O PROFESSOR PDE E OS DESAFIOSDA ESCOLA PÚBLICA PARANAENSE

2009

Produção Didático-Pedagógica

Versão Online ISBN 978-85-8015-053-7Cadernos PDE

VOLU

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SECRETARIA DE ESTADO DA EDUCAÇÃO – SEED SUPERINTENDÊNCIA DA EDUCAÇÃO

PROGRAMA DE DESENVOLVIMENTO EDUCACIONAL – PDE

MÁRCIA REGINA FRANCO DE OLIVEIRA TRABALHANDO ASTRONOMIA NA PRÁTICA EM SALA

DE AULA

Caderno Temático apresentado ao Programa de Desenvolvimento Educacional (PDE), orientado pelo Prof: Dr. Márcio Massashiko Hasegawa, como produção didática- pedagógica

____________________________________________________________________ BANDEIRANTES – PR

2010

AGRADECIMENTOS

Agradecimento especial à SEED, Secretaria de Estado de Educação do Paraná,dá oportunidade ao professor do Estado se aprimorar e participar dessa formação continuada. A UENP – Universidade Estadual do Norte do Paraná, Campus Luiz Meneghel – Bandeirantes. Agradecimento especial para o professor Dr. Marcio M. Hasegawa, ao apoio cientifico para o desenvolvimento do objeto de pesquisa.

APRESENTAÇÂO INFORMAÇÕES GERAIS SOBRE O PROGRAMA DE DESENVOLVIMENTO

EDUCACIONAL – PDE/SEED-PR

O Programa de Desenvolvimento Educacional – PDE– foi instituído

como uma política educacional inovadora de Formação Continuada das

Professoras e Professores da Rede Pública Estadual da Secretaria de Estado

da Educação do Paraná, em parceria com a Secretaria de Estado da Ciência,

Tecnologia e Ensino Superior. Este programa de caráter inter-institucional,

envolve a SEED, SETI, as Instituições de Ensino Superior Estadual ( UEL,

UEM, UNICENTRO, UENP, UNIOESTE e UEPG) e duas Instituições Federais

(UFPR e UTFPR). Nesta parceria a UENP participa com cursos de extensão e

a orientação dos seus professores que assumiram a função de orientadores

dos professores-PDE inscritos no programa sob a responsabilidade dos

Núcleos Regionais de Educação da região norte do Estado.

Esse novo processo de formação continuada visa proporcionar ao

professor PDE o retorno às atividades acadêmicas de sua área de formação

inicial. Este será realizado de forma presencial nas Universidades Públicas do

Estado do Paraná, e é de forma semipresencial em permanente contato do

professor PDE com os demais professores da rede pública estadual de ensino,

apoiados com os suportes tecnológicos necessários ao desenvolvimento da

atividade colaborativa.

Os professores- PDE, altamente interessadas, dedicaram o ano de 2009-

2010 para aprofundar seus estudos nesta área de pesquisa visando ampliar

suas ações docentes junto aos seus colegas da escola e, principalmente, junto

aos seus alunos para melhorar o processo de ensino e de aprendizagem.

SUMÁRIO

pg

1 INTRODUÇÂO ............................................................................................................. 5 2 ORIGEM E EVOLUÇÃO ............................................................................................. 6

2.1 A Origem Bíblica Do Universo .................................................................................. 6 2.2 Mitos Da Criação ........................................................................................................ 7 2.3 Os Grandes Filósofos ................................................................................................. 8 2.4 Os Grandes Astrônomos ........................................................................................... 12 3 PRINCÍPIO COSMOLÓGICO ................................................................................... 16

4 TEORIA DO BIG BANG............................................................................................ 17 5 EXPANSÃO DO UNIVERSO – LEI DE HUBBLE .................................................. 18

6 GALÁXIAS ................................................................................................................. 21 6.1 A Descoberta Das Galáxias ...................................................................................... 21 6.2 Classificação Morfológica ........................................................................................ 23

6.2.1 Espirais(S) ..................................................................................................... 23 6.2.2 Elípticas (E) ................................................................................................... 25

6.2.3 Irregulares (I) ................................................................................................. 26

7. SISTEMA SOLAR ..................................................................................................... 28 7.1 O Sol - Nossa Estrela ................................................................................................ 31

7.1.2 Estrutura Do Sol ............................................................................................ 32

7.2 Os Planetas ............................................................................................................... 33 7.2.1 Características Gerais Dos Planetas .............................................................. 33

7.2.2 Propriedades Fundamentais Dos Planetas ..................................................... 34 7.2.3 Estrutura Interna ............................................................................................ 35

7.3 Planetas Do Sistema Solar ........................................................................................ 36 Características dos planetas: informações, localização, foto, composição, superfície,

dados astronômicos, temperatura ................................................................................... 36

7.3 1 Planeta Mercúrio............................................................................................ 36 7.3.2 Planeta Vênus ................................................................................................ 37

7.3.3 Planeta Terra .................................................................................................. 39 7.3.4 Planeta Marte ................................................................................................. 40 7.3.5 Planeta Júpiter ............................................................................................... 42 7.3.6 Planeta Saturno .............................................................................................. 44

7.3.7 Planeta Urano ................................................................................................ 45 7.3.8 Planeta Netuno ............................................................................................... 47 7.3.9 Planeta Anão-Plutão ...................................................................................... 48

8. O SISTEMA SOLAR EM ESCALA ......................................................................... 49

8.1 As Distâncias Dos Planetas ao Sol ........................................................................... 50 8.2 Comparação Entre Os Tamanhos Dos Planetas Em Relação Ao Sol Através De

Esferas ............................................................................................................................ 51

9. SUGESTÕES DE SITES PARA REALIZAÇÃO DE OFICINAS E PESQUISAS

SOBRE ASTRONOMIA ................................................................................................ 51 10. REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS ..................................................................... 53

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1 INTRODUÇÂO

A Astronomia é mais antiga entre todas as ciências. Observar o céu

estrelado tem sido muito mais que uma fonte de inspiração para o ser humano. O

movimento dos corpos celestes revela-se periódico e por isso tem sido associado

às variações do clima da Terra. Desde os tempos mais remotos, contemplar o

firmamento era como assistir o firmamento de um imenso relógio, de

extraordinária precisão, cujo mecanismo era preciso conhecer e dominar.

Em tempos recentes a exploração do espaço não apenas aumentou o

nosso conhecimento sobre o universo como também não cessam os benefícios

contidos por tais conquistas. Astronomia é na sua essência a ciência da

observação dos astros, que estuda os corpos celestes utilizando os

conhecimentos científicos.

Diante a esses fatores a Astronomia passou a fazer parte dos conteúdos

estruturantes dentro das diretrizes curriculares da disciplina de ciências como

conhecimento de grande amplitude que identifica e organiza os campos de estudo

a partir da historicidade dos conceitos científicos.

Este caderno temático abordará além de algumas práticas didáticas que

poderemos estar montando com os alunos para visualização concreta do

tamanho e da distância dos planetas ao Sol discorreremos também numa

abordagem histórica conteúdos básicos que envolvem conceitos científicos

necessários para o entendimento de questões astronômicas.

Finalmente esperamos que o conteúdo aqui pudesse fomentar novas

discussões e ações pedagógicas na escola para que todos os agentes

educacionais possam transformar as ações pedagógicas em idéias poderosas

para o crescimento intelectual de todos os envolvidos no processo de ensino e de

aprendizagem.

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2 ORIGEM E EVOLUÇÃO

A origem do universo é um tema que sempre interessou a toda

humanidade. Em todos os povos, em todas as épocas, surgiram muitas tentativas

de compreender de onde veio tudo o que conhecemos. Essa vontade irresistível

de compreender nossas origens é tão antiga quanto a história da humanidade.

Mesmo vivendo numa sociedade tecnológica, definida em grande parte pelos

avanços da ciência, ainda hoje dividimos com nossos ancestrais a mesma

curiosidade sobre nossas origens e o sentido da vida.

O universo teve um início ou existiu desde sempre? Foi criado ou surgiu

por si só? O tudo pode vir do nada? A religião, o mito, a filosofia, e a ciência

procuram dar uma resposta às questões fundamentais.

2.1 A Origem Bíblica Do Universo

Conforme o Antigo Testamento, Deus criou o cosmo e tudo o que existe

nele em seis dias, descansando no sétimo. Embora o Gênesis seja bem

conhecido vamos relembrar o seu início:

“No princípio, Deus criou o céu e a terra. E a terra era uniforme e vazia, e havia trevas sobre a face do abismo; e o espírito de Deus se movia sobre as águas. E disse Deus: que seja feita a luz. E a luz se fez. E Deus viu que a luz era boa. E separou a luz das trevas. Chamou a luz de Dia, e as trevas de Noite. E fez-se a tarde e a manhã do dia um. E disse também Deus: seja feito o firmamento em meio às águas, e divida as águas das águas. E Deus fez o firmamento, dividindo as águas que estavam sob o firmamento e as que estavam sobre o firmamento. E isso se fez assim. E Deus deu ao firmamento o nome de Céu. E fez-se a tarde e a manhã do segundo dia. Deus disse: reunam-se as águas que estão sob o céu em um lugar, e que apareça o seco. E isso se fez assim. E Deus chamou o seco de Terra, e denominou a reunião das águas de Mar. E Deus viu que era bom. Depois, nos “dias” seguintes, Deus produz as plantas, os astros, os animais, das águas e da terra e, por fim, o homem: E Deus criou o homem à sua imagem; pela imagem de Deus o criou; criou o macho e a fêmea. E Deus os abençoou, e disse: Crescei e multiplicai-vos, e enchei a terra.

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No sétimo dia Deus terminou a obra que havia feito; e repousou no sétimo dia, de todas as obras que produziu.” (Gênesis 1,1-31/2,1-4) Como argumentou Santo Agostinho no século IV, o tempo e o espaço

surgiram com a criação, já que Deus existe atemporalmente. Ou seja, antes da

criação, o antes não existia. Os mitos que afirmam que o cosmo surgiu ou foi

criado em um determinado momento costumam supor que o tempo começou a

passar desse momento e vem fluindo continuamente desde então, como as águas

de um rio.

2.2 Mitos Da Criação

Em outras culturas, podem existir diversos deuses que participam da

produção do universo. O mais antigo mito conhecido sobre a origem de tudo é o

Enuma elis, um mito babilônico que parece ter sido elaborado cerca de 4000 anos

atrás. Nesse mito babilônico, vão surgindo gradativamente diversos deuses. Na

verdade, há uma enorme variedade de deuses e de mitos, na tradição babilônica,

pois cada região e cidade tinham seu próprio deus protetor e seus próprios mitos.

Outro aspecto muito interessante é que nesses mitos, os deuses vão

estruturando o universo, produzindo suas partes, e também lhes dão nomes e

estabelecem leis que devem ser obedecidas por todos os fenômenos.

Embora os mitos, em sua maioria, presumam que o mundo foi criado por

deuses, existem exceções. Alguns dizem que o cosmos surgiu do nada, sem

qualquer ajuda ou intervenção divina. É o caso, por exemplo, dos maoris da Nova

Zelândia, que acreditam que tudo o que existe surgiu espontaneamente do nada:

Do nada a procriação,

Do nada o crescimento,

Do nada a abundância.

Já outros afirmam que no início havia o caos. Dele, também sem a

intervenção dos deuses, as formas da natureza foram evoluindo aos poucos,

organizando-se espontaneamente em estruturas complexas. Outro grupo de mitos

de criação inclui os que afirmam que o cosmo é eterno. Aqui, encontramos duas

possibilidades: ou o cosmo existiu e existirá para sempre, ou é criado e destruído

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em ciclos que se repetem por toda a eternidade. Ou seja, nesse tipo de mito não

existe um momento especial da criação, a partir do qual o tempo começa a

passar. O deus repete seus gestos, criando e destruindo o cosmo ciclicamente.

Com o passar do tempo, em muitas civilizações, houve um

enfraquecimento do mito e da religião, surgindo em seu lugar o pensamento

filosófico. Mas nem sempre a filosofia se desprendeu totalmente da religião e do

mito. Muitas vezes, o pensamento filosófico é uma reflexão e desenvolvimento de

mitos mais antigos.

Os mitos e a religião são fenômenos universais: surgiram em todos os

lugares, em todos os povos. A filosofia, pelo contrário, é algo mais restrito. Em

alguns poucos lugares do mundo, como a Grécia e a Índia, apareceu

gradualmente um pensamento filosófico que procurou dar uma explicação para o

mundo sem utilizar mitos. Mas isso não aconteceu de repente, nem houve um

abandono total das concepções mitológicas e religiosas. Muitas vezes, elas foram

aproveitadas pelos filósofos. Por isso, é preciso partir dos próprios mitos, para

entender o surgimento da filosofia.

2.3 Os Grandes Filósofos

Tudo indica que o primeiro filósofo foi Tales, que viveu por volta de 600

a.C. na cidade de Mileto, hoje parte da costa oeste da Turquia. O que sabemos

desses filósofos pré-socráticos vem de fontes indiretas, às vezes registradas com

centenas de anos de atraso, em pequenos trechos de seus escritos citados por

outros autores posteriores. Tales teria previsto um eclipse solar que interrompeu

uma guerra: verdade ou não ele tinha a fama de conhecer bem a astronomia,

provavelmente aprendida dos babilônicos.

A importância filosófica de Tales é atribuída ao fato de ter sido ele o

primeiro a se questionar sobre a natureza material das coisas. Foi o primeiro a

questionar de que tudo é feito, qual a composição da matéria? Essa é uma

pergunta essencialmente científica, já que procura encontrar uma explicação

material para o mundo. Essa questão dá início à grande aventura intelectual da

ciência.

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Por volta de 570 a.C. nasceu outro grande pioneiro da filosofia, Pitágoras.

Ao contrário de Tales, Pitágoras não foi um pensador isolado. Fundou uma

escola, onde outros filósofos conviviam, discutindo a importância da matemática

na estrutura do mundo. Para os pitagóricos a função do filósofo era estudar as

relações entre os números e as formas, desvendando a estrutura racional do

cosmo. Esse processo era essencialmente religioso, já que para eles os números

e suas relações eram sagrados. Se Tales inaugurou a tradição material da

ciência, Pitágoras inaugurou sua tradição geométrica, que tenta encontrar as

formas e proporções que regem os fenômenos naturais.

Além de Tales e Pitágoras, foram muitos os chamados filósofos pré-

socráticos. Entre eles, Demócrito 400 a.C., que juntamente com Leucipo, é

considerado o criador da doutrina atomista. Segundo os atomistas, tudo no cosmo

é feito de pequenas partículas indivisíveis chamadas átomos – o que não pode

ser cortado. Esse átomo, infinitos em número, podia combinar-se para dar origem

às várias formas e aos vários fenômenos presentes na natureza. Mesmo que os

átomos da ciência moderna sejam bem diferentes daqueles dos atomistas (podem

ser divididos e não são infinitos em número), a idéia de que a matéria é composta

de pequenos tijolinhos fundamentais permanece até hoje.

Toda essa concepção dos atomistas é extremamente original e

revolucionária, na época. Antes deles, ninguém havia imaginado que pudessem

existir outros mundos – a Terra e aquilo que está em volta dela - fosse apenas

uma pequena região em um universo infinito. A filosofia atomista rompe

completamente com toda a visão de mundo que era aceita na época, e tira a

Terra e o homem do centro do universo. Ainda mais: o atomismo destrói a base

da religião, negando a existência de deuses capazes de interferir no mundo, e

negando a própria existência de uma alma imortal, que possa ser premiada ou

castigada após a morte.

Sócrates, por sua vez, rebelou-se contra o pensamento materialista de

alguns de seus antecessores, preocupando-se mais com questões morais e

legais, a filosofia dos homens e sua organização social.

Platão 427-347 a.C. um dos pupilos de Sócrates regia contra esta

interpretação materialista e tentou mostrar que a natureza, não só se originava de

uma mente cósmica, como, além disto, era continuamente sustentada por ela. Ele

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via na obra divina não apenas um monumento de perfeição inigualável, mas

também algo que servia a um propósito de crescimento pessoal a ser seguido

pela humanidade. Segundo ele, a realidade podia ser dividida em duas partes: a

das idéias, a realidade mental, e a dos sentidos, a realidade sensorial.

Acreditava que o cosmo era produto de uma divindade inteligente que

chamou de Demiurgo, um profundo conhecedor da geometria. Já a realidade

sensorial era suspeita, traiçoeira. Os sentidos podiam nos enganar, criando

sensações falsas. Só a razão, livre das distorções sensórias, podia ser usada na

compreensão essencial da natureza. É normalmente creditada a Platão a idéia do

geocentrismo segundo a qual as estrelas deveriam estar presas a uma esfera que

executaria um movimento de rotação perpétua em torno da Terra.

Platão postulou que o cosmo, sendo produto de uma mente superior, devia

refletir em sua estrutura as proporções ideais da geometria. Portanto, como

haviam já postulado os pitagóricos, a Terra, a Lua, o Sol e as outras luminárias

celestes eram esféricas, dado que a esfera é a forma mais perfeita.

As idéias de Platão sobre a forma dos astros e suas órbitas foram

herdadas por Aristóteles (384-322 a.C.) que apresenta argumentos muito claros

para mostrar a forma da Terra. Ele indica que, quando um navio se afasta do

porto, uma pessoa que fica em terra vê, inicialmente, o navio todo que parece

cada vez menor; mas, depois de certa distância, a parte de baixo do navio

começa a ficar oculta pelo mar, e por fim só se vê a parte mais alta dos mastros.

Se o mar fosse plano, isso não poderia acontecer. Tal acontece exatamente

porque o mar é curvo.

Outra indicação apresentada por Aristóteles é que, quando se viaja para o

Sul, na África, começam a ser observadas estrelas que não são vistas na Grécia.

Isso é correto. Sabemos que a constelação do Cruzeiro do Sul, por exemplo, não

pode ser vista por quem esteja na Europa. Da mesma forma, nós, no Brasil, não

podemos ver as estrelas que estão próximas ao pólo Norte – como a constelação

da Ursa. Isso também acontece por causa da curvatura da Terra: se ela fosse

plana, seria possível ver exatamente as mesmas partes do céu de qualquer ponto

em que estivéssemos. Aos poucos,no entanto,a visão de uma Terra esférica foi

sendo aceita.

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Aristóteles desenvolveu uma nova Física, na época, para tentar

compreender essas coisas. Sobre a composição material das coisas, Aristóteles

postulou a existência dos quatro elementos e suas combinações: terra, água, ar e

fogo. Estudando o movimento dos objetos terrestres, ele concluiu que existem

coisas ―pesadas‖, como os sólidos e líquidos, que caem em direção ao centro da

Terra; e outras coisas ―leves‖, como o ar e o fogo, que se afastam do centro da

Terra.

Por outro lado, Aristóteles observou que os astros (estrelas, planetas, Sol,

Lua) não caem em direção à Terra, nem se afastam dela. Por isso, concluiu que

não podiam ser formados nem por elementos pesados, nem por elementos leves,

ou seja: não poderiam ser formados nem por terra, nem água, nem ar, nem fogo.

Ele propôs que todos os corpos celestes são formados por um ―quinto elemento‖,

o éter. O universo seria, assim, dividido em duas partes totalmente distintas. O

mundo celeste, a partir da Lua, seria feito de éter. O mundo terrestre, ou sublunar

(abaixo da Lua), seria formado por terra, água, ar e fogo. A concepção aristotélica

do cosmo – a Terra imóvel no centro, os objetos celestes feitos de éter, girando

em torno dela eternamente, a divisão entre o mundo sublunar e o mundo celeste

imutável – sobreviveu até o século XVI, quando alguns tiveram a coragem

intelectual de questioná-lá. O resultado foi uma profunda transformação em nossa

visão de mundo, o nascimento da ciência moderna.

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2.4 Os Grandes Astrônomos

Cláudio Ptolomeu

Fonte -g1.globo.com/Noticias/Ciencia/0,,MUL382307-56...

O mais famoso astrônomo da Antiguidade foi Cláudio Ptolomeu, que viveu

no século II depois de Cristo. Ele aceitou as idéias de Aristóteles, e elaborou uma

detalhada teoria matemática dos movimentos dos planetas. Sua teoria permitia

prever, com grande precisão, a posição de qualquer planeta, em qualquer

época.

Durante muitos anos, seu trabalho não foi ultrapassado por outros

astrônomos. Sua obra principal é A Grande Síntese, ou na tradução árabe:

Almagesto. Nesse livro, ele adota o sistema geocêntrico: em que a Terra

encontra-se no centro do Universo, e em torno dela giram Mercúrio, Lua, Vênus,

Sol, Marte, Júpiter e Urano.

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Nicolau Copérnico

Fonte www.edicionnacional.com/fotos/34243

É no século XVI que surge Nicolau Copérnico (1473-1543) e uma nova

teoria astronômica. Copérnico propõe uma teoria heliocêntrica, na qual o Sol é o

centro em torno do qual se movem todos os planetas; e a própria Terra é tirada do

centro do universo e considerada apenas como um dos planetas, girando em

volta do Sol. A teoria de Copérnico não foi aceita, logo que foi proposta, por

muitos motivos. Ela colidia com toda a ciência de sua época e parecia em

contradição com os fatos conhecidos. Além de ser estranha, ela entrava também

em conflito com toda a tradição cultural e religiosa. Foi, por isso, considerada

como uma hipótese curiosa e engenhosa, que permitia fazer cálculos

astronômicos, mas que não descrevia a realidade.

A concepção do universo segundo Copérnico: o Sol ocupa o centro do

universo, cercado pelas esferas nas quais se movem os diversos planetas.

Fonte:www.klickeducacao.com.br/.../Re299/167.jpg

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Johannes Kepler

Fonte: www.ph.surrey.ac.uk/.../files/kepler.html

Em 1596, Johannes Kepler (1571-1630) influenciado pelas idéias de

Copérnico, publica seu primeiro livro em 1596, O Mistério Cosmográfico, onde

escreve a primeira defesa explícita das idéias de Copérnico: O Sol não só era o

centro do cosmo como também causava o movimento dos planetas à sua volta.

No livro, Kepler vai além. Não se contentando em investigar a causa dos

movimentos planetários propõe também uma explicação para a distância entre

cada um deles e o Sol. Também havia uma preocupação com o arranjo espacial

do Universo.

Em 1609 publicou Astronomia Nova De Motibus Stellae Martis, onde

apresentou as três leis do movimento dos planetas, que hoje levam seu nome:

Os planetas descrevem órbitas elípticas, com o Sol num dos focos.

O raio vetor que liga um planeta ao Sol descreve áreas iguais em tempos

iguais.(lei das áreas)

Os quadrados dos períodos de revolução (T) são proporcionais aos cubos

das distâncias médias (a) do Sol aos planetas.T2 = ka3, onde k é uma constante

de proporcionalidade.

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As ―três leis de Kepler‖ descrevem as órbitas planetárias não só neste

sistema solar, mas em qualquer outro sistema, sejam quais forem os planetas ou

as estrelas que girem à sua volta.

Galileu Galilei

Fonte: www.ccvalg.pt/.../historia/galileu_galilei.htm

Galileu Galilei (1564-1642) também defendia a teoria de Copérnico e de

posse de um telescópio que ele mesmo construiu bem mais potente, dos que

existiam na época, conseguiu explorar o cosmo e observar que existiam muito

mais estrelas além daquelas visíveis a olho nu. Viu que a Lua estava longe de ser

perfeita, pois sua superfície era constituída por milhares de crateras e salpicadas

de enormes montanhas e vales. A Via Láctea, que aparentava ser um veio

nebuloso de luz atravessando o céu noturno, era na verdade composta por um

número incontável de estrelas. Descobriu que Júpiter tinha luas girando à sua

volta. É claro que Galileu via nas suas descobertas uma mensagem, o anúncio da

chegada de uma nova visão de mundo baseada no sistema de Copérnico.

Com essa revelações aumentaram-se os conflitos com os aristotélicos e

os jesuítas, onde valeram-lhe um verdadeiro exército de inimigos. Diante a

insistência de Galileu em modernizar a visão cósmica, subestimando seus

inimigos, provocando conflitos é que a Igreja adotou uma posição oficial contra a

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teoria de Copérnico; A partir de então, qualquer menção ao Sol como centro do

Cosmo era vista como heresia.

Galileu continuou escrevendo vários livros mesmo sendo proibido e

confiscado pela Inquisição. Foi então condenado pelo Sagrado Tribunal da

Inquisição e forçado a declarar publicamente, sob pena da tortura, que as idéias

de Copérnico eram errôneas e heréticas. Sua pena incluía prisão domiciliar

vitalícia e ler salmos penitenciais diariamente durante três anos.

Quando Galileu morreu, em 1642, sua obra estava sendo lida avidamente

em toda a Europa, fomentando a grande revolução científica que ocorreria no

final do século XVII.

Nesta época então surge o inglês Isaac Newton, uma das mentes mais

brilhantes de toda a história, onde unificou a física celeste de Kepler e a física

terrestre de Galileu, trazendo o cosmo mais próximo da humanidade.

3 PRINCÍPIO COSMOLÓGICO

O que é a Cosmologia?

É a ciência que estuda o Universo como um todo. Cosmologia não é a

somatória dos conhecimentos sobre os constituintes do Universo (estrelas,

sistemas planetários, galáxias, aglomerados de galáxias, superaglomerados,

etc.), mas o estudo do Universo em grande escala. Um modelo cosmológico é

uma representação mental para descrever e explicar as propriedades do

Universo como um todo. Para isso, ele se baseia em leis físicas (leis da

natureza). Mas não sabemos se a validade das nossas leis físicas pode ser

estendida ao próprio Universo como um todo.

A teoria física envolvida na Cosmologia é a Teoria Geral da Relatividade

de Einstein. O estudo do Universo envolve naturalmente o conceito de espaço-

tempo, pois as observações são limitadas pela velocidade da luz. Observar

Andrômeda que está a 2,3 milhões de anos-luz é testemunhar um evento

ocorrido lá há 2,3 milhões de anos-luz.

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Por algum tempo houve disputa entre dois modelos cosmológicos rivais.

Um era o modelo do estado estacionário segundo o qual o Universo em grande

escala é imutável, portanto não evolui no tempo nem teve origem, pois sempre

existiu. Mas a confirmação experimental de fatos previstos pelo outro modelo, o

do Big Bang, conquistou para essa teoria o consenso de praticamente todos os

astrônomos contemporâneos.

4 TEORIA DO BIG BANG

Uma das teorias científica mais aceita para explicar a origem do Universo é

a teoria do Big Bang ou da Grande Explosão. Em 1916, Albert Einsten publicou a

teoria da relatividade, onde dizia que o Universo estaria se expandindo ou então

se contraindo,contrariando a idéia de que o Universo seria estático ou inerte até

então.

A teoria do Big Bang leva em conta que, se as galáxias estão se afastando

uma das outras, como observado por Edwin Hubble em 1929, no passado, elas

deveriam estar cada vez mais próximas e, num passado remoto, 10 a 15 bilhões

de anos atrás, deveriam estar todas num mesmo ponto, muito quente, uma

singularidade espaço-tempo, que se expandiu no Big Bang. Uma conseqüência

imediata de grande importância é que, passando de trás para diante o filme da

expansão do Universo, chegaremos a um instante inicial em que toda a matéria

esteve concentrada num único ponto. O nome Big Bang alude à explosão desse

ponto na origem do Universo. Esse seria o início do Universo observável.

Em 1964, a descoberta acidental da radiação de microondas do fundo do

Universo pelos radioastrônomos Arno Allan Penzias(1933) e Robert Woodrow

Wilson (1936), reforçou a teoria do Big Bang. A radiação do fundo do Universo é

o sinal eletromagnético proveniente das regiões mais distantes do Universo (a

cerca de 12 bilhões de anos-luz); ela havia sido predita, em 1948, pelos

americanos Ralph A. Alpher (1921-) e Robert Herman (1922-1997), associados

de George Antonovich Gamow (1904-1968), como radiação remanescente do

estado quente em que o Universo se encontrava quando se formou.

A radiação do fundo do Universo mostra as condições do Universo 380 mil

anos após o Big Bang, quando o Universo era dominado por radiação.

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Aproximadamente 380 mil anos depois do Big Bang, a temperatura do Universo

caiu para cerca de 3000 K, suficiente para que os prótons e as partículas alfa,

formadas nos três primeiros minutos do Universo, começassem a capturar

elétrons, e formar átomos de hidrogênio e hélio neutros, átomos mais complexos

foram produzidos logo depois. Foram sintetizados no interior das estrelas como

produto das reações nucleares que as fazem brilhar. Peebles chamou essa fase

de recombinação, ou fase de desacoplamento, passando para Universo

dominado por matéria.

5 EXPANSÃO DO UNIVERSO – LEI DE HUBBLE

O astrônomo americano Vesto Melvin Slipher (1875-1969), em 1912 do

observatório Lowell, descobriu que as linhas das estrelas na galáxia de

Andrômeda (M31) mostraram um enorme deslocamento para o azul, indicando

que esta galáxia está se aproximando do Sol, a uma velocidade de 300 Km/s.

Slipher iniciou então um trabalho sistemático que levou duas décadas,

demonstrando que das 41 galáxias que ele estudou, a maioria apresentava

deslocamento espectral para o vermelho, indicando que as galáxias estavam se

afastando de nós. Slipher descobriu que quanto mais fraca a galáxia, maior era o

deslocamento para o vermelho de seu espectro (redshifht).

As implicações de Slipher ficaram mais claras quando em 1929 Edwin

Powell Hubble (1889-1953), usando o recém-instalado telescópio de 2,5 de

diâmetro do Monte Wilson, na Califórnia, conseguiu enxergar e medir as estrelas

individuais na galáxia de Andrômeda e, medindo sua distância, (mais de 2

milhões de anos-luz), demonstrou conclusivamente que nossa galáxia, com mais

de 100 mil anos-luz de extensão, não é a única no Universo.

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Humason e Hubble

Fonte:www.if.ufrj.br/~ioav/nota.html

Hubble medindo o deslocamento para o vermelho nas linhas espectrais

das galáxias observadas por Milton Humason (1891-1972), e medindo ele próprio

suas distâncias, descobre que as galáxias estavam se afastando com

velocidades proporcionais à sua distância, isto é, quanto mais distante a galáxia,

maior sua velocidade de afastamento. O deslocamento do espectro para o

vermelho denuncia o afastamento das galáxias pela expansão do Universo. O

Universo está em expansão e segundo a lei de Hubble, a velocidade de

afastamento é diretamente proporcional à distância,ou seja, quanto mais longe a

galáxia, mais rápido ela se afasta.

A expansão do Universo não influi no tamanho das galáxias e cúmulos de

galáxias, que são mantidos coesos pela gravidade; o espaço entre eles

simplesmente aumenta, como um bolo com passas, crescendo com fermento no

forno, como mostra a figura abaixo.

Fonte: http://astro.if.ufrgs.br/univ/

A expansão não indica que estamos no centro do Universo. Em um bolo com passas em expansão,

todas as passas se afastam umas das outras.

20

Atualmente o Universo está em expansão. Irá essa expansão continuar até

quando? Esta é uma questão fundamental que pode ser investigada à luz da

teoria geral da relatividade.

A Teoria Geral da Relatividade também prevê duas possibilidades: ou a

expansão prosseguirá indefinitivamente ou parará algum dia para ceder lugar

para a contração. No primeiro caso o Universo seria ilimitado, no segundo,

limitado. O futuro da expansão depende de a densidade média no Universo ser

maior ou menor que a densidade crítica, aquela que separa os dois regimes. A

densidade crítica hoje corresponde a 6 átomos de hidrogênio por m³ Mas qual é a

densidade média do Universo hoje? Contabilizando a matéria luminosa os

astrônomos chegam a 1% da densidade crítica. Fosse só essa matéria existente

no Universo, a expansão jamais pararia. Mas também existe a matéria escura,

que não é perceptível através da radiação, ela pode ser inferida através dos

efeitos gravitacionais que produz. A movimentação de aglomerados de galáxias é

muito rápida para ser explicado só pela matéria luminosa. A matéria escura é a

que contabiliza a maior parte e por isso, detém o controle dinâmico dessa

estrutura. Com isso a densidade do Universo passa a ser 30% da densidade

crítica. Mas se tem conhecimento pelos astrônomos apenas a matéria escura

dinâmica em aglomerados de galáxias mais próximos. A suspeita que aqueles

vazios na estrutura vesicular de grande escala não sejam vazios, mas contenham

substancial quantidade de matéria escura.

Cálculos independentes relacionados com a produção de deutério e do

hélio através do nucleossíntese primordial prevêem uma densidade de matéria

ordinária (constituída de prótons, nêutrons e elétrons) correspondente a 10% da

densidade crítica. Claramente boa parte da matéria ordinária está incorporada na

matéria escura. Mas, se a matéria escura já é estimada em 30% da densidade

crítica, somos obrigados a concluir que pelo menos 2/3 da matéria escura não é

ordinária, mas exótica. Esse é o nome dado a uma matéria de natureza ainda

desconhecida, que efetivamente pode ter desempenhado papel decisivo na

formação das galáxias, mas que dissimula a sua presença porque praticamente

não interage nem com a luz, nem com a matéria ordinária. Atualmente se acredita

que 3% do Universo é matéria ordinária (luminosa ou escura) e 27% matéria

exótica. Os restantes 70% seriam energia escura, necessária para explicar a

21

aceleração da expansão do Universo. Não se sabe ao certo a densidade média

do Universo. Mas, apesar da incerteza, o seu valor flutua sempre muito próximo

do valor crítico. Isso pode ser significativo, pois teoricamente se a densidade

média divergisse do valor crítico, a tendência durante a evolução do Universo

seria um crescimento exponencial dessa divergência que, todavia, não é

observada. Considerando então que a densidade do Universo seja igual à

densidade crítica a expansão continuará indefinitivamente no tempo.

Com base em diferentes métodos (constante de Hubble e radiação

cósmica de fundo) a idade do Universo pôde ser calculada recentemente com

maior precisão e atualmente é estimada em 13,7 bilhões de anos.

6 GALÁXIAS

6.1 A Descoberta Das Galáxias

Por volta do século XVIII, vários astrônomos já haviam observado, entre

as estrelas, a presença de corpos extensos e difusos, aos quais denominaram

―nebulosas‖. Hoje, sabemos que diferentes tipos de objetos estavam agrupados

sob esse termo, a maioria pertencendo à nossa própria Galáxia.

O filósofo alemão Immanuel Kant (1724-1804), influenciado pelo

astrônomo Thomas Wright (1711-1786), foi o primeiro a propor, por volta de 1755,

que algumas nebulosas poderiam ser sistemas estelares semelhantes à nossa

Galáxia. Essa idéia ficou conhecida como a hipótese dos universos-ilha.Suas

idéias não foram bem aceitas na época, de forma que as nebulosas permaneceu

assunto de controvérsia.

No final do século XVIII o astrônomo alemão William Herschel (1738-1822),

depois de fazer a contagem de estrelas em diferentes direções do céu, concluiu

que a Via Láctea era um sistema de estrelas não esférico, mas com a forma

achatada. Segundo seu modelo, o Sol ocupava uma posição central na Galáxia,

mas hoje sabemos que essa conclusão estava errada.

22

Estudos mais detalhados da estrutura e dos movimentos de nossa Galáxia

somente começaram a ser realizados no início do século XX, onde o astrônomo

holandês Jacobus Kapteyn (1851-1922), fez a primeira estimativa do tamanho da

Via Láctea. A razão para isto é que muito difícil estudar a estrutura de um sistema

estando dentro dele. Imagine mapear uma cidade sem poder sair de dentro de

seu bairro. Mas sobrevoando a cidade se tornaria muito mais fácil obter o

desenho das ruas, praças, enfim ter o mapa da cidade. Não podemos fazer isto

com a Galáxia: todas as naves construídas até hoje não conseguiram sair do

Sistema Solar.

Felizmente, para nós, a nossa Galáxia não é a única no Universo: existem

milhares de outras Galáxias espalhadas pelo céu, algumas com discos e formas

espirais semelhantes à nossa; outras apresentando barras próximas ao seu

núcleo; outras elípticas ou arredondadas, outras ainda completamente irregulares.

A analogia do nosso sistema com outros que podemos observar principalmente

aqueles mais próximos de nós, permite tirar uma série de conclusões a respeito

da nossa Galáxia e também das outras. Em 1917, Harlow Shapley (1885-1972),

Do Mount Wilson Observatory, que já havia demonstrado a forma e tamanho

verdadeiro da Via Láctea, tinha bons argumentos a favor de que as nebulosas

espirais eram objetos da nossa Galáxia e através de estudos sobre a distribuição

dos aglomerados globulares, determinou o verdadeiro tamanho da Via Láctea e a

posição periférica do Sol, na Galáxia. De fato, a Via Láctea tem um disco que

concentra a maior parte do gás, da poeira interestelar e das estrelas. O Sol se

encontra nesse disco. Mas o disco não é totalmente preenchido. Nele se

estendem os braços espirais, vemos esse disco projetado na esfera celeste na

forma de uma faixa.

Em 1923, Edwin Powell Hubble (1889-1953), usando o novo telescópio de

100 polegadas de Mount Wilson, foi capaz de identificar estrelas variáveis

Cefeidas na nebulosa de Andrômeda (M31). Ele verificou que o brilho dessas

estrelas seguia o mesmo padrão de variabilidade das Cefeidas da nossa Galáxia.

Assumindo que todas elas seguiam a relação conhecida entre período e

luminosidade, Hubble foi capaz de calcular a distância de Andrômeda, obtendo

um valor de um milhão de anos-luz (hoje sabemos que essa distância é de 2,2

milhões de anos-luz). Isso situava Andrômeda bem além dos limites da nossa

23

Galáxia, que tem 100 mil anos-luz de diâmetro, provando assim que era um

sistema estelar independente.

6.2 Classificação Morfológica

Um dos primeiros e mais simples esquemas de classificação de galáxias,

que é usado até hoje, foi inventado por Edwin Powell Hubble nos anos 1920.

Consiste em três sequências principais de classificação: elípticas, espirais e

espirais barradas. Nesse esquema, as galáxias irregulares formam uma quarta

classe de objetos.

6.2.1 Espirais(S)

As galáxias espirais apresentam uma clara estrutura espiral. Como já

dissemos a Galáxia de Andrômeda e a nossa própria Galáxia são espirais típicas.

O grupo de galáxias ao qual a Via Láctea pertence chama-se Grupo Local. É um

aglomerado pequeno, com cerca de 30 membros, dos quais a Via Láctea e

Andrômeda são os mais massivos. As Nuvens de Magalhães, galáxias, satélites

da nossa Galáxia, também fazem parte desse grupo. Nossa Galáxia abriga vários

aglomerados de estrelas. Neles as estrelas não apenas estão espacialmente

próximas, mas compartilham da mesma composição química da nuvem que as

formou, da mesma idade e da mesma distância à Terra.

Além do disco, a Via Láctea tem outras componentes morfológicas

apresentadas na figura a seguir:

Disco

HALO

BOJO

Aglomerado

globular

SOL

24

A figura mostra o corte perpendicular ao disco da Galáxia na qual possui 100 mil AL de diâmetro e

mil AL de espessura. O Bojo é uma concentração esférica de estrelas com 20 mil AL de diâmetro.

O halo é uma componente esférica que envolve praticamente toda a Galáxia e contém

aglomerados globulares de estrelas.

No halo estão os aglomerados globulares. O halo não tem gás nem poeira,

por isso lá a formação estelar já cessou há muito tempo. Há dois tipos de

aglomerados: abertos ou galático; globulares.

Aglomerados abertos

Estes aglomerados têm as seguintes características: ocorrem no disco

galático; têm poucas estrelas (10 a 100) fracamente ligadas entre si pela

gravidade, muito luminosas e quentes. Por terem se formado mais recentemente,

sua composição química apresenta elementos mais pesados. Esses aglomerados

localizam-se numa região da Galáxia onde se concentra gás e poeira interestelar

e por isso a formação estelar continua ocorrendo. As estrelas que compõem

esses aglomerados são chamados de População I. Exemplos: Plêiades e Híades.

Aglomerados globulares

Os aglomerados globulares, como o nome diz, têm forma esférica. Eles se

localizam no halo galático. Cada um contém milhões de estrelas fortemente

ligadas gravitacionalmente. Um exemplo é α do Centauro, visível a olho nu como

uma pequena nebulosidade. Fica no vértice norte de um triângulo eqüilátero tendo

α e β do Centauro num vértice e o Cruzeiro do Sul no outro. Os aglomerados são

velhos, têm quase a idade da Galáxia. Suas estrelas têm composição química

com baixo teor de elementos pesados. As estrelas desses aglomerados são

chamados de População II.

As galáxias espirais têm diâmetros que variam de 20 mil anos-luz até mais

de 100 mil anos-luz. Estima-se que suas massas variam de 10 trilhões de vezes a

massa do Sol.

25

6.2.2 Elípticas (E)

As galáxias elípticas apresentam forma esférica ou elipsoidal e não têm

estrutura espiral. Têm pouco gás, pouca poeira e poucas estrelas jovens. Elas se

parecem ao núcleo e halo das galáxias espirais. Elas variam muito de tamanho,

desde supergigantes até anãs. As maiores elípticas têm diâmetro de milhões de

anos-luz, ao passo que as menores têm poucos milhares de anos-luz em

diâmetro. As elípticas gigantes, que têm massas de até trilhões de massas

solares, são raras, mas as elípticas anãs são de tipo mais comum de galáxias.

26

Galáxia Elíptica

Fonte: http:/estudiarfisica.wordpress.com/2009/04/06/

6.2.3 Irregulares (I)

Hubble classificou como galáxias irregulares aquelas que eram privadas de

qualquer simetria circular ou rotacional, apresentando uma estrutura irregular.

Muitas irregulares aparentam estar em formação estelar relativamente intensa,

sua aparência sendo dominada por estrelas jovens brilhantes e nuvens de gás

ionizado distribuídas irregularmente. As galáxias irregulares também lembram as

espirais no seu conteúdo estelar, que inclui estrelas de população I e II ( jovens e

velhas).

Os dois exemplos de galáxias irregulares mais conhecidos são a Grande e

a Pequena Nuvem de Magalhães, as galáxias mais próximas da Via Láctea,

visíveis a olho nu no Hemisfério Sul, identificadas pelo navegador português

Fernão de Magalhães (1480-1520). A Grande Nuvem tem uma barra, embora não

tenha braços espirais. Aparentemente ela orbita a Via Láctea.

27

A Pequena Nuvem é bastante alongada e menos massiva do que a Grande

Nuvem. Aparentemente é o resultado de uma colisão com a Grande Nuvem,

acontecida há uns 200 milhões de anos atrás.

De acordo com um novo estudo, ao invés dos vizinhos de longa data que

se pensava serem, as duas companheiras mais conhecidas da Via Láctea são

imigrantes recentes. A Pequena e a Grande Nuvem de Magalhães são um par de

galáxias anãs próximas que se pensava orbitarem a nossa Galáxia há já milhares

de milhões de anos. Mas essa imagem foi alterada em janeiro de 2007 quando

uma equipe de astrônomos anunciou novas medições do movimento galático do

par feito pelo Telescópio Espacial Hubble.

Localizada a cerca de 160.000 anos-luz da Terra, a grande Nuvem de

Magalhães (GNM) tem apenas 1/12 do diâmetro da nossa Galáxia e contém um

décimo das estrelas da Via Láctea. A Pequena Nuvem de Magalhães (PNM)

situa-se a 200.000 anos-luz da Terra e é cerca de 100vezes mais pequena que a

Via Láctea.

Grande Nuvem de Magalhães

Fonte: www.observatorio.ufmg.br/pas72.htm

28

Pequena Nuvem de Magalhães

Fonte: www.portaldoastronomo.org/noticia.php?id=520

7. SISTEMA SOLAR

O Sistema Solar é constituído pelo Sol, planetas, satélites, asteróides,

meteoróides, cometas e poeira zodiacal. O Sol concentra quase a totalidade

29

(99,866%) da massa do Sistema Solar.Por isso, ele exerce uma poderosa atração

sobre os demais corpos forçando-os a gravitar ao seu redor.

Não há, até o momento, uma teoria cosmogônica inteiramente satisfatória;

sobre a formação do Sistema Solar, todas elas contêm elementos que levam a

controvérsia. Graças à exploração espacial, a meteorítica, a simulação numérica

de processos dinâmicos, o estudo de nuvens moleculares densas e de estrelas do

meio interestelar e a descoberta de sistemas planetários extra-solares que alguns

avanços ocorreram ultimamente nesta área.

Há duas questões cruciais: A formação do Sol e dos planetas é

simultânea? A matéria-prima dos planetas tem origem estelar ou interestelar? As

teorias mais antigas propunham a origem estelar dos planetas, ou seja, o resto de

uma supernova teria explodido perto do Sol, ou a matéria teria sido arrancada do

Sol numa aproximação de algum corpo celeste. Outra teoria de contrapartida

seria que o material planetário foi capturado do meio interestelar pelo Sol, quando

este cruzou os braços espirais da Galáxia. Todas essas teorias pressupõem o Sol

formado antes dos planetas. Mas a teoria que vem sendo aceita cada vez mais é

a da Nebulosa Solar Primitiva (NSP), primeiramente proposta por Laplace, em

1796: os planetas seriam subprodutos da formação do Sol, e todo o Sistema Solar

teria se formado da matéria interestelar. Confirmam esta proposta pela

semelhança de quantidade de elementos químicos (deutério, hidrogênio, lítio,

silício e ferro) dos planetas e do meio interestelar e as idades do Sol e dos

planetas confirmadas pela datação dos meteoritos condríticos.

A história da NSP começa quando o fragmento que deu origem ao Sistema

Solar adquiriu individualidade. Isso ocorreu há 4,6 bilhões de anos, quando uma

gigantesca nuvem de hidrogênio flutuava pelo espaço a aproximadamente 24 mil

anos-luz do centro da Via Láctea, girando em torno de si mesmo de forma lenta.

Algumas estrelas transitavam perto dessa nuvem, as suas vizinhas cósmicas.

Uma dessas estrelas, muito mais maciça que o Sol, entrou em seus momentos

finais, explodindo com tremenda violência num evento chamado supernova e

fundindo elementos químicos de forma impetuosa. A explosão lançou no espaço

sideral quantidades imensas de matéria, carregadas por ondas de choque que se

propagavam a milhares de quilômetros por segundo até atingir nossa calma

nuvem de hidrogênio, causando um impacto, semeando uma riqueza de

30

elementos químicos e provocando certa instabilidade, aumentando a densidade

da matéria em algumas regiões. Essas regiões mais densas entraram em colapso

devido à sua própria gravidade, dando início então a formação de estrelas.

Quanto mais densa a região, mais comprimida à matéria e maior sua temperatura

e em algumas dessas regiões a temperatura atingiu os 10 milhões de graus

necessários para a fusão de hidrogênio em hélio. Nasceram então novas estrelas,

iluminando o espaço com sua luz. Uma delas, longe de todas as irmãs, era o Sol.

Após o colapso da nuvem, ela começou a esfriar; apenas o proto-sol, no

centro, manteve sua temperatura. O resfriamento acarretou a condensação rápida

do material, o que deu origem ao planetesimais, agregados de material com

tamanhos da ordem de quilômetros de diâmetro, cuja composição dependia da

distância ao Sol.

Longe do Sol, as temperaturas mais baixas permitiram a formação de

gelos, cuja aderência natural promoveu um crescimento mais rápido de

planetesimais. Na parte externa do Sistema Solar, onde o material condensado da

nebulosa continha silicatos e gelos, esses núcleos cresceram até atingir massa da

ordem de dez vezes a massa da Terra, ficando tão grande ao ponto de atraírem o

gás ao seu redor e ainda crescerem mais ainda por acreção de grande

quantidade de hidrogênio e hélio da nebulosa solar, começando o colapso do gás

circunvizinho dando origem, assim, aos planetas jovianos. Plutão, no entanto,

parece ter sido um satélite que se desgarrou de Netuno. A formação dos planetas

gigantes ou jovianos foi concluída antes que a dos planetas telúricos. Na parte

interna, onde apenas os silicatos estavam presentes, os núcleos planetários não

puderam crescer muito, dando origem aos planetas terrestres.

Gleiser em seu livro Poeira das Estrelas descreve que o processo de

formação da estrela e de sua corte de planetas assemelha-se ao processo de

fazer uma pizza: para fazer uma pizza, enrolamos a massa numa bola e

começamos a girá-la no ar. O movimento faz com que a massa se achate nos

pólos e cresça no equador, assumindo a forma de um disco. O mesmo ocorreu

com a formação do sistema solar, onde a maior parte da massa concentrou-se no

centro que se transformou no Sol, enquanto o resto se espalhou à sua volta na

forma de um disco. Este disco chama-se plano da eclíptica. Toda matéria que

compõe os planetas encontrava-se nesse disco.

31

7.1 O Sol - Nossa Estrela

Fonte: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d9/Yohkohimage.gif

O Sol é uma das cerca de 200 bilhões de estrelas existentes na galáxia em

que vivemos a Via Láctea. É a nossa fonte de luz e de vida, e é a estrela mais

próxima de nós. A espectroscopia mostrou que o Sol é feito dos mesmos

elementos químicos encontrados na Terra, embora em proporções diferentes:

mais precisamente, o Sol é uma gigantesca esfera de gás incandescente que

contém 91,2% de hidrogênio, 8,7% de hélio e apenas 0,1% dos outros elementos,

como ferro, potássio, cálcio e manganês. É no núcleo do Sol que acontece a

geração de energia através de reações termo-nucleares

A distância do Sol, chamada de Unidade Astronômica, é medida por ondas

de radar direcionadas a um planeta em uma posição favorável de sua órbita (por

exemplo, Vênus, quando Terra e Vênus estão do mesmo lado do Sol e alinhados

com ele). O tamanho é obtido a partir de seu tamanho angular e da sua distância.

A massa do Sol pode ser medida a partir do movimento orbital da Terra (ou de

qualquer outro planeta) usando a terceira lei de Kepler. Sabendo então sua

massa e seu raio temos a densidade média do Sol. Pela densidade média

podemos inferir sua composição química média.

32

7.1.2 Estrutura Do Sol

Se pudéssemos cortar o Sol como fazemos com uma laranja, veríamos que

seu interior é composto por camadas bem diferentes. A fotosfera, cerca de 330

km de espessura e um raio de 500 quilômetros é a região exterior de coloração

amarelada, visível aqui da Terra. Essa cor resulta da temperatura da fotosfera,

que é de aproximadamente 6000ºC. A fotosfera do Sol tem a aparência da

superfície de um líquido em ebulição, cheia de bolhas. Este fenômeno é chamado

de granulação fotosférica. Esses grânulos têm em torno de 1500 km de diâmetro,

e duram cerca de 10 minutos cada. Eles marcam os topos das colunas

convectivas de gás quente, que se forma na zona convectiva, logo abaixo da

fotosfera. As regiões mais escuras entre os grânulos são regiões onde o gás mais

frio e mais denso escorre para baixo.

As manchas solares que são regiões irregulares que aparecem mais

escuras do que a fotosfera circundante e que muitas vezes podem ser

observadas mesmo a olho nu, embora só não é perigoso olhar diretamente para o

Sol quando ele se encontra no horizonte.

Logo abaixo da fotosfera se localiza a zona convectiva, se estendendo por

cerca de 15% do raio solar. Abaixo dessa camada está a zona de radiação, onde

a energia flui por radiação. O núcleo, com temperatura de cerca de 10 milhões de

33

graus Kelvin é a região onde a energia é produzida, por reações termo-nucleares.

A cromosfera é a camada da atmosfera solar logo acima da fotosfera. Essa

camada tem a cor avermelhada e é visível durante os eclipses solares, logo antes

e após a totalidade. Estende-se por 10 mil km acima da fotosfera. E acima da

cromosfera se encontra a coroa, visíveis durante as eclipses totais.

7.2 Os Planetas

Fonte: umavisaoterra.pbworks.com/O-Sistema-Solar

A palavra planeta é de origem grega e significa astro errante, em função do

movimento aparente deles em relação às estrelas fixas da esfera celeste.

A massa de todos os planetas correspondente a 0,134% da massa do

Sistema Solar.

7.2.1 Características Gerais Dos Planetas

Existem dois tipos básicos de planetas, os terrestres que são do tipo da

Terra, e os jovianos, que são do tipo de Júpiter. Os planetas terrestres

compreendem os quatro planetas mais próximos do Sol: Mercúrio, Vênus, Terra e

34

Marte. Os jovianos compreendem os quatro planetas mais distantes, com

exceção de Plutão: Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Plutão, descoberto em 1930

por Clyde William Tombaugh (1906-1997), não se enquadra bem em nenhuma

das categorias, sendo melhor classificado como o maior dos objetos

transnetunianos.

7.2.2 Propriedades Fundamentais Dos Planetas

Massa: determinada medindo a influência gravitacional do planeta em um satélite

natural ou em uma nave espacial, ou em outros planetas, e, então, aplicando as

leis de Kepler e Newton;

Raio: medindo diretamente do tamanho angular, quando se conhece a distância;

Distância ao Sol: é determinada a partir da paralaxe geocêntrica do planeta,ou,

mais modernamente, por medidas de radar.

Composição Química: pode ser estimada a partir da densidade média do

planeta. Uma densidade de 1000 kg/m³ é típica de materiais congelados; valores

de 2800 a 3900 são típicos de rochas vulcânicas e meteoritos rochosos; valores

de 5000 a 6000 correspondem a minerais ricos em ferro, e valores em torno de

7900 são típicos de meteoritos ferrosos.

Rotação: todos os planetas apresentam rotação, detectada diretamente a partir

da observação de aspectos de sua superfície,ou por medidas de efeito Doppler de

ondas de radar enviadas a ele, ou,ainda, por medidas da taxa de rotação do

campo magnético do planeta.

Temperatura: como os planetas obtêm a maior parte de sua energia da luz solar,

suas temperaturas dependem basicamente de sua distância ao Sol.

Refletividade: parte da energia solar incidente sobre o planeta é refletida, e parte

é absorvida.

35

7.2.3 Estrutura Interna

A estrutura interna de um planeta depende de como a composição química,

a temperatura e a densidade, varia em relação ao raio. Em geral a pressão

aumenta próximo ao centro do planeta, e a temperatura também aumenta como

conseqüência do aumento da pressão e do calor liberado no centro do

decaimento de elementos radiativos. A composição química usualmente é

diferenciada de acordo com a distância ao centro.

Podemos conhecer a estrutura interna de um planeta através de medidas

fornecidas pela transmissão de ondas sísmicas. Essas ondas podem ser

produzidas por terremotos naturais ou por impactos artificiais e se propagam em

materiais sólidos como rochas, portanto é uma técnica que pode ser aplicada a

todos os planetas terrestres. Mas até o momento somente a Terra e a Lua foram

investigadas usando essa técnica, o que descobriu a existência de um núcleo

metálico na Terra e a ausência de núcleo metálico na Lua.

Já os planetas jovianos que não têm uma superfície sólida, a estrutura

interna não pode ser observada por ondas sísmicas. Uma forma de observar a

estrutura interna destes planetas é mapear o campo gravitacional estudando a

órbita de uma sonda espacial quando ela passa por eles. Outra maneira de

conhecer o interior dos planetas jovianos, que são gasosos, é através de modelos

usando formalismo hidrostático, como se faz no caso de estrelas.

36

7.3 Planetas Do Sistema Solar

Características dos planetas: informações, localização, foto, composição, superfície, dados astronômicos, temperatura

7.3 1 Planeta Mercúrio

Fonte: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/3b/Mercury_in_color_-_Prockter07.jpg

INTRODUÇÃO

Sendo Mercúrio o planeta mais próximo do Sol, Faria (1987) ressalta que

este é um pequeno mundo quente que tem cerca de uma vez e meia a largura da

Lua. Em virtude disto, é visível sempre próximo ao horizonte leste antes do nascer

do Sol, ou acima do horizonte oeste, depois do pôr do Sol. Mercúrio é o menor

planeta do Sistema Solar (40% menor do que o planeta Terra).

Possui uma órbita de grande excentricidade, do que resulta uma variação

significativa de sua distância ao Sol. Por se encontrar entre o Sol e o planeta

Vênus, Mercúrio apresenta fases semelhantes àquelas observadas com a Lua. A

superfície de Mercúrio é marcada pela grande presença de planícies com muitas

crateras, formada pelo impacto de meteoritos.

Mercúrio (mensageiro do deus Júpiter). A primeira observação deste

planeta, através de telescópio, foi realizada em 1610 pelo astrônomo italiano

Galileu Galilei.

37

CARACTERÍSTICAS DE MERCÚRIO

` Diâmetro equatorial de é de 4879,4 km.

A massa deste planeta é de 3, 3022 × 1023 kg.

A sua área de superfície são de 7,48 × 107 km.

O período de rotação de Mercúrio é de 58 dias e 15,5 horas.

O período orbital: 87, 9691 dias.

Velocidade orbital média: 47,87 km/s

Inclinação com a eclíptica 7,005º e com o equador solar 3,38º.

Em função de sua proximidade do Sol. Este planeta apresenta

temperaturas altíssimas. A temperatura média na superfície de Mercúrio é de

126ºC, podendo chegar à máxima de 425ºC.

A atmosfera do planeta Mercúrio é composta por: 31,8% de potássio,

24,8% de sódio, 9,5% de oxigênio atômico, 7% de argônio, 5,9% de hélio, 5,6%

de oxigênio molecular, 5,2% de nitrogênio, 3,6% de dióxido de carbono, 3,4% de

água, 3,2% de hidrogênio.

Cerca de 70% do planeta Mercúrio é composto por metal e os outros 30%

de silicatos (minerais que formam as rochas).

Considerando um planeta sem lua, Mercúrio não possui satélite.

7.3.2 Planeta Vênus

FONTE: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/bc/Venuspioneeruv.jpg

38

NTRODUÇÃO

É o planeta irmão da Terra. Estes dois mundos são quase de tamanho

idêntico. Concorda-se com Faria (1987) que depois das sondas enviadas a

Vênus, foi possível conhecer algo de sua superfície. É o segundo planeta do

sistema solar em relação ao Sol e está localizado entre os planetas Mercúrio e

Terra. Tem esse nome em homenagem a Vênus (deusa do amor da mitologia

romana).

Dada a lenta rotação, Vênus é um planeta bastante esférico, com uma

superfície formada por: 65% de vastas planícies onduladas de formação granítica

referentes à crosta primitiva; 27% de regiões baixas e escuras preenchidas com

lavas, sem crateras; 5% de terras elevadas com superfícies muito ásperas.

Também há indícios de atividade vulcânica associadas a formações elevadas. Os

ventos na parte superior das nuvens podem alcançar os 400 km/h.

CARACTERÍSTICAS DE VÊNUS

Diâmetro equatorial: 12.103,6 km.

A massa deste planeta é de 4, 8685×1024 kg

A área da superfície de Vênus é de 4,60×108 km².

Vênus possui uma rotação retrógrada (no sentido dos ponteiros do relógio)

com um período de 243 dias.

Período orbital é de 224, 70069 dias.

Velocidade orbital é 35,02km/s.

Inclinação é de 3,39471º.

Vênus é um planeta extremamente quente. A temperatura média na

superfície deste planeta é de 461ºC.

A atmosfera de Vênus é formada principalmente por: 96,5% de dióxido de

carbono, 3,5% de nitrogênio e outros gases em menor quantidade (dióxido de

enxofre, argônio, monóxido de carbono, vapor de água, hélio, neônio).

O núcleo do planeta Vênus é parecido com o da Terra, pois é formado por

ferro coberto com manto rochoso. Já a superfície é constituída basicamente por

basalto.

39

A pressão atmosférica na superfície de Vênus é extremamente alta (cerca

de 90 vezes a da Terra).

Vênus não possui satélites naturais (luas).

7.3.3 Planeta Terra

Fonte:http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/97/The_Earth_seen_from_Apollo_17.jpg

INTRODUÇÃO

A Terra é o terceiro planeta a partir do Sol. É o quinto maior e mais

massivo dos oito planetas do Sistema Solar. Além disso, é o corpo celeste mais

denso do Sistema Solar.

É um planeta vivo, ativo, devido a infinitas formas de vida de animais e

plantas em terra, mar e ar. Neste sentido, ressalta Gleiser (2006) é o único

planeta que possui água no estado líquido e ar rico em oxigênio e nitrogênio. Ter

água é um dos grandes diferenciais do planeta Terra, não há vida como a

conhecermos sem água.

Só com o lançamento dos primeiros satélites, nos finais da década de 50, é

que o homem pôde observar imagens do seu planeta vistas do seu espaço. A

abundância de água no estado líquido faz da Terra um planeta único no sistema

solar, tendo a aparência de uma esfera azul brilhante. Da superfície da Terra,

71% são ocupados por oceanos e 29% por continentes.

40

CARACTERÍSTICAS DA TERRA

Diâmetro equatorial: 12.756,27249 km.

A massa do planeta Terra é de 5,9742 × 1024 Kg.

A área da superfície da Terra é 5,10072 × 108 km2.

O período de rotação é 23h 56m e 4,09966s (sideral).

Período orbital é de 365 dias, 6 horas e 9 minutos

A velocidade orbital 29,7847 km/s.

Inclinação 0,00005º e inclinação axial 23,45º

Temperatura no interior do Planeta é de aproximadamente 5000ºC.

Temperatura na superfície da Terra a mínima é de -88ºC, a média de 9ºC

e a máxima de 60ºC.

. A atmosfera é de 78% de Nitrogênio, 21% de Oxigênio e 1% de Argônio.

Encontram-se também vestígios de água e dióxido de carbono (gás carbônico).

Composição em massa: 34,6% de Ferro; 29,5% de Oxigênio; 15,2% de

Silício; 12,7% de Magnésio; 2,4% de Níquel; 1,9% de Enxofre, 0,05% de Titânio.

Satélite natural da Terra é a Lua

7.3.4 Planeta Marte

Fonte : http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/76/Mars_Hubble.jpg

41

INTRODUÇÃO

Marte é o quarto planeta em distância em relação ao Sol e pode ser

visualizado sem ajuda de telescópio do planeta Terra. De todos os planetas,

Marte conhecido como planeta vermelho é o mais parecido com a Terra, no que

diz respeito ao plano da eclíptica em torno do Sol, 23,98º enquanto a da Terra é

de 23,45º.

Segundo Monteiro (2006) há muito que se supunha que Marte estava

repleto de água no subsolo. O conhecimento da superfície do planeta vermelho

revela que em tempos o nosso vizinho, à semelhança da Terra, esteve coberto

com inúmeros oceanos e pensava-se que uma brusca alteração climática, quem

sabe uma súbita alteração do eixo planetário, teria feito toda a água desaparecer.

A única dúvida era para onde teria ido toda a água de Marte. Instrumentos a

bordo da sonda espacial Mars Odissey revelaram que existe mais gelo

subterrâneo no planeta do que os cientistas esperavam e que se todo esse gelo

estivesse derretido, cobriria todos os oceanos de Marte.

De acordo com Faria (1987) as sonda Viking 1 e 2, descendo em Marte,

em 1976, realizaram investigações sobre a possibilidade de ali existir vida. No

entanto nada foi constatado, nem mesmo a presença de microorganismos. Em

1965 a sonda Mariner 4 revelou que a superfície de Marte possuía muitas

crateras, vulcões e vales espetaculares, de dunas extensas. Mais tarde a Mariner

9 chegou às proximidades de Marte, tirando fotos que permitiram um

mapeamento completo do planeta.

CARACTERÍSTICAS DE MARTE

Diâmetro equatorial: 6.794 km.

A massa do planeta Marte é de 6, 4185× 1023 kg.

Área da superfície é de 144.798.500 km².

O período de rotação do planeta é de 24 horas e 36 minutos.

Período orbital é de 686,971 dias.

Velocidade orbital média: 24,13 km/s.

A inclinação 1,850º. .

A temperatura média do planeta é de 59ºC negativos.

42

A atmosfera de Marte é pouca densa, e constituída por 95,72% de gás

carbônico, 2,7% de nitrogênio 1,6% de argônio, 0,2% de oxigênio, 0,07% de

monóxido de carbono, 0,03% de vapor de água, 0,01% de óxido nítrico e traços

de neônio, criptônio, formaldeído, ozônio e metano.

Satélites conhecidos: dois (Fobos e Deimos).

7.3.5 Planeta Júpiter

Fonte: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e2/Jupiter.jpg

INTRODUÇÃO

É o maior planeta do sistema solar. Os planetas mais longe do Sol deixam

de ser rochosos e passam a ser esferas de gás agregadas pela própria gravidade.

Júpiter é uma esfera enorme de hidrogênio e hélio aglomerada pela própria

gravidade; não se tornou estrela porque, mesmo que tenha massa enorme, não

chegou a gerar pressão interior necessária para iniciar o processo de fusão

nuclear. Por ser constituído por gases, esse planeta não tem superfície sólida, o

que dificulta a possibilidade de vida. (GLEISER, 2006, p.242).

Um melhor conhecimento sobre esse planeta, segundo Faria (1987) só foi

possível por meio de sondas espaciais Pionner 10 e 11 (1973-1974) e, mais

recentemente (1979), pelas sondas Voyager 1 e 2. A única superfície visível do

planeta é constituída por uma alta camada de nuvens, que possuem uma

43

espessura da ordem de 240 km, aproximadamente, o que torna impossível

observar a superfície sólida do planeta.

Em Júpiter se observa uma grande mancha vermelha, próxima à sua

região tropical sul, onde se crê existir compostos de fósforo e enxofre

disseminados. Sabe-se atualmente que a Grande Mancha Vermelha é uma região

para onde convergem ventos com alta velocidade formando furacões.

CARACTERÍSTICAS DE JÚPITER

Diâmetro equatorial: 142.984 km

A massa do planeta é de 1, 8986 × 1027 kg.

Área da superfície de Júpiter é de 6, 21796 × 1010 km2.

O período de rotação do planeta 9 horas e 54 minutos.

Período orbital é de 12 anos.

Velocidade orbital média 13,07 km/s.

. Inclinação com a eclíptica 1,305º e com o equador solar 6,09º.

A temperatura média é de 108ºC negativos.

A composição da atmosfera é de aproximadamente 92% de hidrogênio, e

de 8 a 12% de hélio, 0,3% de metano, 0,026% de amônia, 0,0006% de fósforo,

0,0004% de vapor de água.

O número de satélites é de 63 luas. As suas maiores são: Io, Europa,

Ganímedes e Calisto.

44

7.3.6 Planeta Saturno

Fonte: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b4/Saturn_%28planet%29_large.jpg

INTRODUÇÃO

Saturno é o sexto planeta do Sistema Solar com uma órbita localizada

entre as órbitas de Júpiter e Urano. É o segundo maior planeta após Júpiter,

sendo um dos planetas gasosos do Sistema Solar, porém de menor densidade.

É o mais belo de todos os planetas, devido à existência de anéis. Sua

luminosidade que reflete cerca de 80% da luz do sol, e o estudo do seu espectro

mostrou que os anéis são feitos de inúmeras partículas de gelo ou fragmentos

rochosos cobertos de gelo, que giram à volta do planeta com uma órbita própria

como se fossem satélites. Além dos anéis, Saturno tem muitas luas, sendo Titã a

maior delas e a segunda maior do sistema solar, maior até do que os planetas

Mercúrio e Plutão.

Segundo Monteiro (2006) em início da década de 80, Titã foi visitado pelas

sondas planetárias Voyager onde, apesar de nenhum detalhe superficial ter sido

fotografado, inúmeras novidades foram descobertas dentre elas, a possibilidade

de existir oceanos de azoto, metano e etano na superfície do satélite. Além de

investigar os satélites já conhecidos de Saturno, a sonda Voyager 1 permitiu a

descoberta de mais três outros satélites, totalizando na ocasião de sua passagem

pelas proximidades do planeta 15 satélites. A sonda Voyager 2, que em 25/08/81

atingiu sua distância mínima a Saturno, completou as observações efetuadas

45

sobre os satélites do planeta, descobrindo outros dois, totalizando atualmente 17

cuja existência está confirmada, investigando também a atmosfera do planeta

onde existem, como em Júpiter, manchas de coloração diversas, que são

provavelmente regiões de ciclone e anticiclones ali existentes (FARIA, 1987, p.95)

CARACTERÍSTICAS DE SATURNO

Diâmetro equatorial: 120.536km.

A massa do planeta é de 5,688 × 1026 kg.

Área da superfície de 4,38 × 1010 km².

O período de rotação do planeta é de 10 horas, 39 minutos e 26 segundos.

Período orbital é de 29 anos, 167 dias e 6,7 horas.

Velocidade orbital média: 9,638 km/s.

Inclinação é de 2,48446º.

A temperatura média é 134ºC negativos.

A atmosfera é composta por hidrogênio, hélio, metano, amônia, etano,

vapor de água.

Número de satélites 61 identificados.

7.3.7 Planeta Urano

Fonte: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/bb/Uranus.jpg

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INTRODUÇÃO

O sétimo planeta em ordem de distância ao Sol (está a 2,9 bilhões de

quilômetros), situados entre Saturno e Netuno que, segundo Faria (1987) foi

descoberto por Wilhelm Herschel em 13 de março de 1781, apesar de ser

observado por outros astrônomos que pensaram, entretanto, que se tratava de

uma estrela. Este também é um planeta gasoso gigante, tal como Júpiter e

Saturno com raios aproximadamente quatro vezes maiores que o da Terra. A

sonda Voyager passou próxima a Urano, em janeiro de 1986, enviando

informações.

A característica mais notável de Urano é a estranha inclinação do seu eixo

de rotação, quase noventa graus em relação com o plano de sua órbita; essa

inclinação não é somente do planeta, mas também de seus anéis, satélites e

campo magnético. Urano tem a superfície mais uniforme de todos os planetas por

sua característica cor azul-esverdeada, produzida pela combinação de gases em

sua atmosfera, e tem anéis que não podem ser vistos a olho nu, além disso, tem

um anel azul, que é uma peculiaridade planetária. Urano é um dos poucos

planetas que têm um movimento retrógrado.

CARACTERÍSTICAS DE URANO

Diâmetro equatorial :51.724 km.

A massa de Urano é 8.6810 × 1025 kg.

Área da superfície é de 8,1156 × 109 km2.

O período de rotação do planeta é de 17 horas e 52 minutos.

Período orbital é de 84 anos.

Velocidade orbital média: 6,81 km/s.

Inclinação com a eclíptica:0,772556º e com o equador solar: 6,48º.

A temperatura média do planeta é de 220ºC negativos.

A atmosfera é composta por 83% de hidrogênio, 15% de hélio, 1,99% de

metano, 0,01% de amoníaco, 0,00025% de etano e 0,00001% de acetileno.

Número de satélites : 27 satélites, sendo os maiores Titânia, Oberon,

Umbriel, Ariel e Miranda.

47

7.3.8 Planeta Netuno

FONTE: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/06/Neptune.jpg

INTRODUÇÃO

Netuno é o oitavo planeta do sistema solar, e o último, em ordem de

afastamento do Sol, desde que Plutão passou a ser classificado como planeta

anão, em 2006. Segundo Gleiser (2006), Netuno é um planeta gasoso, gigante

gasoso, tal como Júpiter, Saturno e Urano. É tal como a Terra, conhecido como o

―Planeta Azul‖, mas não devido à presença de água. Netuno recebeu o nome do

deus romano dos mares. Possui também raios aproximadamente quatro vezes

maiores que o da Terra. No entanto este planeta apresenta um belo tom de azul,

tem nuvens e tempestades semelhantes às de Júpiter, com furacões gigantescos.

A estrutura interna também é semelhante à de Urano, com um núcleo rochoso

coberto de gelo, escondida pela espessa atmosfera.

Descoberto em 23 de setembro de 1846, Netuno foi o primeiro planeta

encontrado por uma previsão matemática, onde astrônomos deduziram que a

órbita de Urano estava sujeita a perturbação gravitacional por um planeta

desconhecido. Subsequentemente, Netuno foi encontrado a um grau da posição

prevista. Netuno foi visitado por uma única sonda espacial, Voyager 2 que voou

pelo planeta em 25 de agosto de 1989.

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CARACTERÍSTICAS DE NETUNO

Diâmetro equatorial: 49.572km.

A massa de Netuno é de 1, 024 × 1026 kg.

Área da superfície é de 7,65 × 109 km2.

O período de rotação de Netuno é de 16 horas e 11 minutos.

Período orbital é de 164 anos.

A velocidade orbital média: 5,4778 km/s.

Inclinação: 1,76917º.

A temperatura média à superfície do planeta é de 220ºC negativos.

A atmosfera é composta por >84% de hidrogênio, >12% de hélio, 2% de

metano, 0,01% de amônia, 0, 00025% de etano e 0,00001% de acetileno.

Número de satélites: 13 luas confirmadas.

7.3.9 Planeta Anão-Plutão

FONTE: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/1c/Hst_pluto1.png

INTRODUÇÃO

Foi o último planeta a ser descoberto e o seu tamanho é menor que a

nossa Lua, provavelmente composto por gelo e rochas descobertos apenas em

1930. Seu tamanho e sua composição bem diferente da dos outros planetas

gigantes gasosos – indicam que façam parte de um conjunto de objetos que

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existe além da órbita de Netuno, conhecido como cinturão de Kuiper. Alguns

desses objetos composto de gelo e minerais que orbitam o Sol, são deslocados e

penetram no interior do Sistema Solar, transformando-se em cometas. Nestes

últimos anos, astrônomos decidiram que Plutão não deveria mais ser considerado

um planeta, mas sim um planeta anão, devido ao seu tamanho, distância e

composição, seria um membro do cinturão de Kuiper.(GLEISER, 2006, p.250)

CARACTERÍSTICAS DE PLUTÃO

Diâmetro equatorial: 2274 km.

A massa de Plutão é de (1, 305 ± 0, 007) × 1022 kg.

A área da superfície é de 1,795 × 107km2.

O período de rotação do planeta é 6,4 dias.

O período orbital é de 248 anos.

A velocidade orbital média é de 4, 666 km/s.

Inclinação: 17, 14175º.

A temperatura média do planeta é 229ºC negativos.

A atmosfera é composta de nitrogênio, metano e monóxido de carbono.

Número de satélites: 3 - Caronte, Hidra e Nix

8. O SISTEMA SOLAR EM ESCALA

A maioria dos livros didáticos apresenta o Sistema Solar fora de uma

escala definida, dificultando assim, sua compreensão. Esta forma de

apresentação pode causar confusões com relação ao tamanho dos planetas e

também com relação às distâncias ao Sol.

Para darmos uma idéia correta das distâncias médias dos planetas ao Sol

e também uma visão concreta do tamanho dos planetas e do Sol segue abaixo

atividades sugeridas por Canalle, no site:

http://www.telescopiosnaescola.pro.br/oficina.pdf

50

8.1 As Distâncias Dos Planetas ao Sol

Adotar a escala de 10 milhões de quilômetros para cada 1 cm de papel, e

Mercúrio estaria a 5,8 cm do Sol, pois sua distância média ao Sol é de 58 milhões

de quilômetros;Vênus estaria a 10,8 cm do Sol,pois sua distância média é de 108

milhões de quilômetros, e assim para os demais planetas conforme a tabela

abaixo:

PLANETA DISTÂNCIA MÉDIA AO

SOL

DISTÂNCIA AO SOL

NA ESCALA ADOTADA

(cm)

DISTÂNCIA AO

PLANETA ANTERIOR

(cm)

Mercúrio 57.910.000 5,8 5,8

Vênus 108.200.000 10,8 5,0

Terra 149.600.000 15,0 4,2

Marte 227.940.000 22,8 7,8

Júpiter 778.330.000 77,8 56

Saturno 1.429.400.000 142,9 65,1

Urano 2.870.990.000 287,1 144,2

Netuno 4.504.300.000 450,4 163,3

Plutão 5.913.520.000 591,4 141,0

Providenciar tiras de papel de 7 cm de largura por 6 m de comprimento.

Desenhar uma bola (2 mm de diâmetro) numa das extremidades da tira para

representar o Sol, a partir dessa bola desenhar outra a 5,8 cm para representar

Mercúrio, Vênus estaria a 10,8 cm do Sol, a Terra fica a 15,0 cm do Sol, Marte

fica a 22,8 cm, Júpiter a 77,8 cm, Saturno a 142,9 cm, Urano a 287,1 cm, Netuno

a 450,4 cm e,finalmente, Plutão a 591,4 cm do Sol (todas as distâncias são em

relação ao Sol (primeira bolinha). Coloca-se o nome do Sol e de cada planeta

sobre cada bolinha. Esticar a tira e terá uma visão exata da distribuição das

distâncias médias dos planetas ao Sol.

51

8.2 Comparação Entre Os Tamanhos Dos Planetas Em Relação Ao Sol Através De Esferas

Para uma visão concreta do tamanho dos planetas e do Sol, representa-se

o Sol por uma esfera de 80 cm de diâmetro e, consequentemente os planetas

serão representados, na mesma proporção, por esferas com os seguintes

diâmetros: Mercúrio (2,9mm), Vênus (7,0 mm), Terra (7,3mm), Marte (3,9mm),

Júpiter (82,1mm), Saturno (69,0mm), Urano (29,2mm), Netuno (27,9mm) e Plutão

(1,3mm).

Usa-se argila para fazer as esferas maiores que correspondem a Júpiter e

Saturno. Fazer um pouco maior porque argila encolhe quando seca, portanto

Júpiter com 90,0cm e Saturno com 75,0cm de diâmetro. Para os demais planetas

pode usar durepoxi. Pintar as bolinhas de acordo com a cor do planeta. Para

representar o Sol, usar uma bexiga amarela dessas de aniversário, tamanho

grande, enchê-la para que fique com um diâmetro de 80 cm e para isso deve-se

usar um pedaço de barbante de comprimento igual a 2,51m, com as pontas

amarradas, pois C=3,14×0.8= 2,51 m. Para encher a bexiga utilizar a saída do ar

do aspirador de pó. É fundamental que o barbante seja posicionado no equador

(meio) da bexiga durante o enchimento, pois se ele ficar acima ou abaixo do

equador da bexiga, ela poderá estourar.

9. SUGESTÕES DE SITES PARA REALIZAÇÃO DE OFICINAS E PESQUISAS SOBRE ASTRONOMIA

http://www.telescopiosnaescola.pro.br/oficina.pdf

http://www.oba.org.br/cursos/astronomia/

Sites que disponibilizam apostilas contendo séries de oficinas de Astronomia com

suporte ao professor.

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http://www.zenite.nu/

Site com foco para publicações científicas sobre Astronomia. Possui muita

informação no campo da Astronomia.

http://www.astromador.xpg.com.br/links.htm#EDUCA%C3%87%C3%83O

Site com as melhores informações sobre Astronomia.

http://astrodatabase.net/centraldelinks/

Portal de Astronomia de auxilio na prática docente.

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10. REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS

CANALLE, J.B.G. OLIVEIRA, A.G. Comparação entre os tamanhos dos planetas e do Sol. Caderno Catarinense de Ensino de Física, v.11, n.2, p.141-144, 1994. FARIA Romildo Povoa, Fundamentos da Astronomia -3ª Ed.-Campinas. SP: Papirus, 1987.

GLEISER, Marcelo, Poeira das Estrelas: textos de apoio Frederico Neves – São Paulo: Globo, 2006.

MACIEL, Walter Junqueira, A Galáxia, Cap.9, Uma Visão Geral do Universo,

179, Edusp, 2000.

MARTINS, Roberto de Andrade, O Universo. São Paulo: Editora Moderna, 1994.

MATSUURA, Oscar T. e PICAZZIO, E., O Sistema Solar, Cap.6, Astronomia, Uma Visão Geral do Universo,103, Edusp, 2000. MONTEIRO, José Fernando, Histórias do Universo- Coletâneas- Editora da Universidade do Porto. 1ª Ed, 2006.

OLIVEIRA FILHO, Kepler de Souza & SARAIVA, Maria de Fátima Oliveira Astronomia e astrofísica, -- 2ed. —São Paulo: Editora Livraria da Física 2004.

SEED, Secretaria do Estado da Educação. Diretrizes Curriculares da Educação

Básica Ciências. Curitiba: SEED, 2009.

SOUZA, Ronaldo Eustáquio de Introdução à Cosmologia - São Paulo, Ed. da Universidade de São Paulo, Acadêmico 59, 2004

VIEGAS, Sueli Maria Marino. No Coração das Galáxias. São Paulo: Editora da Universidade de São Paulo, 2007. Sites pesquisados:

http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

http://www.apolo11.com/astronomia.php

http://www.suapesquisa.com/sistemasolar/

http://pt.wikipedia.org/wiki/Leis_de_Kepler#Primeira_Lei_de_Kepler:_Lei_das_.C3

.93rbitas_El.C3.ADpticas

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