note-se que esta altura é um ângulo, medido no sentido dos ponteiros do relógio,  e o seu valor vem, por isso, dado em graus. A altura pode ser medida com um astrolábio (ver adiante experiência 1.3).

Figura 1.15 – Altura e azimute do Sol. Com estas duas quantidades sabemos a direcção em que está o Sol.

O azimute (figura 1.15) é o ângulo que a direcção do astro, marcada no chão,  faz com a direcção do Norte no mesmo plano do horizonte,  medido também no sentido dos ponteiros do relógio. Vai de 0 a 360 graus. O azimute pode ser medido com uma bússola (ver no final desta unidade a subsecção “Bússola e orientação”).

Por exemplo,  à medida que vemos o Sol  andar no céu,  no seu movimento aparente, a  altura e o  azimute solares vão variando (figura 1.15). Em Lisboa, nos dias 21 de Março e 23 de Setembro, quando o Sol nasce,  o seu azimute é  90º; e a sua altura 0º; quando o Sol está a “pino”,  o seu azimute é 180º e a sua altura  51º; e, finalmente,  quando o Sol se põe, o seu azimute é  270º e a sua altura outra vez 0º. A altura máxima do Sol é diferente em lugares diferentes do nosso planeta. Assim, visto da região equatorial, o Sol está mais alto e, visto das regiões polares,  o Sol está mais baixo (figura 1.15).

Medindo a altura do Sol, podemos saber a hora solar, que, insistimos,  não é a hora legal marcada pelos relógios, e, medindo a altura máxima do Sol, podemos também  saber  se estamos num lugar mais ou menos afastado do equador.

As alturas e azimutes da Lua e  dos vários planetas também variam com o tempo. Mas a altura  da estrela Polar  é sempre  cerca de 39º, medida em  Lisboa, e  é sempre cerca de 90º, medida no pólo Norte.

Indicando apenas a altura e o azimute não ficamos a conhecer a distância a que se encontra o astro em questão.

Como conseguimos medir a altura de um astro? Vamos construir um astrolábio precisamente com essa finalidade.

Uma viagem pelo universo

Vamos agora empreender uma viagem imaginária pelo universo, partindo da Terra e chegando às zonas mais longínquas do universo conhecido.

Terra	Lua	Mercurio e Vénus	Marte
Jupiter, Saturno, etc	O Sistema Solar	O Sol	Outras Estrelas
Galáxia	Outras Galáxias	Os Confins do Universo	O Big Bang

A  Terra

Para subir acima da superfície da Terra, pode usar-se  um avião. A Terra tem à sua volta  uma camada de ar muito estreita – a atmosfera. A atmosfera desaparece gradualmente à medida que se sobe, podendo considerar-se  que tem  cerca de 100 km de espessura… Os aviões comerciais viajam com uma velocidade de cerca de 1000 km/h, a quase 10 km de altitude, isto é, de altura acima do nível médio das águas do mar (esta altura é um comprimento e mede-se em metros). Olhando para baixo, vêem-se as cidades e os campos muito pequenos. Um pouco mais acima, o ar já é muito escasso e depois desaparece. Dizemos que estamos no espaço exterior. Aí não há ar nenhum que permita a  respiração de seres vivos, mas sim o vazio… Afinal, o espaço está  bem perto de nós: se fosse possível a um automóvel andar na vertical com a mesma velocidade  que  em terra, numa hora estaria no espaço! De facto, não é fácil partir para o espaço: para colocar o vaivém  espacial em órbita são necessários poderosos foguetões, cujo princípio de funcionamento é o mesmo  de um  balão que se enche de ar e depois se deixa esvaziar (o balão avança para um lado enquanto o ar sai para o outro). As reacções químicas no interior dos foguetões  libertam gases que são lançados para fora a grande velocidade.

A cerca de 300 km, onde andam em órbita o vaivém espacial  (figura 1.17) e as estações espaciais (a Mir, russa, actualmente a ser desactivada, e a Freedom, grande  projecto internacional em contrução) já não há ar. Também não há ar na Lua, onde os astronautas tiveram, por isso, de usar fatos especiais, tal como usam hoje para actividades fora do vaivém ou de uma estação espacial.  Os satélites  artificiais (que, ao contrário dos satélites naturais, são  satélites feitos pelo homem)  andam em volta da Terra em órbitas acima dos 300 km de altitude  e têm um certo objectivo – por exemplo, fotografia  meteorológica ou telecomunicações. Dos satélites fotografam-se países ou continentes inteiros, como vemos no boletim meteorológico da televisão (figura 1.18).

Figura 1.17 – Partida do vaivém espacial norte-americano. A subida faz-se graças a poderosos foguetes. Os gases de uma combustão saem para fora a grande velocidade, fazendo o vaivém subir no espaço. O vaivém, como o próprio nome indica (vai e depois vem!), pode ser reutilizado, aterrando quase como um avião normal.

Figura 1.18 – Fotografia da Europa, incluindo Portugal, e do Norte de África tirada de um satélite artificial. Estas fotografias de satélite são muito úteis em meteorologia.

Visto  mais ao longe, da Lua por exemplo, o nosso planeta bem merece o nome de planeta azul. A cor azul é dada pela presença da água dos oceanos em cerca de dois terços  da superfície terrestre (ver figura 1.1). Ainda mais ao longe, a Terra não passa de um ponto azul claro, não havendo sinais de que é habitada. Depois, nem sequer se  vê…

A Lua

A Lua é o astro mais perto da Terra mas está relativamente longe, se compararmos a distância da Terra à Lua com as distâncias na Terra. Tem um tamanho muito menor do que o da Terra. A Lua está a 380 000 km da Terra e tem um raio de 1700 km, que é praticamente um quarto do raio da Terra (ver Tabela 1.1). O primeiro astronauta a caminhar na Lua, o norte-americano Neil Armstrong, fê-lo em 20 de Julho de 1969, um dia histórico para a Humanidade (figura 1.19). Os astronautas que foram à Lua demoraram cerca de 4 dias a chegar lá. Mas a luz do Sol (corpo luminoso) reflectida na Lua (corpo iluminado) demora só cerca de um segundo a chegar à Terra. Essa luz chama-se, como sabemos, luar.

Figura 1.19 – Astronautas na Lua, colocando instrumentos científicos. Ao fundo vê-se o módulo lunar que serviu para alunar.

	Raio	Massa	Distância à Terra	Período de rotação	Período de translação
Terra	6400 km	6,0 x 1024 kg	0 km	24 h	1 ano
Lua	1700 km	7,3 x 1022 kg	384 000 km	27,3 h	27,3 h
Sol	700 000 km	2,0 x 1030 kg	150 x 106 km	30 dias	2,2 x 107 anos

Tabela 1.1 Dados comparativos da Lua, da Terra e do Sol.

Desde 1972 que o homem não voltou à Lua. Mas a imagem e o som dos astronautas, quando estes emitiam ondas de televisão ou de rádio da Lua para a Terra, demorava cerca de um segundo a chegar até nós. Um raio laser (luz muito concentrada) enviada da Terra a um espelho que os astronautas deixaram na Lua demora também esse tempo a ir e o mesmo tempo a voltar.

A Lua anda em volta da Terra tal como a Terra anda em volta do Sol. A Lua também possui, como a Terra, um movimento simultâneo de rotação e translação. O período de rotação da Lua é igual ao período de translação (27 dias) de tal maneira que vemos sempre a mesma face da Lua. A outra face é a chamada face escondida da Lua… Só os astronautas que foram à Lua viram directamente a face escondida da Lua quando se encontravam em órbita da Lua (durante esse tempo interrompiam-se as comunicações com a Terra pois as ondas de rádio não atravessavam a Lua).

A Lua apresenta diferentes aspectos ou fases quando vista da Terra (figura 1.21):

• Lua Cheia (disco cheio).
• Quarto Minguante (com a forma de um C; é fácil de fixar pois Minguante significa Decrescente, o contrário de crescente; diz-se que a Lua “é mentirosa”).
• Lua Nova (disco escuro).
• Quarto Crescente (com a forma de um D).

Cada uma dessas fases demora cerca de uma semana, de modo que o conjunto das quatro fases demora um período lunar, quase um mês (o nosso calendário está pois baseado na Astronomia). Essas fases explicam-se pela posição relativa do Sol, da Terra e da Lua. Quando esses três astros estão em linha, há Lua Cheia ou Lua Nova, conforme a Terra esteja entre o Sol e a Lua ou a Lua esteja entre o Sol e a Terra. Os Quartos Crescente e Minguante correspondem a posições intermédias respectivamente entre Lua Nova e Lua Cheia e entre Lua Cheia e Lua Nova. Num jornal diário pode encontrar-se a fase da Lua nesse dia.

Figura 1.20 – Fases da Lua, associadas ao movimento de translação da Lua em volta da Terra.

A Lua entra em fenómenos curiosos, chamados eclipses. Nessa altura, deixamos de ver um astro no céu, pois foi tapado por outro. Os eclipses em que entra a Lua são de dois tipos, conforme se deixar de ver o Sol ou a Lua:

• eclipse do Sol,
• eclipse da Lua.

Existe um eclipse do Sol quando a Lua está exactamente entre o Sol e a Terra, de modo que a luz do Sol aparece tapada em alguns lugares da Terra (figura 1.21). O eclipse total do Sol só se observa numa zona limitada da Terra e dura só alguns minutos. De dia fica então de noite… Para uma descrição mais completa deste espectacular fenómeno ver adiante a Unidade 4, “A luz e a visão”. Porque é que não há sempre um eclipse todos os meses, quando há Lua Nova? Porque o plano da órbita da Lua em volta da Terra não é o mesmo que o plano da órbita da Terra em volta do Sol… Só há alinhamento dos três astros em certas ocasiões, que os astrónomos prevêem com precisão: ver a tabela 1.2 com os próximos eclipses do Sol.

Por outro lado, existe um eclipse da Lua (figura 1.21) quando a Terra está exactamente entre o Sol e a Lua. A Terra projecta a sua sombra sobre a Lua, tapando-a da nossa vista (observando o bordo da sombra da Terra sobre a Lua comprovamos que a Terra tem forma esférica!). Porque é que não há um eclipse da Lua todos os meses, sempre que há Lua Cheia? A resposta é semelhante à de trás. A tabela 1.2 inclui também os próximos eclipses da Lua.

Figura 1.21 – Fotografias dos eclipses totais da Lua (em cima) e do Sol (em baixo). Em cima, vêem-se cinco imagens da Lua tiradas sucessivamente. Em baixo, notar que os discos do Sol e da Lua têm praticamente o mesmo tamanho vistos da Terra.

Data	Visível de
Eclipse total da Lua
21 de Janeiro de 2000	América, Sudoeste de Europa, Oeste de África
16 de Julho de 2000	Austrália, Sudeste de Ásia
9 de Janeiro de 2001	África, Ásia e Europa
16 de Maio de 2003	América Central e do Sul
9 de Novembro de 2003	América
Eclipse total do Sol
11 de Agosto de 1999	Europa, Norte de África
21 de Junho de 2001	Atlântico Sul, Sul de África
4 de Dezembro de 2002	Sul de África, Pacífico Sul, Austrália
23 de Novembro de 2003	Pacífico Sul, Antárctida

Tabela 1.2 – Próximos eclipses totais da Lua e do Sol.

Mercúrio e Vénus

O planeta mais perto da Terra é, como dissemos, Vénus. É, depois do Sol e da Lua, o astro mais brilhante no céu. Vê-se muito bem ao amanhecer e ao anoitecer. Mas esse planeta é inabitável: não foi nem vai ser  realizada  uma viagem tripulada a Vénus. A superfície de Vénus é  mais quente do que a da Terra (a sua temperatura é  cerca de 470º), porque Vénus  está mais perto do Sol do que a Terra e,  além disso, a atmosfera de Vénus, que   é   irrespirável (contém ácido sulfúrico), produz  o chamado “efeito estufa” (a  radiação proveniente do Sol é absorvida fortemente pela atmosfera).

Mercúrio é o planeta mais próximo do Sol. Não se deve tentar observar Mercúrio pois está muito perto do Sol e olhar para o Sol é, como dissemos,  perigoso.  Curiosamente, a temperatura à superfície de Mercúrio (que vai de –180º a 480º) é inferior à temperatura à superfície de Vénus porque Mercúrio não tem o efeito estufa.

Marte

Ao contrário de Vénus, o planeta Marte, também conhecido por “planeta vermelho” devido à cor que apresenta (figura 1.22)  irá um dia ser alcançado e mesmo habitado pelo homem. É um pouco mais frio do que a Terra (a sua temperatura varia de – de 120º a 25º, conforme o sítio e a época do ano, ao passo que a temperatura da Terra varia entre –40º e 45º). Pensa-se que a ligeira atmosfera de Marte será um dia ser transformada de modo a ficar igual ou parecida com a da Terra  e que  se poderão criar lençóis de água na superfície (esta operação é chamada  “terraformação” de Marte). Existe, de facto,  água em Marte, embora não na forma líquida à superfície (a água líquida só foi vista até agora  à superfície da Terra). Conhecemos  a superfície de Marte porque várias sondas não tripuladas  lá pousaram,  enviando dados para a Terra (figura 1.22). Não foi encontrada nenhuma forma de vida em Marte.

Uma viagem tripulada  a Marte, que se deverá realizar cerca do ano 2020, demorará cerca de dois anos, usando  a tecnologia das actuais naves espaciais. A  volta demorará, obviamente,   outros dois anos. Porque havemos de ir a Marte? Em primeiro lugar pela curiosidade e aventura que sempre presidiram aos maiores empreendimentos humanos… Depois, por necessidades de ordem prática, uma vez que o nosso planeta deve, dentro de alguns séculos, estar menos habitável do que hoje, devido à poluição, ao esgotamento de recursos naturais e à sobrepopulação.

Marte tem, como a Terra, a Lua, e todos os outros planetas, movimentos de rotação e de translação. O dia de Marte  tem aproximadamente a mesma duração que o da Terra, mas o ano marciano é quatro vezes maior. Portanto,  as estações do ano em Marte demoram quatro vezes mais que na Terra (também há estações em Marte, com climas diferentes, pois o eixo de Marte está inclinado como o da Terra). Ao contrário de Mercúrio e Vénus, Marte tem dois satélites naturais, embora muito mais pequenos do que a nossa Lua.

Figura 1.22 – Imagem da superfície de  Marte tirada em 1998 pela   sonda “Pathfinder”. Perto da rocha maior vê-se uma pequeno carro robô, que é comandado da Terra por ondas de rádio.

Júpiter, Saturno, etc.

E que há para além de Marte? Existe primeiro  um grande conjunto de pequenos planetas (asteróides) e depois planetas muito grandes mas que são gasosos e não rochosos como os que vimos até agora (uma nave pode pousar nos planetas rochosos mas não nos gasosos):

• Júpiter – É o maior de todos os planetas em volta do Sol. Tem também o maior número de satélites – podemos chamar-lhes luas – de entre todos os planetas (as mais próximas foram vistas pela primeira vez por Galileu com o seu telescópio).
• Saturno – Identifica-se bem,  com um telescópio,  em virtude do seu enorme sistema  de  anéis,  vistos também pela primeira vez por Galileu (figura 1.23).
• Urano – Foi descoberto no século XVIII.
• Neptuno – Foi descoberto no século XIX.

Figura 1.23 – Imagem de Saturno tirada por uma sonda espacial. São bem visíveis os anéis. No fundo escuro vêem-se dois satélites naturais de Saturno.

Estes quatro planetas  têm bastantes satélites e anéis.  À vista desarmada só se vêem Júpiter e Saturno (Júpiter é o astro mais brilhante do Sol, depois do Sol, da Lua e de Vénus), mas não se  distinguem os seus satélites nem os seus anéis.  O último dos planetas é:

• Plutão – Pequeno e  rochoso, tem um único satélite (quase do seu tamanho)  e não apresenta anéis. Só foi descoberto no século XX.

Os planetas em volta do Sol são, portanto, nove. Discutiu-se durante muito tempo se haveria ou não um outro, décimo planeta, para lá de Plutão, mas parece que não, ou, se existe, é demasiado pequeno… 

As órbitas dos planetas, com a excepção de Plutão que é um pouco inclinada, situam-se  no mesmo plano. Por isso, vemos da Terra todos os planetas percorrerem a mesma faixa no céu.

O Sistema Solar

O conjunto do Sol,  nove planetas e seus satélites, asteróides, meteoritos e ainda os cometas constituem o chamado Sistema Solar (figura 1.24). O Sistema Solar é um sistema planetário, um conjunto de planetas que andam em torno de uma  estrela. A Tabela 1.3 inclui uma série de dados sobre os planetas do Sistema Solar.

O que são meteoritos? São corpos “vagabundos” no espaço, como os asteróides mas ainda mais pequenos.

E o que são cometas? Ao contrário dos planetas, que são relativamente grandes e têm órbitas praticamente circulares (elipses  muito pouco alongadas) e no mesmo plano, os cometas são pequenos astros, constituídos por gelo e poeiras,   com órbitas elípticas muito alongadas  que se situam, em geral, fora do  plano dos planetas. Hoje, sabemos, por observação astronómica, que existem outros planetas em torno de outras estrelas, mas estes não estão habitados… Mas não conhecemos quaisquer formas de vida fora do planeta Terra!

Quase todos os planetas do Sistema Solar já foram visitados por sondas fabricadas e enviadas pelo homem. Por exemplo, neste momento está uma sonda, “Galileo”, cujo nome presta  homenagem ao grande físico italiano, em órbita de Júpiter. Algumas  dessas sondas – como a “Voyager I” e a “Voyager II” – até já saíram para fora do  Sistema Solar e tiraram de longe fotografias  dele. As naves que viajaram para fora do Sistema Solar transportam consigo mensagens que mostram que os seus construtores são seres inteligentes…

Figura 1.24 – Sistema Solar, mostrando os tamanhos relativos dos vários planetas.

	R / km	d (Terra=1)	m (Terra = 1)	P (Terra =1)	v / km/s	T translação	T rotação
Mercúrio	2439	0,39	0.06	0,39	47,89	88 dias	58,65 dias
Vénus	6050	0,72	0,82	0,95	35,03	226 dias	243,02 dias
Terra	6378	1	1,00	1,00	29,79	365,25 dias	24 horas
Marte	3397	1,52	0,11	0,38	24,13	686 dias	24,6 horas
Júpiter	71 492	5,20	318	2,53	13,06	11,86 anos	9,9 horas
Saturno	60 268	9,54	95	1,07	9,64	29,46 anos	10,7 horas
Urano	25 559	19,19	15	0,91	6,81	84,01 anos	17,2 horas
Neptuno	24 760	30,06	17	1,14	5,43	164,79 anos	16,1 horas
Plutão	1123	39,53	0,03	0,08	4,74	247,70 anos	6,39 dias

Tabela 1.3 – Tabela de dados sobre os planetas do Sistema Solar. Para cada planeta indica-se o seu raio equatorial, R (em km), a sua distância média ao Sol, d (considerando que a distância da Terra ao Sol é igual a 1), a massa, m   (considerando que a massa da Terra é igual a 1), o peso, P, que um corpo teria à superfície (sendo o peso desse corpo igual a 1 à superfície da Terra), a velocidade de translação, v (em km/s), o período de translação,  T_translação, e o período de rotação, T_rotação.

O que  há para além do Sistema Solar? Já falámos de outros sistemas planetários. Qual é a estrela mais perto de nós a seguir ao Sol? Já vamos responder. Porém, antes de falar de outras estrelas, devemos explicar o que é o Sol. Porque é  um corpo luminoso? Que luz é essa que nos envia? Qual é a  constituição do Sol  e como a conhecemos? Que idade tem o Sol?

O Sol

O Sol é uma estrela como muitas outras (figura 1.25). Para nós é especial porque é o centro do nosso sistema planetário, o Sistema Solar. Mas não é o centro do mundo… Sem Sol não haveria energia na Terra nem, portanto,  qualquer forma de vida. Sem Sol simplesmente não existiríamos aqui. Não haveria Física e não haveria físicos…

Quando o vemos no céu, parece-nos que o Sol  tem o mesmo tamanho que a Lua (os dois discos sobrepõem-se num eclipse total do Sol; ver figura 1.21), mas, de facto, é muito maior que a Lua e mesmo muito maior do que a Terra. O Sol tem um raio  400 vezes  maior do que  a Lua, mas está a uma distância 390  vezes maior (ver tabela 1.1). No entanto, há estrelas, chamadas anãs,  que são do tamanho da Lua ou da Terra, e há estrelas, chamadas  supergigantes, que são muito maiores do que o Sol na sua forma actual. O Sol tem um tamanho médio: não é  grande nem pequeno quando comparado com a média das  estrelas (que nos parecem muito pequenas simplesmente porque estão muito longe).

Figura 1.25 – Fotografia do Sol. A energia do Sol provém de reacções nucleares no seu interior.

O Sol emite luz porque, no seu interior, há reacções nucleares. O que são reacções nucleares? São  processos de transformação semelhantes às reacções químicas que ocorrem, por exemplo, numa combustão e que libertam energia. Sabemos, do estudo da Química, que toda a matéria é feita de átomos e que os átomos têm no seu centro um núcleo no seu centro (figura 1.26).

Figura 1.26 – Representação do átomo. No centro está o núcleo e á volta movem-se os electrões.

E sabemos também que as moléculas são constituídas por átomos. Ao contrário das reacções químicas, nas quais há transformações de moléculas umas nas outras, as reacções nucleares dão-se entre os núcleos atómicos, os pequeníssimos centros dos átomos. As energias libertadas são muito maiores do que em qualquer combustão. Só neste século  se compreendeu que a prodigiosa energia libertada pelas estrelas tinha origem nos núcleos atómicos e que o Sol não era uma grande fogueira a carvão… Mas o Sol, tal qual uma fogueira que se apaga quando não há mais carvão ou lenha, irá  acabar quando terminar o “combustível nuclear”. Felizmente para nós, essa data  ainda está muito longe:  será  só daqui a cinco mil milhões de anos!

O homem terá problemas de energia muito antes do Sol se acabar. Daqui a algumas dezenas de anos, as reservas de combustíveis fósseis na Terra vão diminuir drasticamente e só haverá uma solução para satisfazer as nossas necessidades de energia: ou aproveitamos directamente a energia solar ou construímos reactores que imitem na Terra as reacções nucleares que se dão no interior do Sol. Já há alguns desses reactores mas eles apenas servem para investigação, não são ainda rentáveis…

O Sol emite luz. Essa luz diz-se visível, porque vemos com a ajuda dela. A luz do Sol não chega instantaneamente mas demora, como dissemos,  oito minutos a chegar à Terra. Mas é também luz não visível (figura 1.27), como os raios infravermelhos (que são os raios que permitem acender e fechar a televisão com o comando),  raios X (aqueles que permitem aos médicos ver os  ossos), ondas de rádio (aquelas que nos permitem ouvir estações de rádio ou permitem aos astronautas no espaço ou na Lua comunicar com a Terra), etc. Sobre a luz visível e não visível ver o final da unidade 4,  “A luz e a visão”.

Dado que o Sol emite raios X e uma vez que os raios X são   perigosos, como é que nos defendemos deles? Não é preciso fazer  nada, porque o ar funciona como um “escudo invisível”: absorve os raios X provenientes do Sol ou de outras estrelas. A luz visível  é a   luz emitida pelo Sol com maior intensidade. A nossa vista funciona de tal maneira que  captamos perfeitamente essa luz… Para detectar os raios X do Sol ou de outras estrelas, temos de colocar detectores de raios X em balões, que sobem na atmosfera a grande altitude, e em satélites artificiais, que sobem acima da atmosfera. Já as ondas de rádio passam  pela atmosfera (por isso  recebemos as ondas de rádio emitidas da Terra pelas  várias estações de rádio). Para captarmos  ondas de rádio vindas do Sol ou de outras estrelas usamos um tipo especial de telescópio,  que parece uma  antena parabólica como as que existem em muitas casas para receber imagens de televisão via satélite: esse instrumento é chamado radiotelescópio (figura 1.28). Concluímos que  há vários tipos de luz e, portanto, várias maneiras de ver o universo! 

Figura 1.27 – Esquema mostrando os vários tipos de luz emitida pelo Sol. A luz visível é apenas uma pequena parte de uma grande variedade de tipos de luz, mas é a luz  emitida pelo Sol com maior intensidade.  Só a luz visível, parte da luz infravermelha e as ondas de rádio atravessam a atmosfera terrestre com facilidade.

Figura 1.28 – Radiotelescópio para captar ondas de rádio provenientes do espaço. No filme “Contacto”, baseado no romance de Carl Sagan com o mesmo título, uma radioastrónoma procura sinais de vida inteligente no universo.

Sabemos que o Sol é constituído principalmente por hidrogénio e hélio, os dois elementos químicos mais leves, porque analisamos a luz solar com um prisma de vidro e, na luz decomposta (ou espectro), encontramos sinais característicos desses dois elementos. Com efeito, o Sol emite energia porque transforma núcleos de hidrogénio em núcleos de hélio. O elemento hélio é muito raro na Terra e foi pela primeira vez descoberto no espectro solar (hélio significa Sol em grego e agora já podemos entender a palavra “heliocêntrico”). As outras estrelas também são essencialmente “bolas” de hidrogénio e hélio.

As estrelas maiores e mais velhas têm outros elementos além de hidrogénio e hélio, por exemplo carbono. Elas explodem no fim da sua vida, enviando a sua matéria para o espaço (são chamadas supernovas). As moléculas que constituem os organismos vivos na Terra são formadas por átomos que se espalharam na explosão de uma supernova, anterior ao  Sol. O Sol terminará um dia mas não vai explodir. Nessa altura pode ser que os habitantes do planeta Terra  tenham encontrado um “lar” noutro lado do espaço…

Outras estrelas

No tempo de Galileu, pensava-se que as estrelas se situavam todas a igual distância da Terra (figura 1.29): estavam sobre a chamada esfera celeste, para além de Saturno, o último planeta conhecido na época.

Figura 1.29 – Gravura antiga mostrando o homem a sair para fora do Sistema Solar. Até ao século XVII pensava-se que o mundo era finito e que as estrelas estavam todas fixas, imóveis, na superfície de uma esfera  (“esfera celeste”). Só depois se começou a supor que havia mais mundo e que as estrelas estavam a diferente distância de nós…

De facto, as outras estrelas estão muito para além do Sistema Solar.  A estrela mais próxima de nós depois do Sol chama-se  Próxima do Centauro  e encontra-se a uma distância de muitos milhões de quilómetros: 40,85 milhões de milhões de quilómetros ou, se escrevermos os zeros todos,

d_Sol-Próxima = 40 850 000 000 000 km.

Podemos usar uma potência de dez: 4,085 x 10¹³ km. Mas preferimos, em vez de indicar essa distância  em quilómetros, dizer que ela é de  4 anos-luz, o que significa que a luz dessa estrela demora quatro anos a chegar até nós, do mesmo modo que dizemos que a Lua está a 1 segundo-luz, porque o luar demora um segundo a chegar até nós,  e o Sol está a 8 minutos-luz, porque a luz solar demora oito minutos a chegar à Terra. Se a estrela Próxima se apagasse (o que não vai acontecer assim de repente!) passariam 4 anos antes de o sabermos. A Próxima  não se vê a olho nu mas só com um telescópio, no céu  do hemisfério Sul. No entanto, há outras duas estrelas, Alfa e Beta do Centauro, que estão perto da Próxima e se vêem a olho nu, desse hemisfério.

Essas três estrelas dizem-se  “do Centauro” porque  estão numa zona do céu onde se situa uma constelação chamada Centauro (um ser imaginário metade homem e metade animal, representado na figura 1.30). As constelações, em geral, são grupos de estrelas que assinalam zonas do céu. Já as vamos estudar.

Figura 1.30 – Constelação do Centauro. É precisa  muita imaginação para conseguir ver o centauro, ser metade homem e metade cavalo, ao olhar apenas para as  estrelas.

As constelações, como  a do Centauro, são grupos de estrelas que a vista e a imaginação humana associam a certas figuras. Há várias dezenas no céu, que facilmente são identificadas à vista desarmada, ou melhor ainda com  binóculos,  recorrendo a cartas celestes (mapas do céu, ver figura 1.12).  De facto, as estrelas de uma constelação  não estão juntas, como parece, situando-se umas mais perto de nós e outras mais longe. Como as estrelas se movem realmente no espaço  (sim, o Sol  move-se no espaço, levando com ele o  Sistema Solar!),   as constelações actuais  vão-se desfazendo… para eventualmente se criarem outras. Este processo é  muito lento; não houve grandes  alterações houve desde que o homem existe na Terra há mais de um milhão de anos!  Uma das constelações mais conhecidas  é  a Ursa Maior, apenas visível do hemisfério Norte. A partir da Ursa Maior, é fácil encontrar a estrela Polar, que faz parte da constelação chamada Ursa Menor (figura 1.31).

Figura 1.31 – Ursa Maior, Ursa Menor e estrela Polar. Para encontrar a estrela Polar a partir da Ursa Maior, prolonga-se cinco vezes o segmento que une as duas estrelas  do trapézio da Ursa Maior do outro lado da  cauda.

Galáxia

Em  condições normais,  vemos cerca de 2000 estrelas no campo, numa noite bem escura,  mas, numa cidade, não vemos mais de 200. A estrela Próxima, a Polar, a Sírio (a estrela mais brilhante no céu do hemisfério Norte depois do Sol) e todas as outras que vemos a olho nu, distintas umas das outras,  situam-se  no interior de um grupo grande de estrelas, chamado Via Láctea ou Galáxia (figura 1.32). Há cerca de 100 000 milhões de estrelas na Via Láctea!  Um grupo de muitas estrelas chama-se galáxia, mas a nossa  é a única que  escrevemos com maiúscula.

Podemos ver a Via Láctea no céu, em noites escuras, como uma enorme mancha esbranquiçada (daí o seu nome). O Sol, tal como as outras estrelas da Galáxia, gira em torno do centro dela, demorando um ano galáctico (220 milhões de anos) a dar uma volta completa. Desde que nasceu, o Sol já deu 25 voltas em torno do centro da Galáxia, isto é, tem 5500 milhões de anos. Conhecemos a idade do Sol porque sabemos quanto hidrogénio já foi transformado em hélio. O Sol está a   cerca de 30 000 anos-luz  do centro da Galáxia, local onde se acumulam numerosas estrelas, algumas bastante mais pesadas do que o Sol. Está a dois terços do raio da Galáxia, contando a distância a partir do centro, pelo que o raio da Galáxia  é 45 000 anos-luz  e o seu diâmetro 90 000 anos-luz ou, arredondando para cima, 100 000 anos-luz. Significa isto que, viajando à velocidade da luz, um  viajante espacial demoraria cerca de 100 000 anos a ir de um extremo ao outro da Galáxia… De facto, nada nem ninguém pode viajar à velocidade da luz a não ser a própria luz. A Galáxia tem a forma de uma espiral, com três braços principais, e é  praticamente plana.

Figura 1.32 – Via Láctea ou Galáxia vista no céu. Não se vê a forma  espiral porque estamos no interior da Galáxia. O aspecto da Galáxia visto de fora é semelhante ao da Andrómeda visto da Terra (figura 1.37). Claro que não temos  fotografias da Galáxia vista de fora…

Como é que sabemos a que distância estão as estrelas? Do mesmo modo que os topógrafos (pessoas que fazem mapas) conseguem saber a distância de um certo marco a outro da Terra sem   irem lá estender uma fita… Usam um processo indirecto chamado  triangulação, que exige alguns conhecimentos matemáticos.

Vamos apresentar algumas unidades de distâncias em Astronomia. Já sabemos que as distâncias no céu são muito grandes comparadas com as distâncias na Terra a que estamos habituados. Chamamos mesmo  “astronómica” a  qualquer coisa  muito grande. Já vimos também que uma unidade para medir distâncias no Sistema Solar é o raio médio da órbita da Terra, chamado uma  unidade astronómica, abreviadamente 1 UA:

1 UA =  1,496 x 10⁸ km.

Essa distância estabelece uma escala para o Sistema Solar. Serve para medir, por exemplo, distâncias dos planetas ao Sol ou distâncias entre os planetas. O diâmetro do Sistema Solar é  80 unidades astronómicas (este é o dobro do raio da  órbita de Plutão; ver tabela 1.3, onde as distâncias dos planetas ao Sol são dadas tomando a distância Terra-Sol como referência,  portanto, em unidades astronómicas).

O  ano-luz  é uma escala adequada para medir distâncias entre estrelas. O ano-luz é, recapitulemos, a distância que a luz percorre num ano. É fácil converter o ano-luz em unidades-astronómicas e vice-versa (ver tabela 1.4).   A estrela Sírio está a   8,6  anos-luz do Sol (ou da Terra, que, para o efeito, dá o mesmo). A estrela Polar está a  820 anos-luz.  O diâmetro da Galáxia é, como dissemos, cerca de 100 000 anos-luz.

Para indicar distâncias interestelares, é útil por vezes utilizar o parsec (símbolo pc), que é cerca de três anos-luz:

1 parsec  = 3,26 anos-luz = 3,086 x 10¹³ km.

Na tabela 1.4 indicam-se as principais unidades utilizadas em Astronomia e os seus valores em quilómetros.

1 UA = 1,496 x 108 km

1 ano-luz = 6,35 x 104 UA   = 9,5 x 1012 km

1 parsec = 3,26 anos-luz  = 3,086 x 1013 km

Tabela 1.4 – Principais unidades e conversões de unidades em Astronomia. O ano-luz é cinco ordens de grandeza maior que a unidade astronómica e o parsec é da mesma ordem de grandeza que o ano-luz.

Outras galáxias

Existem outras galáxias para além da nossa? Sim, muitas. Observam-se bem com telescópios. Em particular, o telescópio espacial “Hubble” que está em órbita da Terra, fora da atmosfera, consegue registar um enorme número de galáxias. Os radiotelescópios na Terra também captam ondas de rádio que vêm das galáxias (mas são  ruído  e não sinais que pessoas inteligentes  tenham emitido…). A galáxia mais próxima de nós a Grande Nuvem  de Magalhães – está a

1,62 x 10¹⁸ km = 170 000 anos-luz

do centro da Galáxia (figura 1.33). É apenas visível do hemisfério Sul e  foi identificada no tempo do navegador português Fernão de Magalhães.  De facto, parece uma nuvem e nesse tempo não se imaginava que era um grupo de estrelas. Mas a Grande Nuvem  de Magalhães é, apesar do nome, uma galáxia pequena, comparada com outras como, por exemplo,  a nossa.  Existe uma outra Nuvem de Magalhães, próxima da primeira, que se chama Pequena Nuvem  de Magalhães. Ambas têm uma forma irregular.

Figura 1.33 – Grande Nuvem  de Magalhães, uma pequena galáxia, vizinha da nossa, só visível do hemisfério Sul.

Uma galáxia semelhante mas maior do que a nossa e que à vista desarmada é apenas uma pequena mancha no céu é  Andrómeda (figura 1.34). É preciso saber  onde está  e ter um  bom olho para a encontrar: situa-se na constelação de Andrómeda, no céu do hemisfério Norte. Trata-se do objecto mais longe que se consegue ver a olho nu. Essa galáxia está a cerca de 2,2 milhões de  anos-luz e  tem o mesmo aspecto que a nossa: uma  espiral, que roda em torno do seu centro.

Figura 1.34 – Andrómeda. É uma galáxia maior do que a nossa e visível do hemisfério Norte. Alguns escritores de ficção científica situam em Andrómeda as suas histórias.

Os confins do universo

O que há para além de Andrómeda? Mais galáxias, que não passam de “partículas” no grande espaço vazio. Os objectos mais longínquos que foram observados no céu têm o nome de quasares (objectos quase-estelares, que  parecem ser centros activos de galáxias, mas não se sabe bem o que são).  Estão a cerca de 15 000 milhões de anos-luz. A luz de objectos tão distantes como esses (figura 1.35) só é captada com a ajuda de potentes radiotelescópios (figura 1.28). Essa luz, captada hoje,  partiu há cerca de 15 000 milhões de anos.

Figura 1.35 – Quasar. Os quasares são objectos misteriosos nos confins do universo. Afastam-se em relação à Galáxia com grande velocidade.

Será o  universo  finito ou infinito? Não sabemos com certeza absoluta, mas parece, de acordo com os dados mais recentes,  que o universo é infinito. De qualquer modo, só podemos ver directamente uma parte do universo e os quasares já estão praticamente no limite daquilo que conseguimos ver (horizonte do universo, usando-se aqui a mesma palavra, horizonte, que se usa na Terra para designar o limite da paisagem). E porque é que não podemos ver o universo  para além de um certo limite?

Por meio de observações  cuidadosas das galáxias, concluiu-se não só onde estavam mas  que velocidade elas tinham relativamente a nós. Verificou-se  que, em  média, as galáxias se estão a afastar da nossa (que não está no centro do mundo mas simplesmente no centro daquilo que dela se vê). De facto, afastam-se não só da nossa mas  umas das outras. E afastam-se tanto mais rapidamente quanto mais longe estão. Os quasares estão a afastar-se da Via Láctea com uma velocidade que é  99% da velocidade da luz…

O Big Bang

Os físicos criaram um modelo para explicar o afastamento das galáxias umas das outras. Estas foram espalhadas devido a uma grande explosão, o Big Bang (Grande Explosão), que se deu no início do Universo, há cerca de 15 000 milhões de anos (figura 1.36). Nessa altura, os quasares estavam onde está hoje  a Galáxia, se admitirmos (uma aproximação grosseira) que a sua velocidade de afastamento  foi sempre constante! Ou melhor, tudo estava no mesmo sítio, o ponto de onde o universo nasceu. Há vários outros dados da observação que comprovam a teoria do Big Bang, pelo que os cientistas  a consideram a teoria física do início do mundo. Dizemos que o universo está em expansão.

Figura 1.36 – Representação esquemática do “Big Bang”, mostrando as galáxias a afastarem-se umas das outras.

É difícil imaginar o Big Bang. Mas um modelo pode ajudar…

Figura 1.37 – O balão dilata-se e os pontos marcados afastam-se à medida que se sopra. Com o universo passa-se algo semelhante.

Forças gravitacionais

Vimos  como é o movimento da Terra em torno do Sol ou o da Lua em torno da Terra, ou ainda o da Galáxia em torno de si própria. Mas ainda não falámos  de uma questão importante. Porque é que isso acontece? Os cientistas não ficam contentes em saber como, querem saber porquê… Não se contentam em descrever, pois querem também explicar.

Desde sempre que o homem observa movimentos, seja o movimento dos astros no céu seja o movimento de objectos  na Terra. A partir do século XVII, começou a relacionar o movimento dos astros no céu com o movimento dos objectos na Terra.  Essa ligação foi essencial para se desenvolver a  Física. Qual é a causa do movimento e das alterações do  movimento, quer na Terra quer no céu?

• O que é uma Força
• Força de gravitação Universal
• Peso

O que é uma força

Os físicos criaram o conceito (ou noção, ideia científica) de força para explicar as interacções (ações recíprocas) entre corpos e  a consequente existência de movimentos mais ou menos complicados, no céu ou na Terra. De facto, Galileu foi  o primeiro cientista a estudar em pormenor os movimentos na Terra, para além de os ter observado no céu. Não conseguiu perceber  a causa dos movimentos no céu, mas concluiu que, na Terra,  um corpo permanece imóvel (quer dizer, com velocidade nula) se não for empurrado nem puxado, isto é, se não sofrer forças, ou se as forças nele aplicadas se compensarem. Esta afirmação  parece clara, sendo fácil colocar um corpo imóvel em relação à Terra. Se esse corpo parado sofrer forças, passa então a mover-se com uma certa velocidade. Força tem,  portanto, a ver com velocidade, embora seja diferente de velocidade: uma força pode mudar a velocidade de um corpo, passando a velocidade  do valor zero para outro valor qualquer.

Um puxão ou um empurrão são  exemplos de forças. Quando puxamos ou empurramos um corpo qualquer existe uma interacção entre nós e esse corpo: um exemplo é um pontapé que damos numa bola. Forças desse tipo em que o agente, que exerce a força, e o objecto, onde ela está aplicada, se contactam chamam-se forças de contacto. Por outro lado, há forças que não são de contacto pois  se exercem à distância: chamam-se mesmo forças à distância. Neste caso não há nada no meio entre o agente e o objecto que sirva para transmitir a força. As forças  da experiência seguinte  são forças à distância.

Figura 1.38 – Atracção e repulsão de dois magnetes. Estas forças são magnéticas.

Figura 1.39 – Atracção de papelinhos por um balão. Estas forças são eléctricas.

A força (símbolo F, em itálico) está relacionada com a velocidade, uma vez que uma força produz uma alteração de velocidade. Vejamos, em  pormenor, como  indicar velocidades e forças.

A velocidade de um corpo (símbolo v, em itálico) é uma grandeza física que indica se um corpo se move mais depressa ou mais devagar. Mas, para indicar completamente a velocidade, é preciso ainda dizer em que direcção e para que lado se move o corpo. Assim, uma bola de futebol  disparada da marca de “penalty” para a baliza tem um certo valor (com uma certa unidade, por exemplo metros por segundo, m/s), uma certa direcção e um certo sentido. Indicamos essa velocidade por uma seta ou vector e dizemos que a velocidade é uma grandeza vectorial.

A força é, tal como a velocidade, uma grandeza física que se representa por uma seta ou vector. Significa isto que são características importantes  de uma força  não só o valor ou intensidade (com a respectiva unidade, que estudaremos adiante) mas também a direcção e o sentido. Convém  sempre indicar, além do valor da força,  a  direcção e o sentido da força, isto é, a linha recta onde se situa a seta e o lado para onde esta aponta  (figura 1.40). Por vezes interessa ainda dizer  o ponto onde está aplicada, o chamado ponto de aplicação da força.

Figura 1.40 – Uma força representa-se por um vector

Quando temos duas ou mais forças a actuar sobre o mesmo corpo ele fica sujeito a uma força total ou resultante.  Temos, por isso, de saber somar forças (atenção: só se podem somar forças com forças, velocidades com velocidades e nunca forças com velocidades!). Por exemplo, um carrinho sobre uma mesa pode ser empurrado para um certo lado por uma pessoa e empurrado para o outro lado por outra pessoa. Se os dois empurrões se compensarem, o carrinho fica sujeito a uma força resultante nula. Não se move então! Mas se um empurrão for maior do que o outro, o carrinho move-se no sentido para o qual é  mais empurrado. Em geral, duas forças com a mesma direcção somam-se de uma maneira simples: se apontarem para o mesmo lado, basta somar os tamanhos das duas setas; mas se apontarem para lados diferentes,  subtrai-se o tamanho da seta menor ao da seta maior (figura 1.41).  Existe uma regra  para somar forças quando elas não estão sobre a mesma linha:  é a chamada regra do paralelogramo. Para obter a força soma ou resultante de duas forças aplicam-se as duas no mesmo ponto, constrói-se um paralelogramo com esses dois lados e obtém-se a soma unindo o ponto origem das duas forças com o vértice oposto (figura 1.42).

Figura 1.41 – Soma de duas forças  com a mesma direcção, com o mesmo sentido e com sentidos diferentes.

Figura 1.42 – Regra do paralelogramo para somar duas forças com direcções diferentes.

Como sabemos que as forças se somam pela regra do paralelogramo? Esta regra tem uma justificação experimental. Todas as grandezas físicas se podem medir e  as forças medem-se com  um aparelho chamado dinamómetro. Um dinamómetro consiste de uma mola que se pode esticar ou encolher conforme  a sua ponta é puxada ou empurrada. O dinamómetro mede um puxão ou um empurrão, porque um puxão ou um empurrão fazem a mola, respectivamente, encolher ou esticar. Se puxarmos um carrinho sobre uma mesa em duas direcções diferentes, tal é equivalente a puxar segundo uma única direcção dada pela regra do paralelogramo, sendo o valor da força resultante indicado pelo tamanho da diagonal.  Este resultado pode ser obtido com um dinamómetro.

O valor da força, como o da maior parte das grandezas físicas, é indicado não apenas por  um número mas por uma unidade, que nos indica o padrão de medida. A unidade de força, num conjunto de unidades aceites internacionalmente  que se designa por Sistema Internacional (SI),  é chamada newton,  em  homenagem ao físico inglês  Isaac Newton (a unidade newton escreve-se com minúscula mas o respectivo símbolo  é a maiúscula N). Já vamos compreender melhor o que significa essa unidade.

Galileu afirmou que um corpo parado continuava parado enquanto não actuassem forças sobre ele, podendo as forças  ser tanto de contacto como à distância. Mas Galileu concluiu também o seguinte: se um corpo tiver velocidade de valor constante e  direcção e sentido também  constantes (a trajectória é uma linha recta), permanece com esse movimento se não for actuado por uma força ou se existirem forças que se compensem (isto é, cuja resultante seja  nula). Diz-se então que o movimento é rectilíneo e uniforme (figura 1.43).  Segundo Galileu,   não são necessárias forças para haver movimento rectilíneo e uniforme, mas  sim e apenas para o alterar!

Figura 1.43 – Movimento rectilíneo e uniforme de um corpo. A velocidade é constante, tanto em valor como em direcção e sentido. Não existe então nenhuma força a actuar sobre o corpo (ou existem várias forças e a resultante é nula).

Por outro lado, se um corpo tiver movimento rectilíneo mas acelerar (aumentar de velocidade) ou travar (diminuir de velocidade), ou ainda se tiver um movimento curvilíneo (com trajectória curva),  então existe uma força a actuar. Galileu estudou a queda dos corpos na superfície da Terra, caso em que a velocidade não é constante, pois uma pedra que se deixa cair do cimo de uma torre acelera, isto é, desloca-se cada vez mais depressa (figura 1.44).

Figura 1.44 – Queda de corpos na Torre de Pisa. Conta a lenda que Galileu deixou cair pedras do cimo de uma torre da cidade italiana de Pisa, para  estudar os movimentos. A velocidade cada vez maior é indicada por uma seta vertical,  a apontar sempre para baixo, com um tamanho cada vez maior. Existe uma força a actuar sobre o corpo.

O movimento de queda de uma pedra é acelerado, porque há uma força, a que chamamos força gravitacional ou gravítica, que puxa a pedra para baixo. Chamamos  habitualmente peso à força gravítica exercida por um certo astro (grave significa  pesado em latim). No caso da pedra, o peso é devido à Terra mas está exercido sobre a pedra. Os corpos caem, portanto, porque têm peso,  porque são pesados.

O movimento da Terra em volta do Sol é praticamente circular e não rectilíneo. Assim, também deve ser explicado por  uma força. Podemos observar uma situação  semelhante se prendermos um fio a uma pedra e a pusermos a andar à volta, na horizontal, por cima da nossa cabeça (essa arma  chama-se  funda, e terá sido usada pelo pequeno David para vencer o gigante Golias,  figura 1.45).  Neste caso, a força sobre a pedra é exercida pela mão e comunicada através do fio (é uma força de contacto), mas, no caso da Terra e do Sol, não existe nenhum fio entre a Terra e o Sol que prenda um astro a outro. De facto, a força entre a Terra e o Sol é uma força à distância, de certo modo semelhante à força de um íman sobre um clip ou à força  de um balão esfregado numa camisola de lã sobre um pedacinho de papel  (experiência 1.5).

Figura 1.45 – Funda, uma arma muito antiga. Está indicado o vector velocidade.

A funda é uma arma perigosa, porque a pedra pode ser lançada a grande velocidade. Vamos construir uma funda inofensiva pois o corpo na ponta do fio não  é largado.

Figura 1.46 – Modelo da funda.

Não há nenhum fio entre a Terra e o Sol. Que força  é então responsável pelo movimento de translação da Terra em torno do Sol? A solução para este problema foi dada pelo grande físico inglês, que viveu depois de Galileu, Isaac Newton (1642 – 1727, figura 1.47).  Newton nasceu no ano em que Galileu morreu e, por isso, os dois não se conheceram. Mas Newton pegou nas ideias de Galileu e desenvolveu-as.

Figura 1.47 – Sir Isaac Newton, físico inglês dos séculos XVII e XVIII. Sir é um título dado pelo rei ou rainha de Inglaterra. Newton foi, com Galileu, um dos fundadores da Física.

Força de gravitação universal

Lembremos que a força gravitacional traduz uma interacção à distância. Uma pedra largada na Terra  é puxada para a Terra devido à força gravítica ou peso que actua sobre ela. Mas o mesmo acontece com a Lua!

Conta a lenda que Newton percebeu um dia, quando estava debaixo de uma macieira e uma maçã lhe caiu na cabeça, que a força que fazia cair a maçã era do mesmo tipo da força que puxava a Lua para a Terra (figura 1.48). Newton descobriu, portanto,  que a força gravítica  não existe apenas à superfície da Terra: existe em todo o lado do universo, pelo que se diz universal. Assim, a Lua  está sujeita à força gravítica da Terra e é puxada para a Terra do mesmo modo que uma maçã. A Lua é como uma maçã, apesar de  maior… Do mesmo modo, a Terra está  sujeita à força gravítica do Sol. E o Sol está sujeito à força gravítica das pesadas estrelas no centro da Galáxia. A força de gravitação, como é universal, também existe fora da nossa Galáxia. A Nuvem Grande de Magalhães é atraída pela nossa Galáxia e a nossa Galáxia é atraída pela Andrómeda.

Figura 1.48 – Isaac Newton debaixo da macieira. A maçã cai na vertical por cima da cabeça de Newton. Mas se fosse dado um piparote muito violento à maçã na horizontal, ela podia ficar em órbita, imitando a Lua.

Por que é que a Lua não cai para a Terra tal qual uma pedra? Por que é que a Terra não cai para o Sol? E por que é que o Sol não cai para o centro da Galáxia?

É que o movimento tem de obedecer à força mas não tem de seguir a força! Repare-se numa pedra que se atira ao ar. A pedra começa por subir, apesar da força gravítica ser  vertical e  para baixo (figura 1.49).  Se ignorarmos a força de resistência do ar, a única força actuante é a força gravítica, sempre praticamente constante, a apontar para o centro da Terra.  A pedra sobe em virtude das  condições com que foi lançada. A certa altura, a pedra inverte o sentido da sua velocidade e começa a descer, caindo cada vez mais depressa. Ou repare-se numa pedra enviada obliquamente para o ar: a pedra segue uma linha curva, apesar da força gravítica ser sempre para baixo (figura 1.50). Também neste caso, se ignorarmos a força de resistência do ar, a força gravítica é sempre constante, mas a pedra sobe em virtude das  condições com que foi lançada.

Figura 1.49 – Lançamento vertical de uma pedra. Desprezamos a força de resistência do ar. A figura indica os vectores velocidade e força.

Figura 1.50 – Lançamento oblíquo de uma pedra. Desprezamos a força de resistência do ar. A figura indica os vectores velocidade e força.

A Terra e a Lua têm movimentos circulares devido ao que chamamos condições iniciais: quando se formou  o Sistema Solar, há cerca de 4 500 milhões de anos, a Terra ficou a circular em volta do Sol e a Lua ficou a circular em volta da Terra.  As velocidades da Terra em volta do Sol e da Lua em volta da Terra eram já nessa altura como são hoje (figura 1.51): mantêm o seu valor mas mudam permanentemente de direcção. A velocidade é sempre tangente  à trajectória.  A força gravitacional, que aponta sempre para o centro da órbita,   mantém tal situação. Assim tem sido e assim continuará a ser… Se imaginarmos que a força gravitacional cessava de repente (não, isso não vai acontecer!), a Lua sairia disparada da sua órbita caminhando  para a frente, em linha reta, com a mesma velocidade com que tinha quando a força tinha acabado (figura 1.51).  Do mesmo modo, a Terra sairia disparada da sua órbita (figura 1.51).  E o Sol  sairia da sua órbita em torno do centro da Galáxia. Sem forças gravíticas, os astros ficariam todos com movimento retilíneo e uniforme.

Figura 1.51 – Órbita da Terra em volta do Sol. Estão representadas a velocidade e a força que se exerce sobre a Terra. Na direita mostra-se  o que aconteceria se as forças gravitacionais acabassem de repente. A Terra  seguiria em frente em linha reta e com velocidade constante.

Já dissemos que a força de gravitação universal traduz uma interação à distância e aponta para o centro do astro que exerce a força. Mas como é exactamente a força de gravitação universal? E de que depende essa força? Para saber isso temos de medir a força. Como se mede essa força?

Uma afirmação da Física que se aplica da mesma maneira a muitos objectos e situações é uma lei física. A lei da gravitação universal de Newton descreve a força de gravitação universal (figura 1.52):

Um corpo qualquer atrai  outro exercendo sobre ele uma força gravitacional,  dirigida ao longo da linha reta imaginária que  une os dois corpos. O valor da força  é directamente proporcional às massas dos dois corpos e é inversamente proporcional ao quadrado da distância entre os corpos.

As forças aparecem aos pares: se um corpo atrai outro, é também atraído pelo outro.

Figura 1.52 – Força gravitacional exercida pelo Sol sobre a  Terra. Dirige-se ao longo da linha entre os centros dos dois astros. Aponta no sentido da Terra para o Sol (o Sol puxa a Terra à distância: é uma força de atracção). A Terra não cai para cima do Sol, em virtude das condições iniciais.

A Matemática ajuda a descrever a lei de gravitação universal. A linguagem matemática é a maneira mais adequada para exprimir as leis da  Física  porque é resumida, clara e elegante. Em linguagem matemática, o valor da força gravitacional é:

em que  G é uma constante, M é a massa do primeiro corpo, m é a massa do segundo corpo e d é a distância entre os centros dos dois corpos. A constante G é a mesma em todo o universo e em todas as ocasiões, chamando-se por isso constante de gravitação universal.

A fórmula anterior contém resumidamente  a lei de gravitação universal. Quem souber  Matemática  olha para essa fórmula e  enuncia logo  a lei da gravitação universal. O que significa que a força é directamente proporcional a cada uma das massas? Significa que, para  obter o valor da força F, temos de multiplicar a constante G pelas duas massas, M e m, que estão no numerador do lado direito da fórmula. E o que significa que a força é inversamente proporcional ao quadrado da distância? Significa que a força  F diminui  do seguinte modo quando a distância d aumenta: temos de elevar a distância d ao quadrado, no denominador, e, no fim, dividimos o numerador pelo denominador. Assim, se a distância entre dois corpos dados passar para o dobro,  a força entre eles  passa a ser  quatro vezes mais pequena! E se passar para o triplo, a força passa a ser nove vezes mais pequena. Etc.

Peso

Em vez da Lua, que é  puxada pela Terra, vejamos em mais pormenor o caso, bem mais simples e próximo de nós, de uma pedra, também  puxada para a Terra. Tanto num  caso como no outro, a força gravítica  tem a direcção da linha que liga a pedra ao centro da Terra ou a Lua ao centro da Terra. Nos dois casos aponta para o centro da Terra. Dizemos que um corpo é mais pesado do que outro se a força com que a Terra o atrai no mesmo lugar for maior.  De acordo com a equação, escrita em cima, que exprime a lei de gravitação universal, o  valor da força gravítica ou peso de uma pedra à superfície da Terra é

onde M é a massa da Terra, m  é a massa da pedra e d=R  é o raio da Terra, isto é, a distância aproximada da pedra ao centro da Terra (Newton descobriu que podíamos considerar que a massa  da Terra estava toda  concentrada no seu centro).

Se escrevermos,

vem simplesmente que o  peso é dado por

P = m g.

O peso é directamente proporcional à massa. A constante  g é chamada  aceleração da gravidade na Terra. Como

g =

esta constante é o peso por unidade de massa. Podemos calcular o valor de g a partir da constante de gravitação universal, do raio da Terra e da massa da Terra. O resultado é

Como depende de propriedades do planeta Terra, a aceleração da gravidade  não é uma constante universal. O valor de g é, portanto, característico do planeta Terra, ao contrário de G.  À superfície de outros satélites, planetas ou estrelas a constante de proporcionalidade entre peso e massa  é diferente, pois  a massa e o raio dos vários astros  são diferentes dos da Terra. Por exemplo, na Lua a força  gravítica exercida sobre um objecto (ou peso) é seis vezes menor do que na Terra, pelo que os astronautas conseguiam dar grandes passadas e mesmo dar saltos com relativa facilidade (ver tabela 1.3, que contém uma coluna que compara o peso à superfície de cada planeta do Sistema Solar com o peso à superfície da Terra).

O peso na Terra é dirigido para o centro da Terra, ao longo de uma linha chamada vertical do lugar (figura 1.53). Essa direcção pode, pois, ser identificada pelo  fio de prumo, um objecto  pendurado de um fio, que é usado pelos pedreiros para construir paredes verticais. Ao longo dessa linha, distingue-se o sentido para cima, para o céu, e para baixo, para o centro da Terra. O significado de “em cima” e “em baixo” depende, como  dissemos, do ponto da Terra onde estamos colocados, de modo que  a força gravitacional aponta para baixo tanto para nós como para os habitantes da Terra nos antípodas de nós (as pessoas do outro lado da Terra; a palavra antípoda significa com os pés em posição oposta).

Figura 1.53 – Vertical e plano do horizonte. A linha vertical aponta para o centro da Terra e é perpendicular ao plano do horizonte. Este plano é é tangente à superfície da Terra.

O plano perpendicular à vertical é o plano horizontal ou plano do horizonte,  que é tangente à Terra num dado lugar. A superfície da água parada indica esse plano.

Todos os corpos à superfície da Terra têm peso, porque todos eles são atraídos, com maior ou menor intensidade, pela Terra. Mas, se estão sujeitos a essa força, porque é que não têm todos um movimento acelerado no sentido para baixo? Alguns corpos estão  imóveis  porque outra força se opõe ao respectivo peso. Por exemplo, uma pessoa de pé no chão está sujeita a uma força, exercida pelo chão, que equilibra o seu peso. Outro exemplo: uma pedra pousada sobre uma mesa está sujeita a uma força, exercida pela mesa, que equilibra o peso da pedra (senão a pedra entrava mesmo  para dentro da mesa!). A resultante das duas forças é nula (figura 1.54).

A força de atracção universal existe  entre quaisquer dois objectos, não sendo necessário que um deles seja um planeta. Por exemplo, entre uma pedra em cima de uma mesa e uma pessoa próxima há uma força gravitacional. Mas essa força é muito pequena comparada com a força gravitacional que a Terra  sobre a pessoa ou sobre a pedra, porque a Terra tem uma massa  muito maior do que a pessoa ou a pedra. As forças gravitacionais entre objectos pequenos não têm nenhuns efeitos visíveis. Mesmo a força entre corpos grandes mas muito distantes, como Júpiter e Saturno, e a Terra  é desprezável quando comparada com a força entre a Terra e Sol.

Figura 1.54 – Pedra sobre uma mesa sujeita a duas forças opostas. A força total é nula e a pedra não se move.

Já falámos de massa de um corpo. A massa de um corpo é  uma grandeza física (símbolo m) que caracteriza esse corpo.  Quanto mais massa tem um corpo, mais difícil é  movê-lo… A unidade de massa no Sistema Internacional é o quilograma (símbolo kg). A unidade de massa define-se  como a massa de um cilindro que está  guardado num museu perto de  Paris, o  quilograma-padrão (figura 1.55).

Figura 1.55 – Quilograma-padrão, um objecto que tem a massa de 1 kg. Em Portugal existe uma cópia dessa medida.

O valor do peso é proporcional à massa mas   peso e massa são grandezas físicas distintas! No dia-a-dia as duas grandezas confundem-se: por exemplo, uma pessoa pesa-se numa balança e diz que “pesa 70 kg”. Mas, de facto, 70 kg é o valor da sua massa; o peso vale 70 x 9,8 = 700 N. Em Física é importante a distinção entre peso e massa. O peso é uma força – um vector – que depende do sítio onde está o objecto (o peso é seis vezes menor na Lua do que na Terra) mas a massa  é uma propriedade do objecto que  tem sempre o mesmo valor onde quer que o objecto se encontre (a massa é a mesma na Terra e na Lua). Os químicos sabem  isso mas usam muitas vezes o termo “pesar” para se referirem à operação de determinar a massa de uma amostra.

Todas as grandezas físicas se podem medir e  o peso não é excepção. Como determinar o peso de um corpo?  Podemos usar uma balança. Mas um  dinamómetro  é um medidor de forças e  permite também  medir o peso de um objecto pequeno.

Figura 1.56 – Medindo o peso de um objecto com um dinamómetro. Quanto mais a mola estica mais pesado é o objecto.

A massa é uma quantidade física e também  se pode medir. Determina-se a massa logo que se saiba o peso num certo lugar,  pelo que ao pesar se determina  não apenas o peso mas também a  massa. Sabendo o peso P e a  aceleração da gravidade g ficamos a saber a massa. Resolvemos em ordem a m a equação P = m g, vindo:

m = 

Normalmente, um objecto com maior tamanho tem mais peso e, portanto, mais massa. Mas nem sempre é assim! Só é sempre verdade para objectos feitos do mesmo material. Um objecto feito de outro material pode ser mais pequeno e pesar mais do que um outro maior: dizemos então que  a massa é  maior mas está concentrada num volume menor; o objecto diz-se   mais denso. Conhecemos da Química a noção de densidade. Por exemplo: qual pesa mais, um quilograma de algodão ou de ferro? Pesam o mesmo! Mas o ferro ocupa menos espaço porque é mais denso.

Todos os corpos têm massa e, se estiverem perto de um planeta (ou mesmo estrela), têm também peso uma vez que são atraídos por ele. Vemos na televisão imagens de astronautas a bordo de uma nave   em órbita da Terra, onde eles aparecem a flutuar, como se não tivessem peso (figura 1.57). É a situação chamada “falta de peso” ou imponderabilidade. Porém, este nome engana… uma vez que os astronautas têm peso: são atraídos para a Terra, tal qual a nave onde se situam (astronautas e nave têm movimento circular, com a força apontar para o centro da órbita). O peso é apenas um pouco menor do que na Terra.

Figura 1.57 – Astronauta a flutuar no espaço  montando a futura estação espacial. Dizemos que está numa situação de imponderabilidade mas, de facto, o astronauta tem peso.

Forças magnéticas

Como vimos, há outras forças além da força gravitacional. Exemplos são as forças entre um magnete e um clip, entre um balão e um papelinho, ou ainda a força que o tampo de uma mesa exerce sobre uma pedra ou que o chão exerce sobre nós quando estamos de pé. Estas forças exercidas pela mesa ou pelo chão são devidas, em última análise, a repulsões entre cargas elétricas.

As forças do universo podem ser dos seguintes  tipos:

1. 1 – Força da Gravidade

2. 2 – Eletromagnetismo

3. 3 – Força Atómica Forte

4. 4 – Força Atómica Fraca+´´´´´´´´´´´´´´´´´´´´´´´´

5. nucleares que produzem energia na Terra.

As forças magnéticas são as forças que se exercem, por exemplo, entre um íman e um clip, ou entre dois ímans. Íman é o mesmo que magnete; a palavra íman significa “pedra que ama e a palavra magnete vem de Magnésia, região da Ásia onde há rochas que são magnetes. Na experiência 1.6  já vimos exemplos de  forças magnéticas.

Há uma lei, também universal como a da gravitação, para as interacções entre cargas eléctricas: cargas eléctricas de sinal contrário  atraem-se e cargas eléctricas do mesmo sinal repelem-se. Há ainda uma lei universal para as interacções entre pólos magnéticos: pólos do mesmo tipo repelem-se  e pólos de tipo diferente atraem-se. A força gravítica, ao contrário das forças eléctricas e forças magnéticas, é sempre atractiva.

Acontece que a Terra é, toda ela, um gigantesco  magnete (o que se deve a fenómenos em parte desconhecidos que se dão na zona central do nosso planeta). O magnete Terra exerce atracções sobre outros ímanes à sua volta. A Terra tem um pólo sul magnético, que, na realidade, está próximo do pólo Norte de que atrás falámos (chamado, mais precisamente,  pólo Norte geográfico)  e um pólo norte magnético, que está perto do pólo Sul de que atrás falámos (chamado pólo Sul geográfico). O pólo sul magnético da Terra atrai o pólo norte de qualquer magnete, pelo que o pólo norte do magnete  aponta para o Norte magnético. A linha que une os dois pólos magnéticos faz actualmente um ângulo de  6º com o eixo de rotação da Terra. Esse ângulo, chamado declinação magnética, varia com o tempo (figura 1.58). Dizemos que o magnete Terra (conjunto dos dois pólos Norte e Sul magnéticos da Terra)  exerce forças à distância, da mesma maneira que a  massa da Terra  origina  forças gravitacionais à distância. Existe uma interacção magnética entre a Terra e, por exemplo, uma agulha magnética (uma agulha com um pólo Norte numa ponta e um pólo Sul na outra ponta, que é, portanto, um magnete), que faz a agulha rodar.

Figura 1.58 – A Terra como um  magnete gigante, com o pólo sul magnético, perto do pólo Norte geográfico, e o pólo norte magnético, perto do pólo Sul geográfico. A Terra exerce forças magnéticas sobre uma agulha magnética.

Bússola e Orientação

Bússola e orientação

Uma agulha magnética montada sobre um suporte adequado na horizontal de modo que possa girar é um instrumento, inventado pelos antigos chineses,  chamado bússola. A bússola serve para orientação, para encontrar a direcção do Norte. Como funciona uma bússola?

Figura 1.59 – Bússola e orientação pela bússola. Com a bússola podemos encontrar o norte magnético e, levando em conta a declinação magnética, o Norte geográfico.

A bússola que utilizámos é uma bússola comercial. Podemos, no entanto, construir uma bússola com facilidade. Como?

Figura 1.60 – Bússola construída com material acessível.

Os marinheiros, antigamente e ainda hoje, utilizam a bússola para se orientarem, isto é, para saberem onde está o Norte. Claro que também se podem orientar pelo Sol, de dia,  e pelas estrelas, de noite. Pelo Sol, porque nasce a Este e se põe a Oeste. Pelas estrelas, porque a Polar, por cima do pólo Norte indica a direcção do Norte  (no  hemisfério Sul há uma constelação que indica o Sul, o Cruzeiro do Sul).

Um outro problema prático, além do de  saber para onde ir, é saber onde se está. Para indicar a posição de um lugar à superfície da Terra usam-se dois valores ou coordenadas (ver figura 1.61):

• latitude,
• longitude.

A latitude é o ângulo medido para cima ou para baixo do equador. Varia de 0º a 90º  Norte (N) e de 0º a 90º Sul (S). Um paralelo é uma linha circular paralela ao equador  acima ou abaixo dele  cujos pontos estão todos à mesma latitude (figura 1.61). A latitude num certo sítio é a altura da estrela Polar: por exemplo, em Lisboa,  a latitude é 39º N (figura 1.62). Dizemos que o paralelo que passa por Lisboa é o de 39º N. Olhando para o Sol ou para as estrelas é possível saber também em que latitude se está.

Figura 1.61 – A Terra com indicação dos paralelos e meridianos. Os paralelos e meridianos são linhas, respectivamente, com a mesma latitude e longitude.

Figura 1.62 – Determinação da latitude pela altura da estrela Polar.

A longitude é o ângulo para a direita ou para a esquerda do meridiano de Greenwich, um lugar nos arredores de Londres, Inglaterra.  Varia de 0º a 180º, podendo ser este (E) ou oeste (O). Por exemplo, a longitude de Lisboa é  7º E. Um meridiano é uma linha circular perpendicular a um paralelo, que passa pelos dois pólos geográficos (que, já sabemos, são distintos dos magnéticos).

Hoje em dia, com a ajuda de satélites artificiais e de um pequeno aparelho portátil (GPS, iniciais de “Global Positioning System”) que capta sinais desse satélites é possível saber, com grande precisão, em que lugar do planeta se está, isto é, a latitude e a longitude. A tabela 1.5 mostra a latitude e a longitude de alguns lugares.

Local	Latitude	Longitude
Amesterdão	52º N	5º E
Dili	8º S	125 E
Lisboa	39º N	9º O
Londres	52º N	0º
Luanda	9º S	13º E
Moscovo	56º N	38º E
Nova Iorque	41º N	74º O
Pequim	40º N	116º E
Rio de Janeiro	23º S	43º O
Sidney	34º S	151º E

Tabela 1.5 Latitudes e longitudes de alguns lugares da Terra.

AULA DE OCEANOS E VIDA MARINHA

UNISSEIXAL 2018/2019

JMGAS