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Asteroides | Características dos Asteroides

Asteroides | Características dos Asteroides

Asteroides | Características dos Asteroides

Os asteroides são rochas remanescentes da formação dos planetas. Esse processo teria deixado fragmentos por todo o espaço interplanetário, pois eles são encontrados a até 1 ano-luz do Sol, ou seja, a 9,5 trilhões de km desta estrela, uma distância que supera mais de mil vezes a de Plutão. Até  novebro de 2011, 106.165 asteroides haviam tido suas órbitas calculadas e 12.282 nomeados oficialmente. Estima-se, no entanto, que existam alguns milhões de asteroides no sistema solar.

A tendência atual é reconhecer quatro importantes concentrações de asteroides. A maior delas, chamada de Grande Cinturão, reúne os asteroides que giram em torno do Sol entre as órbitas de Marte e Júpiter. Neste agrupamento fica Ceres, o maior dos asteroides rochosos conhecidos, com mil quilômetros de diâmetro, e milhões de corpos menores, a maioria com apenas alguns centímetros.

O segundo grupo situa-se mais próximo do Sol e do nosso planeta: são os NEOs, sigla em inglês para Near Earth Object , ou objetos próximos da Terra, identificados principalmente a partir de 1999 e monitorados para evitar colisões. Astrônomos ingleses explicaram, na época, que essas rochas cósmicas podem ter sido arrancadas aos milhares do Grande Cinturão, num passado remoto, passando, em seguida, a gravitar perto da Terra. Em 2001, o número desses asteroides, cuja órbita se conhece com precisão, chegava a 300. Em 2004, um desses asteroides, chamado Toutatis, de quase 5 km de comprimento, passou a pouco mais de 1,55 milhão de quilômetros da Terra, quatro vezes a distância que nos separa da Lua.

Cinturão de Kuiper
Cinturão de Kuiper – Há também uma grande concentração de corpos pequenos na região de Urano e outra, ainda maior, para além da órbita de Plutão, no chamado Cinturão de Kuiper. Calcula-se que existam 200 milhões de objetos neste cinturão, cuja existência só ficou comprovada em 1994. Naquele ano, a norte-americana Jane Luu, do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica, detecta 35 mil corpos com diâmetro entre 100 km e 400 km para além de 500 milhões de km da órbita de Plutão. Hoje há uma tendência a classificar esses objetos como planetas menores, uma nova categoria de astros, dos quais o maior seria o próprio Plutão. Esses últimos corpúsculos são feitos principalmente de gelo e de poeira aglomerada, ao contrário dos outros três conjuntos, nos quais predominam os corpos inteiramente rochosos.

A região de Kuiper é uma fonte permanente de surpresas. Em julho de 2001, pesquisadores do Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica anunciam a descoberta de um corpúsculo ainda sem nome, designado pela sigla 2001 KX76. Com 1 270 km de diâmetro, ele é maior que Ceres (900 a 1.000 km) e Caronte, a lua única de Plutão (1 200 km de diâmetro).

Em 2004, astrônomos do Instituto de Tecnologia da Califórnia e de Yale descobriram no Cinturão de Kuiper o maior objeto reconhecido no sistema solar desde Plutão. Batizado de Sedna (nome da deusa inuit, um povo indígena do Ártico), pode ser o décimo planeta do sistema solar. Baseado na medição de luz refletida pela sua superfície, captada pelos telescópios terrestres, o Sedna seria 25% menor que Plutão, ou teria por volta de 1.400 km de diâmetro – Plutão tem cerca de 2.302 km. A descoberta de um objeto desse tamanho no Cinturão de Kuiper coloca de novo em discussão a ideia de que Plutão também seria um asteroide. Por enquanto, ele permanece classificado como um planeta e Sedna está sendo classificado como asteroide.

Instrumentos de observação – Por serem muito pequenos e escuros, torna-se difícil estudar as características dos asteroides rochosos por meio de telescópios terrestres. Por isso, a concentração de rochas que flutuam nas vizinhanças da Terra só foi descoberta graças ao desenvolvimento de instrumentos de observação cada vez mais potentes na década de 1990. Seu número é estimado em várias dúzias de corpos com mais de 5 quilômetros de diâmetro, mais de 2 mil deles com cerca de 1 km de diâmetro e pelo menos 200 mil com diâmetro aproximado de 500 m. Os programas de rastreamento, que reúnem telescópios do mundo inteiro em constante prontidão, como o norte-americano Neat (sigla para Near Earth Asteroid Tracking, em inglês), localizaram menos de 20% do total dos asteroides com mais de 100 m de diâmetro.

A queda de um dos corpos grandes desse grupo na superfície da Terra poderia extinguir a espécie humana e até a vida terrestre, como se acredita ter ocorrido com os dinossauros há 65 milhões de anos. Por isso, alguns caçadores de asteroides defendem a ideia de desenvolver foguetes dotados de raios laser ou mesmo de bombas nucleares para destruir um possível invasor do espaço terrestre. Cálculos estatísticos, contudo, revelam que o risco de ocorrer um choque entre a Terra e um corpo com mais de 1 km de diâmetro é de apenas um a cada 300 mil anos.

As melhores observações de asteroides são feitas pelas sondas espaciais. Em 1991, a sonda Galileu, a caminho de Júpiter, passou perto de Gaspra e, em 1993, de Ida, descobrindo que este último arrastava consigo um satélite, batizado de Dactyl. Dois outros corpos foram fotografados pela sonda Near-Shoemaker: Mathilde, em 1997, e Eros, em 1998. No ano seguinte, a Deep Space 1 cruzou com outro asteroide, o Braille. Mas, uma falha nos instrumentos de navegação levou a nave a passar muito rápido pela rocha e não permitiu fotos nítidas. Em 2001, a Near-Shoemaker tornou-se o primeiro artefato produzido pelo homem a pousar em um asteroide, o Eros, a 315 milhões de quilômetros da Terra – distância duas vezes maior que a do nosso planeta ao Sol.

Um asteroide gigante pode ter sido a causa da extinção dos dinossauros, há 65 milhões de anos. Mas um outro bólido, muito mais antigo, também pode ter sido responsável pela extinção maciça de 90% das espécies marinhas e 70% das terrestres no período Permiano (250 milhões de anos) – última grande matança global antes do aparecimento dos dinossauros. O impacto do asteroide e atividades vulcânicas ocorridas sincronicamente podem ter causado as extinções, segundo os cientistas.

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Planeta Marte

Planeta Marte

Planeta MarteDistância do Sol: 228.000.000 km
Velocidade orbital média: 24,13 km/s
Duração do ano: 687 dias terrenos
Duração do dia: 24h36min
Diâmetro: 6.794 km
Massa: 0,107 vezes a massa da Terra
Número de satélites conhecidos: 2

Marte é o quarto planeta em distância do Sol e o mais semelhante à Terra, Marte pode ser observado a olho nu. Sua atmosfera é muito rarefeita, composta principalmente de gás carbônico, nitrogênio, argônio e oxigênio. A temperatura média gira em torno de 60 graus Celsius negativos. É um dos corpos celestes mais explorados, não só pela busca de sinais de vida, mas também porque oferece o ambiente mais hospitaleiro de todo o Sistema Solar.

Em 2001, cresce a expectativa de encontrar água em Marte devido às imagens enviadas pela sonda espacial Mars Global Surveyor, que sugerem a existência de água em grande quantidade no subsolo do planeta. Os depósitos estariam a menos de 10 m da superfície, e, portanto, fáceis de serem explorados. O volume seria de 40 000 km cúbicos, o suficiente para cobrir todo o planeta com uma camada de cerca de 25 centímetros de espessura. A análise das fotos sugere também que os terrenos úmidos teriam se formado há apenas 100 000 anos, ou seja, Marte não estaria geologicamente morto há mais de 2 bilhões de anos, como se pensava até recentemente. Se confirmada essa possibilidade, o planeta mais próximo da Terra ainda poderia abrigar vegetação, animais e colonizadores humanos.

Em 2003, a Surveyor acha evidência de que Marte estaria, agora, saindo de uma era glacial, cujo auge foi há cerca de um milhão de anos. A superfície, então, estaria praticamente toda coberta por uma mistura de gelo e areia. Se comprovadas essas pistas mostram que Marte está vivo: seu clima muda constantemente, gerando um ciclo hidrológico muito favorável à vida, apesar do frio. A primeira evidência concreta de que o subsolo marciano contém água líquida surge em 2000. Sinais recentes de erosão – feitos entre 100 milhões de anos atrás e a época atual – indicam que a água ainda flui em canais subterrâneos relativamente perto da superfície, entre 100 e mil m de profundidade. Antes, os cientistas imaginavam que a água existente estaria presente nas nuvens, em quantidade minúscula, ou no subsolo, em maior proporção, mas congelada, misturada a sedimentos.

Esse possível achado fortalece a ideia de enviar missões tripuladas a Marte, com o objetivo de colonizar o planeta e, mais tarde, até transformá-lo gradualmente num ambiente mais parecido ao da Terra. Esse plano, lançado pelo ex-presidente norte-americano George Bush, em 1985, é suspenso em seguida por causa de uma série de voos fracassados, mas é retomado na década de 90. Só a Nasa lança quatro naves: a Observer (1992), a Pathfinder (1997), a Global Surveyor e a Climate Orbiter (1998), a Polar Lander e a Deep Space 2 (1998). Apenas duas delas chegaram ao destino: a Pathfinder e a Surveyor. A Rússia lança e perde a Mars 96 (1996). Novos lançamentos estão em fase de planejamento. Além da Mars Global Surveyor, os americanos lançaram a Mars Odyssey, em 2001, e a Mars Exploration Rover, em 2003, junto com a Mars Express, européia. Em 2005, sobe a Mars Reconnaissance Orbiter, americana. Os japoneses já têm a Nozomi em órbita marciana.

Nenhum desses projetos tem a ambição de pousar um astronauta em Marte, mas são passos preliminares nessa direção. A agência norte-americana mantém uma pequena equipe estudando permanentemente as necessidades de uma missão tripulada, da construção de habitações e, para o futuro, das tentativas de tornar o ambiente marciano menos hostil ao homem. Esse processo, batizado de terraformação, é conduzido pelo planetologista Christopher McKay. Ele prevê o aquecimento da superfície por meio do gás carbônico que compõe a rala atmosfera marciana. Num estudo, McKay demonstra que em 100 anos Marte poderia ter uma atmosfera espessa, água líquida em lagos e canais e alguma vegetação.

Vida em MarteVida em Marte – Desde o século XIX especula-se sobre a existência de vida no planeta. Na segunda metade da década de 70, as sondas norte-americanas Viking 1 e Viking 2 trazem amostras de solo, mas não revelam sinais de vida. Nos anos 80, a exploração prossegue com as sondas soviéticas Fobos. Em setembro de 1992 é lançada a sonda norte-americana Mars Observer, equipada para pesquisar o campo magnético, os minerais e a possibilidade da existência passada de água em Marte. Suas transmissões são interrompidas em 1993. O projeto russo de estudo de Marte também sofre grande prejuízo com a queda da Mars 96, no sul do oceano Pacífico, em 17 de novembro de 1996. A sonda perde contato com a base depois de uma hora e 30 minutos de voo.

A procura por marcianos aumenta quando a Nasa anuncia, em 1996, a descoberta de microrganismos fossilizados num meteorito encontrado na Antártica – um pedaço de pedra que se teria originado em Marte há 13 mil anos. A afirmação não é aceita por toda a comunidade científica. Para grande parte dos astrônomos que estudaram o meteorito, as minúsculas formas tubulares encravadas na rocha não passam de compostos minerais.

Em 1997, a sonda norte-americana Mars Pathfinder pousa em solo marciano. Durante quatro meses, seus instrumentos fizeram mais de 16 mil fotos do ambiente e analisaram a atmosfera. Um pequeno jipe perambulou em torno da nave pousada, coletando e analisando rochas. Ao todo, a missão transmitiu 2,6 bilhões de bits de informação à Terra. Em dezembro, pesquisadores da Universidade do Colorado e da Nasa, sugerem uma nova explicação para a água em Marte. O planeta vermelho, que um dia já teria sido coberto por rios caudalosos, grandes lagos e oceanos, podem ter sido bombardeado por uma violenta chuva de asteroides há 3,8 bilhões de anos. Os impactos sobre a superfície marciana teriam aquecido o planeta, liberando água do subsolo na forma de vapor para a atmosfera. Depois de 10 mil anos, a água volta a se alojar no subsolo. O que não é absorvido, congela. A secura domina o planeta.

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Planeta Netuno

Planeta Netuno

Planeta Netuno

Distância do Sol: 4.504.000.000 km
Velocidade orbital média: 5,4 km/s
Duração do ano: 60.190 dias terrenos
Duração do dia: 15h48min
Diâmetro: 49.528 km
Massa: 17,057 vezes a massa da Terra
Número de satélites conhecidos: 13.

Netuno é o oitavo planeta a partir do Sol, é o quarto maior do Sistema Solar, com 49.400 km de diâmetro. Descoberto em 1846 pelo inglês John Adams (1819-1892), é considerado gêmeo de Urano, em razão das semelhanças em tamanho e aparência. Sua energia interna, cerca de 2,5 vezes mais poderosa que a que recebe do Sol, provoca tempestades e ventos de até 2 mil km/h em sua atmosfera, os mais velozes de todo o Sistema Solar. As nuvens de hidrogênio, hélio, água e metano atingem uma temperatura média de 150 graus Celsius negativos. Como Júpiter, Saturno e Urano, Netuno também possui sua coleção de anéis: quatro, compostos de poeira arrancada dos satélites mais próximos pelo choque de meteoros. Um desses anéis intriga os cientistas. Em 1984, a sonda Voyager 2 descobriu que ele é quebrado em quatro partes bem distintas. Recentemente, astrofísicos franceses fizeram simulações em computador e concluíram que a causa da fragmentação é um satélite com no máximo 10 km de diâmetro, jamais localizado. De lá para cá, os telescópios conseguiram identificar mais cinco satélites além dos oito conhecidos na época da Voyager, num total de treze.As maiores são Tritão - que se diferencia por orbitar Netuno em sentido inverso ao dos demais satélites - e Nereida, que faz a órbita mais excêntrica do sistema solar, desviando-se constantemente do centro da trajetória. Sua superfície é mais fria (235 graus Celsius negativos) que a dos demais satélites do sistema, com uma calota polar de nitrogênio congelado e gêiseres ativos. Suspeita-se que Tritão se tenha originado fora do Sistema Solar e sido capturado pela gravidade netuniana.

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Planeta Plutão (Planeta Anão)

Planeta Plutão (Planeta Anão)

Planeta Plutão (Planeta Anão)
Distância do Sol: 5.914.000.000 km
Velocidade orbital média: 4,7 km/s
Duração do ano: 90.739 dias terrenos
Duração do dia: 6 dias e 9 horas
Diâmetro: 2.320 km
Massa: 0,002 vezes a massa da Terra
Número de satélites conhecidos: 1

Plutão é o planeta (planetoide ou planeta anão) mais distante do Sol e o último do sistema solar a ser conhecido, descoberto em 1930 pelo astrônomo norte-americano Clyde Tombaugh. Em 2001, diversos estudos reforçam ideia de que ele seria o maior dos diversos astros muito distantes que, informalmente, vêm sendo chamados de planetas menores. Seria um híbrido de planeta, asteroide e cometa gigante, contendo grande proporção de gelo em sua composição. Com uma densidade duas vezes maior que a da água, Plutão tem a superfície coberta de metano congelado, enquanto a atmosfera, muito fina, é composta principalmente de gás metano. Isso o torna muito semelhante ao núcleo dos cometas. Oficialmente, por decisão da União Astronômica Internacional, ele continua sendo o nono planeta do Sistema Solar. Mas, a partir de 1998, amplia-se o debate científico sobre a melhor maneira de classificá-lo.

A órbita de Plutão em torno do Sol é inclinada e excêntrica. A cada 248 anos, ele ultrapassa a órbita de Netuno e, por 20 anos, torna-se o penúltimo planeta do Sistema Solar. Caronte, o único satélite de Plutão, revestido de gelo e poeira, é descoberto em 1978 pelo astrônomo norte-americano James Christy. Muito grande em relação ao tamanho do planeta e orbitando em sua proximidade, o satélite faz com que Plutão seja muitas vezes reconhecido como um planeta duplo. A órbita de Caronte demora aproximadamente seis dias, mesma duração da rotação de Plutão.

Por ser muito escuro e longínquo, estudar Plutão por telescópios situados na Terra é uma tarefa complexa. Ao contrário dos demais planetas do Sistema Solar, ele jamais foi visitado por uma astronave. A Nasa programa para 2003 o lançamento da sonda Expresso Plutão-Cinturão de Kuiper. O projeto é adiado, em seguida e está sem data ainda para a retomada. Quando subir, a sonda levará quase dez anos para chegar aos confins do Sistema Solar e vai sobrevoar o planeta e seu satélite Caronte para analisar a geologia e a composição do solo. Se tudo correr bem, a Expresso poderá verificar uma suspeita, surgida em 2003, de que há mais três corpos de tamanho equivalente ao de Plutão, e não muito longe de sua órbita. Talvez até lá se tenha decidido qual a melhor classificação para esses corpos distantes: planetas ou planetas menores.

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Estrelas (Novas, Supernovas e Hipernovas)

Estrelas (Novas, Supernovas e Hipernovas)

Estrelas (Novas, Supernovas e Hipernovas)

Estrelas são corpos celestes de forma esférica que irradiam luz, com massa na faixa de 0,1 a 100 vezes à do Sol. Elas se agrupam pela atração gravitacional em sistemas gigantescos que são as galáxias. O Universo contém aproximadamente 100 bilhões de galáxias, embora só uma pequena parte seja visível a olho nu. Dentro delas, as estrelas podem ser solitárias, como é o caso do Sol, ou se reunir em pares, trios ou quartetos. Também existem ajuntamentos de até 1 milhão de estrelas, chamados aglomerados estelares.

As estrelas nascem de gigantescas nuvens de gás e poeira que, sob a ação de sua própria gravidade, encolhem até atingir pressão e temperatura extremamente altas que desencadeiam reações nucleares em seu interior. Essas reações transformam o hidrogênio, que é a matéria-prima básica de todos os astros, em outros elementos químicos, principalmente em hélio, carbono e oxigênio. A estrela permanece a maior parte de sua vida - milhões ou bilhões de anos - nesse estágio, conhecido como sequência principal. Suas características vão depender de sua massa. Quanto maior ela for, maior é a temperatura, a luminosidade e a quantidade de energia que emite.

Novas, supernovas e hipernovas – No estágio posterior, a massa também determina como as estrelas vão sair da sequência principal, depois de esgotar todo o hidrogênio. De maneira geral, todos os astros aceleram sua produção de energia e inflam, tornando-se gigantes por milhares ou milhões de anos. Os que têm massa relativamente pequena, caso do Sol e da maioria dos astros, depois de passar por cerca de 10 bilhões de anos na sequência principal, saem desse estágio, numa espécie de explosão lenta, batizada de nova. O resultado de uma nova é a ejeção da maior parte da massa para o espaço, gerando uma concha imensa no vazio, chamada nebulosa planetária. O caroço que resta pode ter o tamanho da Terra e se denomina anã branca. Numa única galáxia ocorrem milhares de novas todos os anos.

Já os astros de massa grande, dez ou mais vezes superiores à do Sol, inflam, voltam a encolher rapidamente e, então, estouram numa explosão imensa, chamada de supernova. Seu brilho equivale ao de 100 bilhões de estrelas comuns em conjunto. A cada ano acontecem apenas dois ou três superestouros em cada galáxia. Também nesse caso, sobra um núcleo, só que muito mais denso que as anãs brancas. Há dois níveis de densidade. No patamar mais baixo, surge um caroço com cerca de 10 km de raio chamado estrela de nêutron, ou pulsar. Quase totalmente sem luz, ela dispara apenas um facho de radiação pelos polos, que pode ser luminoso ou ter a forma de ondas de rádio, raios ultravioleta ou raios X. Num grau mais alto de concentração da matéria, tem-se um buraco negro, com apenas 3 km de raio.

Em 1999, uma equipe internacional de pesquisadores observou explosões ainda maiores que as supernovas, batizadas de hipernovas. Em 2003, comprovou-se que essas hiper explosões são realmente decorrentes da morte de um astro de densidade fora do comum. Isso enfraqueceu a hipótese de que as hipernovas poderiam surgir de uma trombada de dois buracos negros. Também perdeu força a ideia de que haveria uma nova categoria de estrela de nêutron, chamada magnetar por ter uma imensa força magnética - tão grande que, vez ou outra, racharia a superfície da estrela, liberando uma energia enorme.

Em 2001, um grupo de estudantes universitários norte-americanos descobre novas características em estrelas relativamente comuns, chamadas anãs marrons. A descoberta acontece por acaso, enquanto eles realizavam uma pesquisa no radiotelescópio do Observatório Nacional de Radioastronomia, no estado do Novo México. A novidade é que, embora esses pequenos astros tenham geralmente pouca energia e quase não emitam luz, eles podem às vezes se tornar explosivos, lançando ao espaço chamas maiores e mais poderosas do que as do Sol.

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Nebulosa, Classificação das Nebulosas

Nebulosa, Classificação das Nebulosas

Nebulosa, Classificação das Nebulosas

Nebulosa

Nebulosas são corpos celestes gasosos e nevoento formado de uma concentração de gás ou poeira estelar, ou uma combinação de ambos, que ocorre no espaço interestelar. A designação se aplicou inicialmente a qualquer objeto de aparência difusa situado fora do sistema solar e que, ao telescópio, parecesse uma área luminosa ou escura, em contraste com as estrelas, cuja imagem é pontual. Essa primeira definição, no entanto, adotada numa época em que os instrumentos não permitiam divisar com maior detalhamento objetos muito distantes, abrange equivocadamente duas classes de objetos que não têm relação entre si: as nebulosas extragalácticas, atualmente denominadas galáxias, enormes conjuntos de estrelas e gás; e as nebulosas galácticas, massas muito menores de gás (com vestígios de partículas sólidas) localizadas numa única galáxia. Atualmente, os astrônomos usam a palavra nebulosa somente para se referirem ao segundo tipo. O conjunto das nebulosas galácticas constitui apenas uma pequena porcentagem da massa de uma galáxia.

Da explosão de uma supernova na constelação de Touro, observada no ano 1054, originou-se a nebulosa do Caranguejo, corpo celeste de núcleo azulado, cercado por uma rede de filamentos avermelhados e sinuosos.

Observação de nebulosas

Os astrônomos gregos Hiparco e Ptolomeu já registravam a existência de "nuvens de estrelas". Em 1610, dois anos após a invenção do telescópio, a nebulosa de Órion, que a olho nu parece uma estrela, foi descoberta pelo francês Nicolas-Claude Fabri de Peiresc. Em 1656, o holandês Christiaan Huygens, que usou instrumentos muito superiores, foi o primeiro a descrever a brilhante área interior de uma nebulosa e a determinar que sua estrela interior não é única, mas sim um compacto sistema quádruplo -- o bem conhecido "trapézio", nome pelo qual ainda hoje são designadas as regiões interiores de uma nebulosa.

No início do século XVIII, os astrônomos concentraram suas observações na localização de cometas, atividade cujo subproduto foi a descoberta de muitas nebulosas brilhantes. A mais extensa compilação desse trabalho foi realizada pelo francês Charles Messier, em 1781, e pelo britânico William Herschel e seu filho John, entre o início e meados do século XIX. A nomenclatura adotada nesses catálogos ainda hoje serve para identificar algumas galáxias.

O advento da fotografia representou uma verdadeira revolução na compreensão das nebulosas, pois permitiu o registro de detalhes invisíveis a olho nu e a distâncias antes inimagináveis. Na década de 1880 fotografou-se pela primeira vez a nebulosa de Órion. Outro grande avanço foi a possibilidade de se estudar a natureza dos corpos celestes por meio da espectroscopia, pois é grande a diferença entre os espectros de uma estrela e de um gás. Graças a isso foi possível distinguir galáxias de nebulosas.

Ao longo do século XX, novas invenções e aprimoramentos dos aparelhos permitiram detectar grandes nebulosas de pouco brilho com o auxílio de câmaras mais velozes e chapas fotográficas mais sensíveis. Posteriormente, aparelhos fotoelétricos aumentaram a eficiência das técnicas fotográficas. No fim do século XX, as pesquisas sobre nebulosas eram feitas quase exclusivamente por meio desses aparelhos. Finalmente, com a utilização de satélites espaciais, passaram a ser estudados os raios X e ultravioleta presentes no espectro das nebulosas e que, de outra maneira, seriam absorvidos pela atmosfera da Terra. Com essas e outras inovações, os cientistas puderam adquirir um razoável conhecimento teórico das nebulosas.

Classificação e características das nebulosas

Em função de sua aparência, as nebulosas galácticas se dividem em duas classes principais: obscuras e brilhantes. As obscuras parecem manchas negras no céu. Normalmente têm forma irregular, absorvem a luz das estrelas mais distantes e em seu interior se formam as estrelas. As nebulosas brilhantes, que parecem superfícies pouco luminosas, emitem luz própria ou refletem a de estrelas próximas. Com base em sua origem e detalhes de sua aparência, as nebulosas brilhantes se subdividem em difusas, de reflexão, planetárias e supernovas remanescentes.

Em geral de pouca luminosidade e forma irregular, as nebulosas difusas emitem radiação que elas mesmas produzem. Seu tamanho e sua massa podem variar muito e não há limite mínimo, pois deve haver uma pequena nebulosa difusa em torno de quase todas as estrelas. As maiores têm cerca de 200 anos-luz, mas uma difusa típica mede cerca de trinta anos-luz e tem densidade de dez átomos por centímetro cúbico. A única nebulosa visível a olho nu, a de Órion, é a mais brilhante e estudada entre as difusas.

As nebulosas de reflexão recebem esse nome porque refletem a luz de uma estrela próxima. Foram descobertas a partir de uma observação feita na constelação das Plêiades em 1912 e cerca de sessenta por cento de sua luminosidade se deve à reflexão.

O terceiro tipo são as nebulosas planetárias, das quais se registram mais de vinte mil na Via Láctea, assim chamadas porque, ao telescópio, parecem imagens desfocadas de planetas. Sua aparência é a de anéis quase simétricos e de razoável brilho superficial, com um núcleo, ou estrela central. Comparadas às difusas, são pequenas, com raio típico de um ano-luz, e muito mais densas, com mil a dez mil átomos por centímetro cúbico. Uma das maiores e mais próximas é a da Hélice, na constelação de Aquário.

Finalmente, as supernovas remanescentes são nebulosas gasosas resultantes das camadas em expansão ejetadas por uma supernova (espécie de explosão estelar). Escassas na Via Láctea, são observadas em maior número em outras galáxias.

Estudo de nebulosas mostra como o Sol vai morrer

Estudo de nebulosas mostra como o Sol vai morrer
Pesquisadores do Instituto de Tecnologia de Rochester, em Nova York, divulgaram uma série de imagens de nebulosas planetárias feitas pelo telescópio Chandra. Os registros fazem parte de um estudo desse tipo de objeto - que pode representar o futuro do Sistema Solar. O equipamento é administrado pela Nasa e pelo Observatório Smithsonian, da Universidade de Harvard. O estudo foi publicado no The Astronomical Journal.

Os cientistas acreditam que o Sol - daqui a bilhões de anos - vai esgotar o hidrogênio de seu núcleo e, por causa disso, vai inchar e se tornar em uma estrela vermelha. As camadas mais externas da estrela começarão a emitir material até que no final sobrará apenas o núcleo - uma anã branca. O forte vento solar vai empurrar esse material e formará uma nebulosa planetária.

Para entender melhor esse processo, os pesquisadores registraram 21 dessas estruturas com até 5 mil anos-luz de distância da Terra. Além disso, a pesquisa incluiu observações de outras 14 nebulosas que já haviam sido registradas pelo Chandra. O equipamento registra raios-X que, nos casos dessas nebulosas, os cientistas acreditam ser causado por ondas de choque dos rápidos ventos solares que colidem com o material ejetado.

Ao comparar essas imagens com registros ópticos, os astrônomos afirmam ter encontrado conchas compactas que foram criadas por fortes ondas de choque. Segundo eles, essas conchas não têm mais que 5 mil anos, o que indica a frequência com que as ondas ocorrem.

Cerca de metade das nebulosas estudadas tinham fontes de raios-X pontuais no centro, onde fica a anã branca, o que indica que essa estrela tem outra companheira nesses casos. Os cientistas afirmam que novos estudos serão necessários para entender o papel de uma estrela companheira na formação da estrutura de uma nebulosa planetária.

O nome "nebulosa planetária" na verdade nada tem a ver com planetas. Quando esses objetos começaram a ser vistos, os astrônomos os acharam parecidos com os planetas Urano e Netuno nos fracos telescópios da época. O termo foi cunhado por William Herschel no século 18.

Sistema Solar, Características Gerais do Sistema Solar

O Sistema Solar é formado Pelo Sol, oito planetas e um planeta anão,  Plutão. Plutão caiu na categoria de planeta anão por não estar sozinho na região de sua órbita, mas pertencer ao chamado cinturão de Kuiper.

Sistema Solar - Características Gerais do Sistema Solar Sistema Solar, Características Gerais do Sistema Solar

O Sistema Solar é o Conjunto de oito planetas, seus satélites naturais, milhares de asteroides, meteoroides e bilhões de cometas que gravitam em torno do Sol, além de gás e poeira interplanetários, além do planeta anão Plutão. Localiza-se na galáxia Via Láctea, a cerca de 25 mil anos-luz de seu centro (1 ano-luz mede 9,5 trilhões de quilômetros). A estrela mais próxima do Sol chama-se Próxima e se localiza na Constelação do Centauro, a 4,3 anos-luz.

A formação do Sistema Solar começou há 4, 5 bilhões de anos, de uma imensa nuvem de gás e poeira cósmica, resultado da explosão de estrelas. Quatro ou cinco gerações de estrelas contribuíram para a concentração da matéria-prima transformada, mais tarde, em corpos celestes. A formação demorou 100 mil anos, durante os quais, átomos e partículas minúsculas, presentes na nuvem original, aglutinaram-se em esferas do tamanho de um punho fechado. Em seguida, elas colidiram entre si, grudando umas nas outras até se tornarem planetas, satélites e mundos menores. O Sol agora detém 99,85% do gás e da poeira originais. Júpiter, o maior dos planetas, fica sozinho, com 0,095% do total, e o conjunto de todos os outros planetas, com 0,04%. A massa somada de todos os satélites, cometas e asteroides representa 0,015%.

Os planetas descobertos pelos astrônomos no Sistema Solar são nove: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Netuno e Plutão, este último rebaixado a planeta anão. Eles não brilham: só podem ser vistos da Terra por que refletem a luz do Sol. Em torno deles gravitam 136 mundos menores, denominados satélites. Entre Netuno e Plutão encontra-se o chamado Cinturão de Kuiper, do qual Plutão faz parte, composto por milhões de objetos gelados. Os asteroides localizam-se, principalmente, entre as órbitas de Marte e Júpiter. Eles são centenas de milhares e, na prática, incontáveis, porque a imensa maioria é minúscula. O maior que se conhece é Ceres, com 1.032 km de diâmetro; mas se estima que, apenas nessa faixa de tamanho ou maior, existam outros mil asteroides, ainda não observados. Enquanto esses corpos são blocos de rocha, os cometas compõem-se de gelo e poeira aglomerados numa massa pouco densa. Existem centenas de milhões de cometas, agrupados coletivamente em uma esfera que envolve todo o Sistema Solar, a um ano luz do sol, chamada de Nuvem de Oorf. Entretanto, esses cometas nunca foram observados, por causa da distância.

A Lei dos Planetas: A distância dos planetas até o Sol é dada pela chamada lei de titius-bode. Ela funciona da seguinte maneira: 1) escreva a seqüência 0, 3, 6, 12, 24, etc. 2) acrescente 4 a cada um dos valores. 3) divida os valores obtidos por 10. O resultado é a sequência 0,4, 0,7, 1,0, 1,6, 2,8, 5,2, 10,0, 19,6 e 38,8, que seriam as casas dos planetas no sistema solar. De fato, a sequência corresponde aproximadamente a distância dos planetas até o Sol em Unidades Astronômicas (1 UA é igual a distância da Terra até o Sol). A única exceção é Netuno, que fica fora e qualquer posição prevista. Embora nenhum planeta ocupe a quinta posição (2,8 UA), lá se encontram os asteroides, também chamados de planetas menores. A lei foi estabelecida empiricamente em 1976, mas até hoje não se sabe se ela representa uma propriedade natural ou se é simples coincidência numérica. Em 2002, no entanto, cientistas franceses chegaram a uma equação matemática para descrever a formação dos planetas que chega mais próxima a uma descrição física do fenômeno. Na prática, a equação demonstrou a possibilidade de que esse fenômeno tenha base natura, mas, por enquanto, os resultados ainda não são conclusivos.


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Cometa, Formação e Estrutura dos Cometas

Cometa, Formação e Estrutura dos Cometas

COMETA, FORMAÇÃO E ESTRUTURA DOS COMETASAstro pertencente ao sistema solar, o cometa aparece no céu como uma grande cauda luminosa, que se movimenta contra o fundo aparentemente estático das estrelas. O primeiro registro de aparição de um cometa consta de anais chineses do ano 2316 a.C. Ao longo da história da civilização, cerca de dois mil cometas foram observados, a olho nu ou com a ajuda de telescópios. Alguns deles voltam periodicamente. Os cometas são classificados em dois tipos básicos: os de período curto, com menos de 200 anos, e os de período longo, de ciclo superior.

Desde a antiguidade, poucos fenômenos celestes despertaram tanta curiosidade e interesse quanto os cometas. Entre os povos primitivos, por inspirarem temores e superstições; para o cientista moderno, por oferecerem um vasto campo de pesquisa.

O cometa é constituído de um núcleo, de dimensões relativamente pequenas, que se apresenta como um objeto estelar, envolto por uma nebulosidade brilhante; e uma cabeleira, ou coma, de forma mais ou menos esférica, cuja visibilidade aumenta na razão direta da proximidade do Sol. O núcleo e a cabeleira constituem a cabeça do cometa, da qual parte uma imensa cauda, que às vezes alcança centenas de milhares de quilômetros.

Por convenção, o cometa leva o nome de seus descobridores, seguido de um número de quatro algarismos referente ao ano de sua descoberta e de uma letra que indica a ordem cronológica de sua descoberta nesse ano. Mas uma vez calculados seus elementos, recebe designação definitiva, na qual o milésimo existente é substituído pelo do ano que registra sua passagem pelo periélio -- ponto de menor afastamento do Sol -- e por um número, em algarismos romanos, que indica a ordem cronológica de sua passagem.

Em 1665, Johannes Hevelius descreveu as órbitas dos cometas como seções cônicas. Georg Samuel Dörfel provou que a órbita do cometa aparecido em 1681 era uma parabólica com foco no Sol. Coube a Isaac Newton mostrar que as órbitas dos cometas são parabólicas ou quase parabólicas, com foco no Sol.

Os cometas são formados por compostos moleculares -- água, gás amoníaco, cianogênio, monóxido de carbono, dióxido de carbono e nitrogênio -- que se mantêm congelados enquanto o cometa está afastado do Sol. Ao aproximar-se dele, esses compostos se gaseificam por sublimação, e surgem a coma e a cauda, que se desfazem quando o cometa se distancia do Sol. A luz solar dissocia as moléculas que constituem o cometa, donde as combinações moleculares indicadas pelos espectros de suas várias partes. A ejeção de gases do interior do núcleo não se processa de maneira simétrica, em virtude da rotação dos mesmos, o que dá origem, como nos foguetes, a uma força que age sobre o núcleo, acelerando ou retardando o movimento do cometa, conforme o sentido da rotação.

As caudas dos cometas apresentam-se sempre voltadas para o lado oposto ao Sol; dessa forma a cauda que segue o cometa quando ele se aproxima do Sol, o precede em seu movimento de retorno. O estudo das caudas de meia centena de cometas levou Fiodor Aleksandrovitch Bredichin a classificá-las em três grupos: o das caudas retilíneas, denominado tipo I; o das caudas pouco curvas, tipo II; e o das caudas muito curvas, tipo III. Bredichin calculou a ação repulsiva do Sol sobre o gás lançado pelo núcleo, e concluiu que essa força é inversamente proporcional à massa molecular do gás ejetado. Reconheceu-se mais tarde que essa força se deve à pressão da radiação.

Estrutura de um Cometa
Os cometas são formados por blocos de gelo sujo, remanescentes da formação dos planetas, têm origem no Cinturão de Kuiper e na Nuvem de Oort, dois depósitos de rochas geladas, e também nos planetas. Nas últimas décadas, os cometas foram muito estudados. A passagem do Halley, em 1986, permitiu à sonda Giotto, da Agência Espacial Européia, medir com precisão o núcleo e a coma (a camada de gases arrancados da rocha central pelo vento solar) do mais conhecido dos astros errantes. Nos anos 90, descobriram-se novos cometas, como o Hale-Bopp, que passou perto da Terra em 1997. Mas o maior espetáculo cometário do século foi a queda do Shoemaker-Levy 9 em Júpiter, em julho de 1994. O corpo, cuja trajetória foi acompanhada por instrumentos de solo e pelo telescópio espacial Hubble, quebrou-se em 21 pedaços que despencaram sucessivamente em diferentes pontos da capa gasosa do planeta gigante. As colisões deixaram manchas escuras nas nuvens, resultantes da mistura das diferentes camadas de gases.

Além de contribuir para a compreensão do Sistema Solar, o estudo dessas testemunhas da pré-história dos planetas ajuda a descrever riscos de futuros impactos com a Terra. Muitos cientistas acreditam que um cometa pode ter trazido vida à Terra ao carregar moléculas que constituem uma das premissas para a produção de material orgânico.

A sonda norte-americana Deep Space 1, que partiu no fim de 1998, aproximou-se de dois cometas, o Wilson-Harrington, em 2001, e o Borrelly, em 2002. Em 2004, foi lançada a sonda Rosetta pelo foguete europeu Ariane 5. Seu objetivo é encontrar o cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko em 2014. Lançada em fevereiro de 1999, a Stardust, também norte-americana, passou em janeiro de 2004 a 250 quilômetros do cometa Wild 2, recolhendo amostras de poeira. A cápsula com a amostra deve pousar, com a ajuda de pára-quedas, no Campo de Teste e Treinamento da Força Aérea dos Estados Unidos, em Utah, em janeiro de 2006. As fotos da superfície do cometa mostraram a existência de fendas, buracos e crateras. O plano mais ousado da Nasa, agência espacial americana, é a nave Deep Impact. Em 2005, a sonda pousa no núcleo do cometa P/Tempel 1 e perfura para analisar sua composição.

Cometa Halley

Cometa HalleyO astrônomo inglês Edmond Halley analisou o registro de aparições de 24 cometas, observadas entre 1337 e 1698, e a partir das analogias que pôde depreender, enunciou que os cometas, como os planetas, descrevem órbitas elípticas. Previu, com base nesses estudos, a aparição de um cometa em 1758, o qual, como homenagem póstuma, foi batizado com seu nome.

Observado desde o ano 467, o Halley é o mais famoso dos cometas. Sua primeira aparição no século XX ocorreu em 1910, e sua proximidade da Terra foi tal que chegou a causar pânico. Com base na lei da gravitação universal de Newton, Halley previu que o cometa aparece a intervalos de aproximadamente 76 anos. Em 1986 deu-se, portanto, sua segunda aparição no século XX. Embora dessa vez o Halley fosse quase invisível a olho nu, sua passagem proporcionou grande massa de informações e ele foi fotografado por sondas russas, americanas e japonesas. Constatou-se que o Halley perde, a cada passagem pelo periélio (ponto de sua órbita mais próxima do Sol), material suficiente para reduzir sua vida a menos de cem mil anos; e que ocorre uma variação regular na intensidade do gás ejetado.

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Raios Cósmicos

Raios Cósmicos

Raios CósmicosRaios cósmicos são partículas energéticas que se deslocam a velocidades próximas à da luz e invadem a atmosfera terrestre, vindas do espaço interestelar. Existem dois tipos básicos de raios cósmicos: primários e secundários. Os raios cósmicos primários são formados principalmente de prótons (núcleos de hidrogênio) e partículas alfa (núcleos de hélio), além de núcleos de elementos pesados e alguns elétrons. Embora se saiba que alguns raios cósmicos primários têm origem no Sol, um eficiente acelerador, a maioria provém de fontes distantes da Terra (possivelmente de violentas explosões de estrelas, as supernovas), e as de maior energia, do espaço exterior à Via Láctea. Ainda se desconhece, no entanto, o modo como essas partículas ganham energia.

Originários do espaço interestelar, os raios cósmicos fornecem aos cientistas informações importantes sobre as condições físicas do sistema solar e do universo.

Ao penetrarem na atmosfera terrestre, os raios cósmicos primários colidem com núcleos de oxigênio e nitrogênio e produzem raios cósmicos secundários, compostos de partículas subatômicas, como elétrons, pósitrons, mésons e neutrinos, além de minúsculos "pacotes" de energia eletromagnética chamados fótons. Os raios cósmicos secundários altamente energéticos podem interagir com outros núcleos na atmosfera e gerar mais raios secundários, num efeito conhecido como chuveiro.

Origem

Depois que Victor Francis Hess esclareceu, em 1912, que a radiação cósmica provinha do espaço extraterrestre, a busca de uma origem para essa radiação passou a ser a principal questão a ser respondida. Inicialmente, procuraram-se fontes discretas, isto é, bem localizadas e singularizadas no espaço, tal como estrelas, quasares e supernovas (que são fontes de radiação visível), além das emissões de rádio e de raios X.

Inicialmente, os astrônomos acreditavam que todos os raios cósmicos, com exceção daqueles mais energéticos, eram produzidos por explosões de supernovas. A hipótese foi posta em dúvida, porém, por trabalhos posteriores, que questionaram se as partículas poderiam realmente ser aceleradas para atingir tão altas energias unicamente a partir da explosão de uma supernova. Questionou-se também se essas partículas, ainda que aceleradas, conseguiriam se propagar através do meio interestelar para pontos muito distantes da explosão original -- objeção válida também para outras possíveis fontes, como os pulsares. Após exaustivas pesquisas, a resposta aceita pela comunidade científica na última década do século XX era a de que não existem fontes discretas de raios cósmicos, exceto o Sol, que contribui ocasionalmente, quer modulando, quer injetando partículas que atingem a Terra.

Após a aceleração, os raios cósmicos se fragmentam em interações com o hidrogênio interestelar. Entre os fragmentos estão núcleos radioativos que permitem determinar que algumas das partículas menos energéticas levam até dez milhões de anos para viajarem de suas fontes até a Terra. A potência dessas fontes pode ser estimada a partir da idade das partículas, sua densidade energética e o volume de espaço no qual estiveram confinadas. Presumindo que esse volume seja nossa galáxia, a Via Láctea, então a energia da fonte de raios cósmicos é comparável à que é produzida por grandes explosões de estrelas, as supernovas. Os raios cósmicos podem ser, no entanto, acelerados por ondas de choque geradas subsequentemente, no meio interestelar, pela explosão da supernova, e não acelerados pela própria explosão.

Importância da pesquisa

O estudo de raios cósmicos começou como uma busca de conhecimento a respeito do universo e de suas origens. A pesquisa, no entanto, levou a descobertas de interesse para outras áreas do conhecimento e chegou a gerar preocupação quanto aos efeitos da radiação cósmica sobre os seres vivos.

Além disso, as altas energias dos raios cósmicos fazem deles um instrumento para o estudo do interior do núcleo atômico e da estrutura das partículas subatômicas. Numa fase anterior à invenção dos aceleradores de partículas, as experiências com raios cósmicos secundários permitiram aos cientistas descobrir muitos tipos de partículas elementares.

Graças ao estudo dos raios secundários, foi possível obter as primeiras evidências da criação de pares de pósitrons e elétrons e ilustrar de várias maneiras o princípio da equivalência entre massa e energia proposto por Einstein. Além disso, as colisões nucleares dos raios cósmicos na atmosfera terrestre deixa em seu rastro um número substancial de átomos radioativos -- não o bastante para modificarem de forma significativa a radioatividade natural terrestre, mas suficiente para fornecer uma fonte constante de elementos traçadores, que podem ser utilizados no estudo de vários processos de circulação, mistura e separação que ocorrem na Terra.

A primeira aplicação desses elementos traçadores foi descoberta em 1947 pelo químico americano Willard Libby e seus colaboradores, que utilizaram o isótopo radioativo mais abundante produzido pela radiação cósmica, o carbono 14, para fins de datação arqueológica e geológica.

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Big Bang, Teoria do Big Bang

Big Bang, Teoria do Big Bang

Big Bang, Teoria do Big BangA teoria mais aceita sobre a origem do Universo, o Big Bang, foi desenvolvida em 1948 pelo cientista russo naturalizado norte-americano Guiorgui Gamov. Segundo ele, o Universo teria nascido de uma concentração de matéria e energia extremamente densa e quente, entre 10 e 20 bilhões de anos atrás. Essa idade é hoje avaliada com um pouco mais de precisão, ficando entre 13 bilhões e 15 bilhões de anos. As estimativas da idade do Universo, com base em medições precisas da radiação cósmica de fundo, indicam que ele tenha surgido há 13,7 bilhões de anos.

Contudo, observações feitas em 2002 por cientistas do Instituto Max Plank para a Física, na Alemanha, sugerem que o Universo pode ser ainda mais velho, tendo 16 bilhões de anos. A conclusão foi feita observando a alta concentração de ferro em quasares (objetos celestes de imensa luminosidade e muito antigos) com um telescópio de raios X. Segundo eles, para que tanto ferro existisse em objetos tão antigos, seria necessária uma maior idade do Universo para que o ferro se formasse.

Como desde 1929 se observa que as galáxias estão todas se afastando uma das outras, Gamov chegou a conclusão de que houve um instante no passado em que elas estavam bem próximas. No limite, no momento de seu nascimento toda a matéria contida no Universo estaria espremida num único ponto e de tal modo concentrada que sua temperatura seria infinita. Esse ponto teria sido o começo dos tempos, quando teve início a expansão das galáxias, descrita como uma explosão, ou seja, o Big Bang.

Formação do Universo
Desde sua formação, o Universo vem se expandindo e resfriando. No primeiro milionésimo de segundo, ele contém somente uma mistura de partículas subatômicas, como os quarks e os elétrons, que são as formas de matéria mais fundamentais conhecidas. Essa primeira etapa da história da matéria é muito breve, pois os quarks, que se movem inicialmente a velocidades próximas à da luz, logo se desaceleram em razão da redução da temperatura e, por isso, deixam de existir como partículas livres. Eles se associam uns aos outros para formar os prótons e os nêutrons. Assim, entre 1 e 10 minutos de idade do cosmo ocorre a chamada nucleossíntese primordial: os quarks deixam de existir e surgem os prótons, que servem de núcleo atômico para o átomo de hidrogênio, o mais simples que há. Aparece também o hélio, o segundo átomo mais simples, feito de dois prótons e dois nêutrons. Toda a massa do Universo passa a ser constituída desses dois núcleos, na proporção de 75% de hidrogênio e 25% de hélio. Ainda hoje, mas de 90% de tudo o que existe no cosmo é composto desses dois elementos.

A terceira fase da história começa cerca de 300 mil anos depois, com a união dos elétrons aos núcleos atômicos para formar os primeiros átomos completos. Com isso, ocorre outro fato importante, que é a separação entre a luz e a matéria. A luz, que até então estava presa entre elétrons e núcleos e, por isso, era obrigada a acompanhar a expansão cósmica no mesmo ritmo que eles, passa a caminhar livremente. O Universo torna-se transparente e os fótons, que são partículas de luz, já quase não interagem com os átomos. Muitos deles vagueiam pelo espaço e podem, atualmente, ser capturados pelos telescópios. São o brilho "fóssil" do Big Bang. Por fim, o quarto período ocorre aproximadamente 1 bilhão de anos depois do instante zero, com os átomos agregando-se para formar as primeiras galáxias.

Expansão do Universo

Baseado em sua Teoria da Relatividade Geral (1916), o físico Albert Einstein desenvolveu as Equações Cosmológicas, que descrevem a evolução do Universo. Em 1922, o físico e matemático russo Alexander Friedmann, professor de Gamov, encontra uma solução para as Equações Cosmológicas correspondentes a um Universo em expansão. Em 1929, a descoberta da expansão das galáxias, pelos astrônomos Edwin Hubble (1889-1953) e Milton Humason (1891-1972), permite estabelecer a Lei de Hubble. Segunda ela, as outras galáxias se afastam da nossa galáxia, a Via Láctea, numa velocidade proporcional a sua distância da Terra.

Uma evidência do Big Bang, descoberta em 1965 por Arno Penzias (1933-) e Robert Wilson (1936-), é seu brilho "fóssil", resultado da separação entre os átomos e a luz há cerca de 13 bilhões de anos. Essa radiação permanece no espaço e, embora já não tenha a forma de luz visível, pode ser captada como um ruído de microondas. Seu nome é radiação de fundo cósmica. Pela sua descoberta, Penzias e Wilson ganharam o Prêmio Nobel de Física em 1978. Em 1990, o satélite Cosmic Background Explorer (Cobe), lançado pela Nasa, fez um mapeamento das regiões onde existe essa energia.

A última palavra sobre o Big Bang é uma hipótese estranha: a de que o Cosmo depois de nascer, tenha tomado a forma de uma bola de futebol americano, com doze gomos. Essa possibilidade foi levantada em 2003 por uma equipe internacional de físicos. Ainda não está comprovada, mas faz sentido, do ponto de vista matemático, e não contradiz nenhum fato conhecido acerca do Universo. Traduzindo, nada impede que o cosmo tenha mesmo essa forma. Mas também é possível que ele tenha uma outra geometria. Somente testes futuros poderão decidir qual é o desenho verdadeiro.


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Medição do Tempo

Medição do Tempo

Medição do Tempo

A  dificuldade que existe para estabelecer uma definição de "tempo" não se verifica para medir essa grandeza. Pode-se mesmo afirmar que o tempo é a grandeza física suscetível de medição mais exata, que depende de um sistema de referência preciso, que permita especificar quando um determinado evento ocorre. O processo de evolução de qualquer fenômeno que experimenta mudanças regulares pode ser usado para medir o tempo.

Nas divisões do calendário civil, são evidentes os indícios dos critérios astronômicos empregados desde um passado remoto para medir o tempo: o dia equivale a uma rotação terrestre, a semana correspondia originalmente a uma fase da lua, o mês coincide de modo aproximado com uma lunação e o ano, com uma órbita completa da Terra em torno do Sol.

Na determinação dos parâmetros temporais, distinguem-se dois elementos principais: a época, que assinala o momento em que um evento instantâneo ocorre; e o intervalo de tempo, que é a duração de um evento contínuo. Séries de eventos podem estar relacionadas a uma escala de tempo, conjunto ordenado de tempos, derivado de observações de algum fenômeno, como o movimento de rotação da Terra ou o movimento de um pêndulo.

Duas escalas de tempo básicas e independentes são a escala dinâmica, baseada na regularidade dos movimentos dos corpos celestes, e a atômica, que se fundamenta nas frequências características de radiação eletromagnética emitida ou absorvida durante transições quânticas entre dois estados de energia de um átomo ou molécula. O decaimento de elementos radioativos pode ser usado para medir grandes intervalos de tempo.

Unidade de medida

O segundo, unidade básica de tempo, foi definido pela União Astronômica Internacional, em 1958, como a 1/31.556.925,97 parte do ano tropical de 1900. Em 1960, a Conferência Geral de Pesos e Medidas (CGPM) adotou a mesma definição para o segundo do Sistema Internacional de Unidades (SI). Em 1967, a CGPM redefiniu o segundo como 9.192.631.000 períodos da radiação absorvida ou emitida na transição entre dois níveis hiperfinos do átomo de césio 133.

Tempo civil

Até o século XVIII, utilizava-se na medição do tempo o chamado tempo solar verdadeiro, obtido diretamente da leitura dos relógios de Sol. Com as exigências da vida moderna e, em particular, com o desenvolvimento dos meios de comunicação, foi preciso unificar a hora. Passou-se então a utilizar o tempo solar médio, tempo estabelecido pelo movimento imaginário do Sol, a uma velocidade uniforme ao longo do ano.

Os astrônomos costumavam marcar o início do dia médio num lugar determinado, quando o "Sol médio" (astro fictício a partir do qual se mede o tempo solar médio) atravessava o meridiano superior desse lugar. A hora obtida nesse momento chama-se hora média astronômica. Para uso civil, porém, fixava-se o início do dia 12 horas antes, com o que se criava o dia médio civil, ou simplesmente o dia civil, no qual as horas eram contadas a partir da passagem do Sol médio pelo meridiano inferior. A partir de 1º de janeiro de 1925, os astrônomos abandonaram a hora média astronômica e passaram a empregar a hora civil, contada de 0 a 24 horas, a partir da passagem do Sol médio pelo meridiano inferior.

Com o emprego do tempo civil nas atividades públicas, cada nação procurou unificar a hora em seu território. Entretanto, os meios de comunicação impuseram a unificação em todo o mundo. Para tanto, adotou-se o sistema dos fusos horários, cujos princípios foram propostos na Conferência de Washington de 1884. Esse sistema consiste em dividir a superfície do globo em 24 fusos, correspondentes a 24 meridianos, espaçados de 15o em 15o, a partir de um meridiano de origem, para o qual foi adotado por convenção o meridiano de Greenwich. Hoje os astrônomos datam os fenômenos astronômicos em tempo civil de Greenwich, também chamado tempo universal.

Escalas

Até recentemente, a rotação da Terra fornecia a única escala de tempo de uso geral, o tempo solar médio. Outros sistemas e escalas de tempo independentes foram adotados mais tarde.

Tempo sideral

O movimento aparente das estrelas, produzido pela rotação terrestre, permite criar uma escala de tempo denominada tempo sideral. Para os astrônomos, o tempo sideral é útil porque as estrelas cruzam um meridiano celeste determinado sempre na mesma hora sideral ao longo do ano.

O dia sideral é aproximadamente quatro minutos menor que o dia solar médio de 24 horas e começa quando o ponto vernal passa pelo meridiano-origem (de Greenwich). O ponto vernal, ou equinócio de primavera, é o ponto da esfera celeste no qual o Sol, em seu movimento aparente, cruza o plano do equador, passando do hemisfério sul para o hemisfério norte.

Tempo universal

Em 1928, a hora universal (TU) substituiu a designação de hora média de Greenwich (GMT). A escala de tempo universal (TU) é a adotada por praticamente todos os países do mundo. Para determinar a hora num lugar determinado, acrescenta-se ou subtrai-se um número inteiro de horas ao tempo universal, esteja esse lugar, respectivamente, a leste ou a oeste de Greenwich. Entre dois fusos horários há uma diferença de uma hora. O tempo universal diretamente obtido da conversão do tempo civil local pela aplicação da longitude convencional em relação a Greenwich se denomina TU.

Como o meridiano de Greenwich se desloca sob influência do movimento dos polos, há uma variação suplementar na longitude. O tempo universal TU, corrigido da influência do movimento polar, designa-se por TU1. Finalmente, o tempo TU1, corrigido da influência da variação de velocidade do movimento de rotação terrestre, denomina-se TU2. O tempo universal assim obtido não é uniforme, em consequência de flutuações seculares, aleatórias e imprevisíveis.

Tempo das efemérides

O tempo universal, embora seja uma escala de tempo útil às atividades públicas, não oferece uma representação do tempo com a precisão que exige a mecânica clássica, em virtude das flutuações do movimento de rotação terrestre. Por essa razão, em 1955, os astrônomos decidiram criar uma nova escala de tempo, independente da hipótese de rotação uniforme da Terra, mas ainda baseada na teoria do movimento do planeta em torno do Sol.

Essa escala de tempo, chamada tempo das efemérides (TE), se deduz, em princípio, das medições da longitude aparente do Sol. A teoria do movimento de translação da Terra pode ser desenvolvida com maior precisão que a da rotação terrestre, de tal forma que o TE é mais próximo de um tempo uniforme do que o TU2.

Tempo atômico

O uso de relógios atômicos permitiu medir o tempo de forma mais precisa do que possibilitam os meios astronômicos. O tempo atômico internacional (TAI) se baseia num sistema formado por seis relógios atômicos primários de jato de césio, construídos em laboratório, e de um número maior de relógios de césio secundários fabricados comercialmente. Esses relógios transmitem sinais para o Bureau Internacional de l'Heure, em Paris, que os utiliza para estabelecer o TAI.

Tempo universal coordenado. O tempo científico e civil internacional segue uma escala de tempo denominada tempo universal coordenado (TUC), que é na verdade a escala de tempo atômico (TAI), ajustada em alguns segundos para que coincida com a escala de tempo universal (TU1). As emissões de sinais horários dos serviços de hora existentes nos principais observatórios do mundo são efetuadas em TUC, cuja unidade é o segundo atômico (SI).

Em virtude da diminuição de velocidade de rotação da Terra, existe, num ano solar, cerca de um segundo SI a mais do que os segundos TU1. Para eliminar essa discrepância, o TUC é mantido a uma diferença de 0,9s da TU1 mediante o acréscimo de um segundo ao TUC, sempre que necessário: faz-se com que o último minuto de dezembro ou junho contenha 61 segundos. Como a diminuição da velocidade de rotação do planeta é irregular, não é possível prever o número de segundos em que o TUC deve ser atrasado para se manter próximo do TU1.

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Astrometria e as Coordenadas Astronômicas

Astrometria e as Coordenadas Astronômicas

Astrometria e as Coordenadas Astronômicas

A Astrometria é a parte da astronomia cuja principal finalidade é o estabelecimento de um sistema de coordenadas de espaço e tempo que facilite a descrição científica do universo. É conhecida também como astronomia de posição ou astronomia esférica.

A maior parte das medições astronômicas é realizada segundo critérios estabelecidos pelo ramo da matemática denominado trigonometria esférica. Essa disciplina permite substituir as distâncias reais entre os corpos celestes por projeções desses valores sobre uma superfície esférica de raio indeterminado.

A posição de um astro pode ser determinada pelo uso de coordenadas esféricas. Nesse caso, a localização do objeto se dá pela determinação de sua distância em relação ao centro ou origem do sistema de coordenadas e pelos dois ângulos, análogos à longitude e à latitude terrestres, formados pela linha visual do astro com os planos e eixos de referência.

O instrumento mais utilizado para a determinação das coordenadas é o círculo meridiano, equipamento que consta de uma lente montada no plano do meridiano do observatório, livre para realizar movimentos circulares. Esse aparelho permite medir diretamente a altura de um astro, quando ele atravessa a linha do meridiano e, a partir dela, uma vez conhecida a latitude geográfica do observatório, sua declinação ou ângulo formado pela linha visual de uma estrela e o plano da linha do equador.
Coordenadas astronômicas - Uma vez definidas suas coordenadas, o astro passa a ser tratado como um ponto situado sobre uma superfície esférica de raio indeterminado, denominada abóbada celeste, em cujo centro se situa a origem do sistema de coordenadas. Conforme se considere essa origem situada no ponto de observação, no centro da Terra ou no Sol, as coordenadas se denominam, respectivamente, topocêntricas, geocêntricas ou heliocêntricas.

Coordenadas horizontais - Como direção fundamental no eixo horizontal toma-se a vertical no ponto de observação. Essa reta corta a abóbada celeste em dois pontos: o zênite, superior, e o nadir, inferior. Como plano fundamental, toma-se a perpendicular à direção vertical no ponto de observação, denominada plano horizontal ou, simplesmente, horizonte. O ângulo formado pela linha visual do astro com o horizonte é chamado altura (h). Esse ângulo é considerado positivo, se medido do horizonte em direção ao zênite, e negativo, em direção ao nadir. Os círculos menores, sobre a esfera celeste, correspondentes a pontos de mesma altura, são conhecidos como almocântaras.

Os planos que contêm a reta zênite-nadir são chamados de planos verticais, denominação extensiva aos círculos máximos determinados sobre a esfera celeste. O planos vertical que contém os polos da Terra, ou seja, aquele que compreende a direção norte-sul, é utilizado para definir a segunda coordenada, denominada azimute (a), que corresponde ao ângulo formado pelo plano vertical do astro com o meridiano e assume valores de 0 a 360o C, a partir do ponto em que esse plano intercepta a linha do horizonte, na direção oeste. As coordenadas horizontais são medidas diretamente com grande precisão mediante o uso de um teodolito.

Coordenadas horárias - A direção fundamental em coordenadas horárias é dada pelo eixo de rotação da Terra, que determina sobre a esfera celeste dois pontos denominados polos celestes, norte e sul. O círculo máximo perpendicular a esse eixo é determinado pelo plano do equador terrestre e se denomina equador celeste. Por último, os dois círculos máximos que cruzam os polos são chamados círculos horários ou meridianos celestes.

Como primeira coordenada de um astro E, toma-se sua declinação  , ângulo formado por sua linha visual e o plano equatorial, que assume valores de 0 a 90o positivos, se orientado para a direção norte, ou negativos, quando orientado para a direção sul. A segunda coordenada, denominada ângulo horário, corresponde ao ângulo formado pelo meridiano do ponto de observação e o círculo horário que passa por E, e assume valores de 0 a 24 horas, orientado de sul para oeste (24 horas correspondem a 360o).
Coordenadas equatoriais - No sistema de coordenadas equatoriais, recorre-se à ascensão reta  , definida como o ângulo formado pelo círculo horário correspondente ao astro e o ponto vernal, sobre o equador, como coordenada fundamental.

As coordenadas horizontais e horárias são locais, já que variam de acordo com o ponto de observação. As coordenadas horizontais também variam com o tempo, para um mesmo observador, e o mesmo ocorre com o ângulo horário. Tanto a ascensão quanto a declinação são invariáveis com o tempo e a posição do observador, razão pela qual as coordenadas equatoriais não são locais.

Relação entre as coordenadas horizontais, horárias e equatoriais

A partir da localização de um astro, expressa num sistema de coordenadas, é possível calcular sua posição equivalente, descrita em outro sistema. Para tal, é necessário conhecer a latitude terrestre   do ponto de observação e o ângulo horário do ponto vernal  , denominado tempo sideral.

As fórmulas que inter-relacionam os sistemas de coordenadas são as seguintes:


Sendo   a declinação, h a altura, a o azimute e   o ângulo horário da estrela. Esses resultados são obtidos aplicando-se relações de trigonometria esférica ao triângulo formado pelo zênite, o polo e a estrela, denominado triângulo de posição ou náutico.

A ascensão reta  , por sua vez, pode ser obtida a partir das expressões   ou  , sendo T o tempo sideral. Assim, quando uma estrela de ascensão reta   passa pelo meridiano, seu ângulo horário é nulo, e, portanto,  .

Coordenadas eclípticas e galácticas

Nas coordenadas eclípticas, toma-se como plano fundamental ou eclíptico o plano definido pela órbita da Terra ao redor do Sol, sendo seu eixo fundamental aquele perpendicular ao plano eclíptico no ponto de observação. Esse último determina sobre a abóbada celeste os polos E1 e E2. Nesse sistema, as coordenadas principais são longitude e a latitude celestes, que assumem valores de 0 a 90o no sentido positivo, a partir de E1, e negativo, a partir de E2, e têm como origem o plano eclíptico.

Para estudar a estrutura da Via-Láctea foi necessário introduzir um novo sistema de coordenadas, denominadas galácticas, que tem como plano fundamental o plano de simetria da galáxia. A reta perpendicular a esse plano no ponto de observação constitui o eixo fundamental desse sistema e determina os polos galácticos norte e sul.

Segundo acordo aprovado em 1960 pela União Astronômica Internacional, as coordenadas equatoriais do polo norte galáctico são   = 12 horas 49 minutos e   = 27,4o, em relação ao equinócio de 1950. A origem das longitudes, nesse sistema, é dada pelo lugar geométrico da intersecção entre o círculo galáctico e o círculo máximo que corta os polos galácticos, formando um ângulo de 123o com o círculo máximo que corta os polos galácticos e celestes.

O tempo

Para medir o tempo é necessário empregar um artifício móvel que possibilite determinar intervalos cronológicos. Os fenômenos naturais mais utilizados nessas medições são os movimentos dos astros, não só por sua regularidade, mas também porque esses mesmos fenômenos determinam as horas de sono e vigília, os cultivos e, de maneira geral, os ciclos biológicos.

Na medição do tempo utilizam-se os seguintes movimentos: a rotação da Terra sobre seu eixo, que define o dia; o movimento de revolução da Terra em torno do Sol, que define o ano e suas estações, e o movimento da Lua, que divide o ano em meses.

A duração do dia é definida pela rotação da Terra, sendo o dia sideral o intervalo que transcorre entre duas culminações sucessivas do ponto vernal. O ângulo horário do ponto vernal determina o tempo sideral e o intervalo que separa duas culminações sucessivas do Sol define o dia solar. Em consequência da translação da Terra ao redor do Sol, os dias solares não têm a mesma duração, razão pela qual se utiliza um valor médio de 24 horas para medir um dia solar. Baseado nesse valor, um dia sideral dura 23 horas, 56 minutos e 41 segundos.

Ao tempo transcorrido entre duas passagens consecutivas do Sol pelo mesmo ponto da eclíptica denomina-se ano sideral, que equivale a 365,25636 dias solares médios. Devido ao movimento de precessão, o intervalo entre duas passagens consecutivas do Sol pelo ponto vernal denominado ano tropical é ligeiramente menor e equivale a 365,2422 dias solares médios.

A duração dos meses, por sua vez, é determinada pelo deslocamento da Lua. Assim, o chamado mês sideral equivale ao intervalo transcorrido entre duas passagens consecutivas da Lua pelo círculo horário de uma estrela qualquer e tem uma duração de 27 dias, 7 horas, 43 minutos e 11,5 segundos. Já o mês tropical corresponde ao tempo que separa duas passagens consecutivas da Lua pelo círculo horário do ponto vernal e equivale a 27 dias, 7 horas, 43 minutos e 4,7 segundos. O mês sinódico é determinado pelo intervalo entre duas fases iguais da Lua e tem duração de 29 dias, 12 horas, 44 minutos e 32,2 segundos. Finalmente, o mês draconítico de 27 dias, 5 horas, 9 minutos e 35,8 segundos é determinado pelo intervalo entre duas passagens da Lua pelo ponto correspondente à intersecção do ramo ascendente da órbita lunar com a eclíptica.

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História da Astronáutica

História da Astronáutica

História da Astronáutica

Chama-se astronáutica a ciência da navegação entre os corpos celestes. Os tripulantes das naves são os astronautas ou cosmonautas. Os equipamentos que navegam pelo espaço, com ou sem tripulação, estão sujeitos às leis da astronomia e são designados com nomes relativos a sua trajetória ou função. Assim, dispõe-se de satélites artificiais, sondas espaciais, laboratórios orbitais, naves espaciais e módulos de nave ativos ou passivos. Todos esses engenhos são lançados ao espaço por foguetes, que utilizam combustíveis líquidos ou sólidos, ativados em uma ou várias fases.

No dia 12 de abril de 1961, Iuri Gagarin, a bordo do satélite artificial soviético Vostok 1, iniciava a exploração do espaço pelo homem. Exatamente vinte anos mais tarde, a 12 de abril de 1981, a nave americana Columbia, primeiro ônibus espacial e com capacidade de transbordo, tripulada por John W. Young e Robert L. Crippen, decolava de Cabo Canaveral e iniciava a era dos veículos espaciais tripulados e com capacidade para efetuar reentradas aerodinâmicas na atmosfera terrestre. Ambas as datas constituem marcos transcendentais no processo que levou o ser humano ao melhor conhecimento do espaço fora dos limites da atmosfera terrestre.

A conquista do espaço pelo homem é uma aventura marcada por alguns fatos decisivos. A utilização da pólvora pelos chineses, o lançamento do foguete alemão V-2, a colocação em órbita do primeiro satélite artificial, a conquista da Lua, a construção do primeiro laboratório espacial e o envio de sondas aos mais longínquos pontos do sistema solar -- tudo isso são etapas de um empreendimento cuja finalidade última é o estabelecimento das condições necessárias para que seja possível a vida humana em corpos celestes distantes da Terra.

Pode-se remontar a origem da astronáutica à invenção da pólvora, pelos chineses, nos primeiros anos do século IX. O alcance dos foguetes aumentou progressivamente durante os séculos XVIII e XIX; em 1806, um modelo utilizado nas guerras napoleônicas percorreu uma distância de 2,8km.

A pesquisa nesse campo evoluiu muito rapidamente ao longo do século XIX e nos primeiros anos do século XX. Os Estados Unidos tiveram seu precursor em Robert Hutchings Goddard, que dirigiu o lançamento do primeiro foguete de combustível líquido em 1926, na base de Aubern, Massachusetts. Os trabalhos que assentaram as bases da astronáutica na Rússia devem-se a Konstantin Tsiolkovski (desde o final do século XIX) e, na Alemanha, aos engenheiros Hermann Oberth e, mais tarde, Wernher von Braun. Este começou a trabalhar para o exército alemão em 1932. Dois anos mais tarde, seu foguete V-2 alcançou uma altura de 2,4km.

A conquista do espaço é antigo sonho da humanidade. De todos os relatos sobre o assunto, o mais conhecido é o de Júlio Verne, que influenciou numerosos pioneiros da astronáutica, como Tsiolkovski, que sobre ele escreveu: "Durante muito tempo pensei no foguete como um meio de diversão, com algumas aplicações pouco importantes na vida diária. Não me lembro exatamente quando me veio a ideia de fazer cálculos sobre seus movimentos. Provavelmente, os primeiros germes dessa ideia foram fornecidos pelo fantástico Júlio Verne."

Se o primeiro período da história da astronáutica compreende todas as manifestações que iriam contribuir direta ou indiretamente para o desenvolvimento da nova ciência, o segundo é o das teorias matemáticas sobre viagens interplanetárias. Dessa fase são, além de Tsiolkovski e Goddard, o engenheiro francês Robert Esnault Pelterie e o alemão Oberth. A obra deste último foi fundamental não só pelo incentivo que deu a outros pesquisadores para estudos de navegação espacial, como também porque um de seus discípulos e assistente era Wernher von Braun, cujas ideias, após a segunda guerra mundial, embasaram o desenvolvimento de pesquisas científicas nos Estados Unidos.

Período dos voos suborbitais

Com o final da segunda guerra mundial e a derrota da Alemanha, todo o conhecimento científico e tecnológico desse país foi levado para os Estados Unidos e para a União Soviética, com a transferência dos próprios pesquisadores. Seus trabalhos se desenvolveram a partir dos V-2, engenhos que são considerados os primeiros mísseis balísticos. Em 1947, um V-2 alcançou 108km de altura. No mesmo ano, os soviéticos efetuaram novas provas de lançamentos.

Entre 1949 e 1952 as duas potências astronáuticas efetuaram voos suborbitais utilizando animais, macacos e ratos nos Estados Unidos, e cães na União Soviética. Na década de 1950 teve início a era dos mísseis balísticos intercontinentais, e em 1956 um foguete Júpiter-C lançado de Cabo Canaveral chegou a 1.094km de altura, traçando uma órbita não completa em que percorreu uma extensão de 4.084km.

Satélites em órbita

Em 1954 a comissão organizadora do Ano Geofísico Internacional aprovou uma resolução em que salientava a importância de se lançarem satélites artificiais da Terra para pesquisas científicas. Os Estados Unidos e a União Soviética responderam anunciando o lançamento de satélites durante o evento, de julho de 1957 a dezembro de 1958. Os Estados Unidos ainda estavam desenvolvendo um foguete, projetado por cerca de 150 técnicos da equipe de Wernher von Braun, quando a União Soviética assombrou o mundo com o Sputnik 1, em 4 de outubro de 1957. Um mês depois era lançado o Sputnik 2, que transportava a cadela Laika: a nave realizou o primeiro vôo orbital da história. Os Estados Unidos reagiram e em 31 de janeiro de 1958 colocaram em órbita o Explorer 1, que descobriu os cinturões de Van Allen. Mas a reação mais forte viria com a criação da National Aeronautics and Space Administration (NASA), em outubro de 1958. Era o início da época dos satélites. Os soviéticos, por sua vez, lançaram a série Lunik 1, 2 e 3, engenhos que entraram em órbita lunar. Os americanos iniciaram nessa época o projeto Mercury. No início de 1961 também construíram a base de lançamentos de Cabo Canaveral.

A era espacial deu formidável impulso à pesquisa científica. Até então qualquer consideração a respeito do espaço era baseada em observações feitas através da atmosfera terrestre, que distorce os fenômenos estudados. Com o advento dos foguetes, dos satélites e dos engenhos que se seguiram ao Sputnik, foi possível obter tais informações com precisão. De tão vasto, o espaço era um dificílimo campo de estudo. Praticamente, considera-se que começa a 160km da superfície terrestre e Plutão, o planeta mais distante, está separado da Terra por 4,8 bilhões de quilômetros assim como, por exemplo, as estrelas mais próximas ficam a uma distância de aproximadamente quatro anos-luz. Não há um vácuo absoluto entre um astro e outro: existe matéria, principalmente hidrogênio, embora com uma densidade mais baixa que a de qualquer vácuo obtido na Terra. Há campos gravitacionais, campos magnéticos e raios cósmicos. O sistema solar desloca-se através da Via-Láctea e os planetas e seus satélites movem-se a diferentes velocidades em torno do Sol. Para explorar essa vastidão e a própria Terra, muitas teorias, pesquisas e equipamentos tiveram de ser concebidos.

Voos orbitais tripulados

O voo pioneiro de Gagarin na órbita da Terra, com 181km de perigeu e 327km de apogeu, durou 108 minutos, após ser lançado da base de Baikonur, na então república soviética do Casaquistão. Ficou famosa a frase que ele exclamou no espaço: "A Terra é azul." Depois de Gagarin seria a vez de Titov, que nos dias 6 e 7 de agosto de 1961 permaneceu no cosmo 25 horas e 18 minutos. Embora a 5 de maio Alan Shepard voasse em uma cápsula Mercury lançada em Cabo Canaveral, sua trajetória foi suborbital, a uma altura de 186km. Os Estados Unidos só colocariam no espaço uma cápsula orbital em 20 de fevereiro de 1962, quando John Glenn completou um voo de quatro horas e 56 minutos, em três órbitas.

Os soviéticos com as cápsulas Vostok e os americanos com a série Mercury conseguiram mostrar ao mundo que o espaço cósmico não era um ambiente hostil à curiosidade humana. Os soviéticos conseguiram, com as Vostok, permanecer no espaço por períodos cada vez maiores: a Vostok 2 deu 17 voltas em órbita terrestre; a Vostok 3, 64 voltas em 94 horas; esta última e a Vostok 4 voaram em formação. A Vostok 5 deu 81 voltas em órbita terrestre. Enquanto isso, a Mercury 7 conseguiu 22 órbitas em 34 horas. Todas essas missões foram realizadas nos primeiros anos da década de 1960.

Voos espaciais tripulados

As informações obtidas pelos cientistas os animaram a aprofundar as pesquisas. Mas as naves que possuíam, dos programas Vostok e Mercury, eram acanhadas em tamanho físico e carentes de tecnologias mais refinadas. Nasceu, então, na antiga União Soviética o projeto Voskhod e nos Estados Unidos o Gemini.


Em outubro de 1964 a União Soviética lançou a Voskhod 1 com tripulação de três cosmonautas, os cientistas Konstantin Feokistov (médico) e Boris Iegorov (físico), e o comandante Vladimir Komarov. Iniciava-se assim o processo que, com a Voskhod 2, tripulada por Aleksei Leonov e Pavel Beliaiev, permitiria que o homem realizasse o primeiro passeio ou caminhada espacial a 18 de março de 1965. Leonov, em pleno voo, saiu de sua cabine. Manteve-se ligado à nave espacial por tubos que lhe levavam oxigênio e eletricidade. Em junho, a Gemini 4, da NASA, repetiria a façanha, quando Edward White, companheiro de voo de James McDivitt, deixou sua cabine e ficou por 21 minutos no espaço. Em dezembro de 1965 o projeto Gemini colocou uma cápsula em órbita por 330 horas. Em março de 1966 a Gemini 8 atracou na nave não tripulada Agena, experimento que se repetiria consecutivamente em junho, julho, setembro e novembro do mesmo ano.

A essa época os soviéticos interromperam os voos tripulados para desenvolverem o projeto Soiuz, com um foguete lançador bem maior que os até então existentes, na preparação do que se chamou, à época, de viagens automáticas. No início de 1967 ficaram prontos os projetos do foguete Saturno 5 da NASA, com 3.500t de empuxo, e do Proton-Soiuz, com 1.500t de empuxo. Paralelamente ficaram prontos os projetos das naves que poderiam levar o homem à Lua: a Apolo e a Soiuz. Os dois países já estavam prontos para empreenderem a descida na Lua e realizarem as observações in loco, recolherem material para pesquisas e explorar o sistema solar mediante viagens interplanetárias.

Conquista da Lua

Os cientistas estudavam qual seria o melhor método para se proceder à alunissagem. Inicialmente se pensou em utilizar o método chamado direto, onde a missão seria cumprida por uma nave lançada por foguete gigantesco. A nave, por sua vez, teria um sistema próprio de propulsão que faria a desaceleração ao se aproximar da superfície lunar, permitiria a alunissagem e ainda a nova decolagem para a viagem de retorno à Terra. Em seguida uma outra alternativa foi considerada. Chamada de técnica de acoplamento em órbita da Terra, consistia em dois foguetes menores que disparariam duas naves, as quais, acopladas enquanto girassem em torno da Terra, partiriam para a Lua como um veículo único.

Entretanto, prevaleceu uma terceira opção, a técnica do acoplamento em órbita da Lua. Um único foguete Saturno 5 lançaria a nave que, pesando 45t, seria tripulada por três homens. Após dois dias e meio a nave se colocaria em órbita lunar com seu próprio sistema de propulsão. Uma parte da nave, denominada módulo lunar, com dois homens a bordo, se separaria da nave-mãe e desceria na Lua. Enquanto isso, o terceiro tripulante, na parte da nave chamada de módulo de comando, ficaria em órbita. Em solo lunar os dois astronautas deixariam o módulo e procederiam aos trabalhos de reconhecimento e observações científicas, além de coleta de material e amostras. Terminada essa fase do trabalho decolariam novamente para uma nova acoplagem ao módulo de comando em órbita lunar, quando então partiriam para a viagem de retorno à Terra.

Definido o sistema de propulsão e o de alunissagem, a NASA marcou o primeiro voo tripulado da Apolo, que seria em volta da Terra, para fevereiro de 1967, mas um acidente ocorrido a 27 de janeiro não permitiu sua realização. Durante um treinamento de contagem regressiva para lançamento, um incêndio irrompeu dentro da cabine e espalhou-se rapidamente devido à grande concentração de oxigênio. Morreram três astronautas: Virgil I. Grissom, Edward H. White e Roger B. Chafee. Também em 1967, do lado soviético, um acidente mataria o astronauta Vladimir M. Komarov, no dia 23 de abril, quando, ao fim de uma missão da Soiuz 1, as linhas do para-quedas principal se emaranharam, na descida na Sibéria, e a nave despencou.

Os dois projetos sofreriam algum atraso, mas em novembro do mesmo ano a NASA lançou o Saturno 5, que colocou em órbita uma Apolo não-tripulada. Duas outras Apolos também sem tripulação voaram com sucesso. Em 11 de outubro de 1968 a Apolo 7, com três astronautas, testou o módulo de comando em um voo orbital. Em dezembro de 1968 o mundo se surpreenderia com imagens ao vivo, por televisão, do voo da Apolo 8, lançada no dia 21. Entrou em órbita da Terra, foi impulsionada para uma rota de transição e colocou-se em órbita lunar, fazendo dez evoluções e trazendo, finalmente, os três cosmonautas de volta à Terra. As Apolos 9 e 10 fizeram viagens complementares preparando o voo da Apolo 11, que partiu de Cabo Canaveral a 16 de julho de 1969, com três tripulantes: Neil A. Armstrong, Edwin E. Aldrin, Jr. e Michael Collins. Até a órbita lunar o voo foi uma repetição do ocorrido com a Apolo 10. Naquele ponto, Aldrin e Armstrong se transferiram para o módulo lunar. A alunissagem foi completada no dia 20 de julho, às 20:17 pela hora de Greenwich (17:17 em Brasília). Mas Armstrong só pisou o solo lunar às 2:56 pela hora de Greenwich (23:56 em Brasília). O astronauta, em sua mensagem à Terra, dizia que a superfície lunar era fina e poeirenta, que ele afundava, aproximadamente, 3,17mm quando andava, e que uma fina camada do material aderia as suas botas. Em seguida Aldrin juntou-se a ele e durante duas horas os dois fotografaram o local, colheram 21,7kg de solo lunar e fincaram uma bandeira dos Estados Unidos. Uma câmara colocada a certa distância do módulo lunar transmitiu as imagens para a Terra. Os astronautas permaneceram na Lua por 21 horas e 36 minutos, quando retornaram à nave e acionaram o módulo lunar para subida e posterior acoplamento com o módulo de comando. A operação foi concluída com sucesso e os astronautas retornaram à Terra sem maiores problemas, descendo no oceano Pacífico a 24 de julho.

Em 14 de setembro de 1969 foi lançada a Apolo 12, que realizou um voo semelhante ao da Apolo 11. A 19 de novembro o módulo lunar desceu na Lua, no Oceanus Procellarum. Os astronautas colocaram vários instrumentos de pesquisas sob a superfície lunar, recolheram 34kg de amostras lunares e inspecionaram o veículo não tripulado Surveyor 3, que alunissara dois anos e meio antes.

A exploração da Lua continuou com a Apolo 14, quando os astronautas trouxeram para a Terra mais 43kg de rochas lunares e colocaram em posição outro pacote de experiências. Os astronautas ficaram ali por mais de nove horas. A Apolo 15 foi lançada a 26 de julho de 1971 e regressou a 7 de agosto. Alunissou no hemisfério oeste do lado visível da Lua, perto da região denominada montes Apenninnus. A nave levava a bordo um jipe elétrico, que permitiu extensa exploração do território e possibilitou aos astronautas trazerem para a Terra 77kg de material. A Apolo 16 foi lançada em 16 de abril de 1972 e alunissou na região Descartes. Essa missão trouxe para a Terra 98kg de material lunar entre rochas e solo. A última nave da série foi a Apolo 17 que, lançada a 17 de dezembro de 1972, quebrou todos os recordes de tempo de exploração lunar, de distância viajada e também de quantidade de amostras recolhidas, num total de 116kg.

Com a experiência das Soiuz, a União Soviética conseguiu, em abril de 1971, que a décima missão da série se atracasse ao laboratório espacial Saliut 1. Em junho, a nave Soiuz 11 repetiu a manobra e permitiu que três astronautas permanecessem na Saliut 1 durante 22 dias. Tinha início a época dos laboratórios tripulados.

Os soviéticos continuaram seus experimentos com laboratórios desde o Saliut 2, de 1973, até o Saliut 7, de 1982, com capacidade de alojamento de cinco pessoas. Em 1978, pela primeira vez, duas naves Soiuz atracaram simultaneamente no Saliut. As grandes naves de transporte Progresso, não tripuladas, solucionaram o problema de reabastecimento.

Os Estados Unidos lançaram em 1973 o laboratório Skylab, que realizou quatro missões até 1979.

A missão conjunta

Seis anos após a chegada do homem à Lua, russos e americanos se uniram numa mesma experiência espacial batizada como ASTP (Apollo-Soyuz Test Project). A 15 de julho foram lançadas duas naves, a Apolo 18 (com três cosmonautas americanos) e a Soiuz 19 (com dois russos). Dois dias depois as naves realizaram manobras de aproximação e se acoplaram em órbita terrestre por meio de um módulo construído nos Estados Unidos. As duas tripulações se confraternizaram em pleno cosmo, sinal evidente de abrandamento nas relações entre os dois países.

As duas naves realizaram em conjunto pesquisas sobre a Terra e também experiências nos campos da astronomia, medicina e tecnologia. Quando a missão terminou, a Soiuz retornou à Terra e a Apolo ficou em órbita mais cinco dias. Com a ascensão do conservador Ronald Reagan à presidência dos Estados Unidos em 1981, o projeto de cooperação estagnou-se. Em 1995, o atracamento do ônibus espacial americano Endeavour na estação orbital russa Mir marcou uma nova fase de cooperação entre os dois países. Nessa época iniciou-se também a construção da estação espacial internacional, uma iniciativa conjunta dos Estados Unidos, Europa, Rússia, Japão e Canadá.

Problemas técnicos da astronáutica

Componentes dos veículos espaciais. Foguetes-sondas, satélites artificiais e sondas espaciais foram os principais veículos criados para que o homem viesse a expandir seus conhecimentos sobre o espaço. Enquanto os primeiros têm alcance limitado, os satélites são utilizados para cumprir, em órbita, missões científicas ou de tecnologia aplicada, caso específico das comunicações, da pesquisa da Terra ou da navegação. Já as sondas espaciais são veículos que superam a força da gravidade terrestre com o objetivo de alcançar pontos mais distantes.

As diferenças entre os veículos são muito acentuadas: podem ser tripulados ou não, ativos (que transmitem sinais de rádio), ou passivos, e também variam de forma, peso ou função. Em comum, entretanto, está o fato de contarem com nove subsistemas.

O subsistema de abastecimento de energia alimenta todos os outros. Essa energia pode ser fornecida por baterias, painéis solares, dispositivos de isótopos nucleares ou outras fontes. O subsistema de autopropulsão destina-se a alterar a rota, reduzir a velocidade ao reentrar na atmosfera terrestre etc. O subsistema de comunicações, que utiliza frequências muito altas, na faixa de cem a três mil megahertz, liga o veículo à Terra, via rádio. O subsistema de controle da posição do veículo denomina-se subsistema de controle de atitude e suas funções principais são as de estabilização e direcionamento.

O subsistema de controle ambiental, importante particularmente nos veículos tripulados, evita que fatores como o vácuo extremo, temperaturas solares extremas, radiações ultravioleta cósmicas e raios X afetem os instrumentos ou os equipamentos de comunicação. Também é responsável pelo sistema de ar condicionado capaz de renovar o oxigênio, remover substâncias tóxicas e ainda controlar a temperatura e a pressão ambientes.

O subsistema de direção e controle é o que mantém o veículo no rumo certo e regula a velocidade. Nos veículos lunares esse subsistema é responsável por outras funções, como a de controlar a nave, juntamente com o subsistema de controle de atitude (posição) nas operações de alunissagem, subida e descida.

O subsistema de processamento de dados dos primeiros satélites enviava as informações para o controle terrestre. Depois, com a miniaturização dos computadores, eles passaram a ser instalados nos próprios veículos espaciais.

O subsistema estrutural é o que protege todos os outros subsistemas. Sua estrutura normalmente é de alumínio ou magnésio, para se tornar leve e resistente no momento do lançamento. Nos veículos que devem voltar à atmosfera terrestre, são usados revestimentos antitérmicos.

O subsistema instrumental é o que reúne todos os instrumentos que possam fornecer dados sobre a situação do veículo. Nos voos tripulados, a própria saúde dos astronautas é monitorada por bioinstrumentos.

Lançamento e reentrada

A gravidade da Terra era um dos grandes obstáculos para tornar realidade o voo espacial. As observações e os cálculos de Copérnico, Galileu e Kepler, e as leis universais do movimento formuladas por Newton foram levadas em conta pelos primeiros desenhistas de foguetes. Contudo, a aplicação prática de tais princípios dependia da criação de um foguete lançador capaz de projetar um veículo no espaço à altitude necessária a imprimir-lhe ainda a velocidade indispensável para cumprir seu objetivo.

O lançamento de um satélite ou de uma aeronave ao espaço implica uma ascensão vertical para ganhar altura e alcançar a velocidade tangencial ou velocidade orbital de 8km/s. O foguete não pode alcançar as velocidades vertical e tangencial desde o início da decolagem, pois a estrutura que contém o combustível líquido não suportaria o correspondente esforço mecânico.

A maioria dos foguetes lançadores existentes tem três estágios, método que foi estudado separadamente por Tsiolkovski, Goddard e Oberth. O primeiro estágio levanta o conjunto do solo e o acelera até que se esgote o combustível; em seguida é alijado. Aciona-se então imediatamente o foguete do segundo estágio. O procedimento é semelhante ao do primeiro e, quando o combustível se esgota, seu reservatório se desprende e cai. O veículo, já mais leve, passa a ser a nave espacial propriamente dita. Uma vez livre da carga, a nave adquire velocidade tangencial. Se é impulsionada a uma velocidade maior que a orbital circular, a chamada primeira velocidade cósmica, a nave entra em órbita elíptica. Se, ao contrário, alcança a denominada segunda velocidade cósmica, ou velocidade de escape, a trajetória é parabólica.

Graças ao método desenvolvido por aqueles cientistas, o conjunto, ao cumprir sua missão, vai perdendo peso e ganhando aceleração progressivamente, de modo que o veículo passa a locomover-se com o problema da gravidade já superado, pelo menos em grande parte. Por exemplo, a 160km de altitude a força da gravidade só é um por cento mais fraca que na superfície da Terra, mas a 2.700km cai para a metade e a 97.000km está reduzida a cinco por cento. Para efeito de voo espacial, a gravidade terrestre só se torna insignificante a milhões de quilômetros de distância, a menos, porém, que o veículo entre na faixa de influência da gravidade da Lua.

Trajetória espacial

Um veículo espacial pode seguir quatro tipos de trajetória: a de foguetes-sondas, a de órbita da Terra, a de órbita extraterrestre e, finalmente, a planetária.

Em 1945 foram lançados os primeiros foguetes-sondas. Tinham apenas um estágio, e atingiram velocidades de 4.800 a 8.000km/h e altitudes de até 160km. Eram lançados verticalmente. Quando o combustível se esgotava, eles caíam.

A trajetória em órbita terrestre obtém-se quando se faz um lançamento vertical e em seguida se inclina a trajetória até se tornar paralela à superfície da Terra, uma vez alcançada a velocidade orbital à altura desejada. Nesse momento desligam-se os motores e ocorre um equilíbrio entre a força da gravidade terrestre e a força centrífuga do veículo em movimento inercial, cuja resultante é praticamente zero. Como na região em que o veículo viaja (cerca de 200km acima da superfície terrestre) as forças contrárias existentes -- como o atrito, por exemplo --, são muito fracas, ele pode manter-se em órbita terrestre durante um longo período. Nessa altitude, o tempo que gasta para fazer uma volta em torno da Terra, ou seja, seu período orbital, é de cerca de noventa minutos. Quando a altitude aumenta, a velocidade diminui e, por consequência, o período orbital também aumenta. Quando entra no período orbital igual ao período de rotação da Terra, o satélite parece parado no céu e sua órbita se diz geoestacionária, ou seja, estacionária em relação à Terra. Nesse caso, a órbita do satélite situa-se a uma altitude de 35.700km e sua velocidade cai para 11.300km/h, assim como seu período orbital se prolonga por 24 horas. Essa é a solução usada para satélites meteorológicos, que dessa forma podem transmitir informações sobre cada região da Terra. Deve-se ressaltar que os exemplos acima se referem a órbitas circulares, que na prática são difíceis de se conseguir. A maioria dos satélites tem órbita elíptica.

Os foguetes lançadores de satélite, diferentemente dos primeiros foguetes-sondas, têm seu curso inclinado para leste logo após o lançamento, para tirarem partido do movimento de rotação da Terra, que também se dá naquela direção, a uma velocidade aproximada de 450m por segundo, à altura da linha do equador. Se o foguete fosse inclinado para o oeste, após o lançamento precisaria de uma velocidade adicional de 600m por segundo para alcançar a mesma órbita.

Para se colocar em órbita extraterrestre e escapar à gravidade da Terra, requer-se uma velocidade aproximada de quarenta mil quilômetros por hora. Nesse caso, ocorrem duas possibilidades: ou o veículo entra na órbita do Sol, como se fosse um pequeno planetoide, ou fica sob a influência gravitacional de outros corpos celestes.

É possível colocar um veículo numa trajetória que o leve à Lua com a precisa sincronização do voo. Pode-se exemplificar o fato com o projeto Apolo, que em oito voos à Lua colocou ali doze astronautas, em seis alunissagens.

Devido às numerosas influências a que se submete um veículo espacial, a navegação nunca se faz em velocidade constante ou linha reta. A qualquer momento um computador determina se a viagem transcorre na rota certa. Esta, se necessário, pode ser alterada, uma vez que em terra, ou dentro das próprias naves, vários computadores fazem o controle das sucessivas posições dos veículos. Quando tripulados, os veículos espaciais dispõem de tela para controle dos tripulantes.

As manobras de aproximação entre veículos de uma missão conjunta são programadas com precisão, pois há uma diferença entre a velocidade da nave que está em órbita e a da nave que foi lançada posteriormente. Como o primeiro já está voando em alta velocidade, o lançamento do segundo faz-se bem antes que o primeiro passe acima do local de lançamento. Quando o segundo é lançado, ultrapassará o primeiro, pois este, como está em órbita mais alta, voa mais devagar em relação à Terra. Quando o segundo veículo se adianta em relação ao primeiro, acionam-se os sistemas que o elevarão para que passe a voar na mesma órbita e com a mesma velocidade do outro. Essa manobra de aproximação, de um modo geral, dá-se com uma distância de cem metros. A operação pode ser completada com a manobra de acoplamento.

Componente indispensável nas alunissagens do projeto Apolo, o acoplamento também é fundamental nos projetos de estações espaciais. Enquanto nos Estados Unidos o método desenvolvido foi o de aproximação e acoplamento realizados pela tripulação, na União Soviética a opção foi pela solução automática. Isso foi demonstrado em janeiro de 1959, quando as naves Soiuz 4 e 5 se acoplaram. Os tripulantes da Soiuz 5 passaram para a Soiuz 4 e retornaram à Terra. Como as operações no espaço são limitadas pelo volume de carga útil dos foguetes, a solução de acoplamento dos módulos foi a mais simples, prática e eficiente encontrada pelos técnicos.

O planejamento de reentrada na atmosfera também é feito levando-se em conta que a camada gasosa que envolve a Terra contribui para frear os veículos espaciais, devido à força de arrasto. Entretanto, o atrito do veículo contra as moléculas de nitrogênio e oxigênio da atmosfera provoca temperaturas altíssimas. O ângulo de reentrada deve ser suficientemente agudo para que o atrito diminua. Por outro lado, tal ângulo não pode ser tão agudo que possa levar o veículo a sair da atração gravitacional da Terra. Os veículos também são revestidos de material antitérmico. No caso das naves do projeto Apolo, o revestimento era feito para enfrentar temperaturas até 3.000o C. A recuperação dos veículos americanos dá-se no mar, onde são resgatados por equipes com navios, helicópteros etc., e no ar, onde são apanhados por equipes da Força Aérea enquanto descem de para-quedas. A Sibéria é o local onde descem os veículos e tripulantes das missões russas.

Exploração profunda do sistema solar

Desde o princípio da era espacial se efetuaram sondagens cada vez mais profundas em nosso sistema solar. Entre as naves soviéticas, a Lunik 3 alcançou a Lua em 1959; a Lunik 16, em 1970, extraiu amostras da superfície lunar; a Venera 7, no mesmo ano, chegou a Vênus; e a Marte 2, em 1971, aterrissou sobre a superfície do planeta vermelho. Por parte dos Estados Unidos, em 1969 a Mariner 6 passou junto a Marte; e em 1976 a nave Viking 2 pousou em sua superfície.

A NASA lançou em 1977 as naves Voyager 1 e 2 em missão interplanetária. A segunda dessas sondas chegou a Júpiter em 1979, a Saturno em 1981 e a Urano em 1986.

Ainda que o predomínio da pesquisa e realização astronáutica caiba, sem dúvida nenhuma, aos Estados Unidos e à União Soviética, em alguns outros países fizeram-se experiências destinadas, fundamentalmente, a colocar em órbita satélites de comunicações. Neste caso estão as missões francesa e canadense.

Era das naves reutilizáveis

A NASA efetuou em abril de 1981 o primeiro teste com uma nave espacial tripulada reutilizável, denominada lançadeira espacial reutilizável (o "ônibus espacial"),capaz de alcançar a órbita terrestre e voltar a aterrissar num aeroporto espacial. Foi quando o programa espacial americano entrou em nova era. A primeira dessas naves foi batizada de Columbia. A lançadeira sobe verticalmente, impelida por dois grandes foguetes auxiliares, movidos a propelente sólido, ligados à estrutura e por três motores principais, movidos a propelente líquido. A lançadeira espacial Columbia, com os pilotos John Young e Robert Crippen, partiu do cabo Canaveral e aterrissou na base de Edwards, na Califórnia. Nascia assim um novo conceito de voo no espaço.

Era das naves reutilizáveis

O Orbiter é a unidade central do sistema. O veículo é dotado de asas e, após ser lançado verticalmente, volta à Terra e pousa como um avião. O Orbiter foi planejado para cumprir até cem missões. Seus motores auxiliares também são recuperados e reutilizados. Em comparação com os sistemas convencionais, essa possibilidade reduz muito os custos de operação.

Os Estados Unidos realizaram dezenas de missões com as lançadeiras espaciais reutilizáveis Columbia, Atlantis, Challenger, Discovery e Enterprise. As naves eram capazes de transportar outros engenhos tais como laboratórios espaciais, satélites de diferentes tipos, instrumentos especiais de medição etc.

No decorrer de quase cinco anos, entre o voo inaugural da Columbia e o acidente com a Challenger em 28 de janeiro de 1986, o programa de lançadeiras espaciais recuperáveis teve muitos êxitos. Com a morte dos sete tripulantes da Challenger, houve um período de arrefecimento do projeto.

Mas de forma alguma se podem deixar de reconhecer os avanços tecnológicos e científicos apresentados pelo programa, desde a criação do braço mecânico ou robótico, como é chamado comumente, testado entre 12 e 14 de novembro de 1981. Tal inovação permite a manipulação de satélites e outros objetos no espaço.

Os voos experimentais da Columbia continuariam entre 22 e 30 de março de 1982, quando a nave passou por testes térmicos em que se alterava repetidamente a orientação, com a finalidade de expor as diferentes partes do engenho a situações de extremo calor e frio. Muitos outros "pacotes tecnológicos" e experiências foram realizados, como a que verificava o efeito da imponderabilidade sobre insetos levados a bordo. O primeiro voo operacional ocorreu a 11 de novembro de 1982, quando dois satélites de comunicações foram colocados no compartimento de carga da Columbia e, com sucesso, entraram na órbita programada.

O voo seguinte do projeto da NASA seria o primeiro da nave Challenger, marcado por ser um passeio espacial ou uma atividade extra-veicular (EVA) de quatro horas, em que foram testados novos trajes espaciais, bem como a manutenção e o reparo de satélites em voos espaciais. A missão terminou dia 4 de abril de 1983, também com resultados positivos. O próximo voo seria o da primeira astronauta americana, Sally K. Ride que, guardadas as proporções, repetiria na Challenger a mesma façanha da soviética Tereshkova a 16 de abril de 1963, se bem que agora se tratasse de um engenho bastante aperfeiçoado em relação àquele pioneiro. O voo partiu de Cabo Canaveral a 18 de junho de 1983 e, nessa missão que se encerraria dia 24, a tripulação da nave colocou em órbita os satélites Anick C, canadense, e Palapa B, indonésio. Também realizou com êxito cinco testes de captura de satélites no espaço, além de numerosas experiências para a produção de ligas metálicas e células solares no espaço.

O programa prosseguiu com a nave Discovery, que fez seu voo inaugural no dia 30 de agosto de 1984, retornando à base no dia 7 de setembro. A missão dessa nave era principalmente colocar satélites de comunicação em órbita. Alguns dos voos, no entanto, foram sobretudo científicos, com experiências nos campos da medicina, da física e da astronomia. Em 17 de junho de 1985 a Discovery colocou três satélites em órbita, além de lançar no espaço um observatório astronômico do tamanho de uma cabine telefônica. Depois do teste, o laboratório foi recuperado no mesmo voo que terminou no dia 24. Ocorreram ainda várias missões militares secretas, como a desenvolvida pela Atlantis, entre 3 e 7 de outubro de 1985.

Vários problemas surgiram no decorrer desses voos e o primeiro deles, o enjoo espacial, atingia a metade das tripulações. Era semelhante ao enjoo marítimo e difícil de combater. Uma das responsabilidades da segunda missão Challenger seria a de realizar testes e pesquisas com o fim de eliminar ou controlar o problema. A segunda dificuldade encontrada causava danos à própria nave lançadeira e dizia respeito ao sistema de fixação das placas de cerâmica que, na volta à Terra, protegia os equipamentos das altíssimas temperaturas provocadas pelo atrito com a atmosfera. Problema constante era também o mau funcionamento das instalações sanitárias de bordo. Mas nenhuma dessas dificuldades poderia ser comparada, em gravidade, à dos constantes vazamentos de combustível. Foi um defeito dessa ordem que causou o atraso de mais de dois meses do voo inaugural da Challenger, só permitindo que ele pudesse ser realizado a 4 de setembro de 1983. Foi também um vazamento de combustível o causador da tragédia que matou sete astronautas e destruiu a Challenger, a 28 de janeiro de 1986. O acidente interrompeu o programa das lançadeiras. Questionou-se, na época, a qualidade dos materiais e dos equipamentos utilizados, assim como se valia a pena arriscar vidas humanas em missões tripuladas. Levantou-se ainda a questão da utilização de robôs como tripulantes das naves, para eliminar o risco de tragédias semelhantes. Entretanto, dois anos e meio após aquele acidente, a NASA lançou nova missão tripulada, desta vez com o Discovery, um ônibus espacial que permaneceu em órbita quatro dias, e com cinco astronautas.

Em 1988 a União Soviética também lançou seu ônibus espacial, o Buran, não tripulado, mas dotado de equipamentos até então nunca utilizados na história da astronáutica e que permitiram uma aterrissagem sem qualquer problema, comandada por controle remoto. A partir de então, paralelamente ao programa de ônibus espaciais da União Soviética, os Estados Unidos realizaram vários testes com equipamentos bélicos, preparando-se para uma militarização do espaço, preocupação esta acompanhada por maciços investimentos em telecomunicações.

A astronáutica e suas aplicações

A preocupação provocada pelo esgotamento de recursos naturais, a degradação do ambiente e o crescimento da população conduziram à fabricação de satélites especializados ou de tecnologia aplicada. Multiplicam-se as iniciativas para instalação de satélites voltados para a aplicação prática. Tais satélites podem ser agrupados em quatro categorias: os de pesquisa na Terra, os de navegação, os militares e os de comunicações.

Os satélites proporcionaram um método para aperfeiçoar o mapeamento do globo. Utilizando técnicas de raio laser, tornaram as medições cada vez mais exatas, podendo assim registrar, por exemplo, movimentos da Terra ligados a abalos sísmicos. Além disso, também já foram utilizados para localizar recursos naturais, estimar áreas cultivadas, verificar a expansão urbana, planejar o uso da terra, procurar petróleo, localizar focos de poluição etc. Dessa série de satélites especializados os principais são os Earth Resources Technology Satellites (ERTS ou Satélites Tecnológicos para Recursos Terrestres), desenvolvidos nos Estados Unidos, e as estações Saliut, de origem soviética. Esses dispositivos baseiam-se na captação e análise das diferentes radiações eletromagnéticas emitidas, absorvidas e refletidas pelos objetos ou seres vivos. As ondas são recolhidas por fotografia ou televisão e as imagens digitalizadas.

Uma das primeiras aplicações dos ERTS é a elaboração de mapas com um notável grau de precisão. Seu emprego permitiu levantamentos cartográficos mais precisos da Ásia, África e América do Sul.

No que se refere à agricultura, é óbvio que, mediante o exame de imagens, pode-se identificar todo tipo de plantação. Uma análise regular da informação transmitida por satélites permite determinar a época adequada para semeadura e colheita, manter inventários de recursos agrícolas e descobrir regiões potencialmente produtivas. No campo da silvicultura é possível valorizar a riqueza madeireira e estabelecer assim um controle racional para o corte das árvores.

Esses engenhos permitem ainda a obtenção de informações diretas sobre temperatura, pressão e salinidade da água, altura das ondas e velocidade das correntes de superfície através do radar. A informação é útil para conhecimento da evolução das correntes marinhas, sua repercussão na navegação e nos deslocamentos dos locais de pesca.

A série inicial dos satélites de navegação foi a Transit, lançada em 1960 pela Marinha dos Estados Unidos. Destinava-se, inicialmente, a permitir aos submarinos nucleares determinarem sua própria posição quando imersos e sob qualquer condição meteorológica. Acredita-se que na extinta União Soviética o sistema de navegação por satélite já se baseasse em equipamentos da série Cosmos.

Por outro lado, a navegação em águas polares e circumpolares depende do conhecimento de geleiras e icebergs. Mediante a utilização de sensores de raios infravermelhos se pode medir a espessura e o deslocamento dos gelos.

Por meio de satélites é possível, ainda, efetuar estudos do solo e de plataformas continentais, com a finalidade de avaliar a eventual existência de petróleo, minerais, bolsas de gás etc. Tal sistema, por exemplo, permitiu descobrir que o Alasca possuía uma reserva de gás e petróleo muito maior que a inicialmente calculada.

Quanto aos satélites militares, somente os Estados Unidos e a União Soviética dispunham de recursos para desenvolvimento de programas dessa natureza, o que os dois países fizeram desde 1959. O reconhecimento militar via satélite é, na verdade, a mais antiga das aplicações práticas dos satélites, assim como o principal instrumento de vigilância e inspeção de armamento, nos termos do acordo SALT de limitação de armas nucleares estratégicas.

Satélites meteorológicos

A grande maioria dos satélites de observação da Terra é constituída por satélites meteorológicos. Se, inicialmente, eles se limitavam a fotografar a Terra, aos poucos foram equipados para novas formas de observação. Alguns operam na órbita polar, de onde fazem uma cobertura total do planeta devido ao movimento de rotação. Outros estão em órbita geoestacionária, com a vantagem de observar, constantemente, várias e extensas regiões.

Satélites meteorológicos

Desde a década de 1960 a Terra vem sendo fotografada exaustivamente e as informações obtidas são utilizadas para análise e previsão do tempo. As observações meteorológicas feitas via satélite tornaram-se importantíssimas para todos os países. Permitem dar alerta rápido no caso de formação de furacões, tufões e tormentas, o que já salvou um número incalculável de vidas e reduziu os prejuízos causados. O esforço individual de vários países é coordenado pela Organização Meteorológica Mundial, que é apoiada por satélites do Japão, da Agência Espacial Europeia, dos Estados Unidos e da União Soviética.

O primeiro satélite meteorológico foi o Television and Infra-Red Observation Satellite (TIROS), que transmitia fotos de nuvens, com as quais os meteorologistas montavam previsões, principalmente de tempestades. Posteriormente a NASA aperfeiçoou a série Nimbus, e as versões 3 e 4, lançadas em 1969 e 1970 respectivamente, passaram a medir o vapor de água e a temperatura da atmosfera, o que permitia aos meteorologistas traçar perfis da temperatura e umidade, tornando mais precisas as previsões. No final de 1970 começaram a ser lançados satélites de segunda geração, que iniciaram então as transmissões de imagens noturnas infravermelhas, capazes de indicar a temperatura no solo, na água e no topo das nuvens. Os novos satélites tinham o dobro do tamanho e do peso do TIROS, e estavam equipados com radiômetro de varredura. Em 1972 mais de 500 estações de transmissão automática de imagens estavam em uso em cerca de quarenta países.

Em maio de 1974, foi lançado nos Estados Unidos o primeiro Satélite Meteorológico Sincronizado (SMS 1); em fevereiro de 1975, o SMS 2 e, em outubro desse ano, o Satélite Ambiental Operacional Geoestacionário (GOES). Tais equipamentos passaram a integrar o Programa de Pesquisa Atmosférica Global, projeto internacional que procura melhorar o entendimento a respeito dos mecanismos que presidem as condições meteorológicas. Ao programa se integraram também o Satélite Meteorológico Geoestacionário Japonês e o Meteosat, da Agência Espacial Europeia, lançado em 1977.

Os satélites e as comunicações

No dia 15 de novembro de 1972, a Organização das Nações Unidas para a Educação, a Ciência e a Cultura (UNESCO) aprovava uma declaração de 11 princípios que pretendia regular o emprego das comunicações via satélite. Culminava assim um vertiginoso processo que, a partir do lançamento do Sputnik 1, convertera o planeta num lugar em que as fronteiras políticas e culturais foram superadas pela tecnologia.

Os satélites e as comunicações

Os Estados Unidos iniciaram o processo de colocação em órbita de satélites de comunicação a partir de 1958, com os sistemas Score, Courier e Echo. Em 1962 foi iniciada a série de satélites experimentais Telstar que, com os Relay, conseguiram grandes avanços tecnológicos. De sua parte, a União Soviética colocou em órbita em 1965 o Molniia 1, primeiro de uma série que teve grande impacto social, econômico e político no país, ao fazer a ligação de longínquas localidades asiáticas com a capital, Moscou, e os grandes centros urbanos das repúblicas mais ocidentais.

O desenvolvimento das comunicações por satélite foi adotado por países de todo o mundo, que estabeleceram sistemas próprios. Tal é o caso do Canadá, com o processo Anik, e da Indonésia com o Palapa, bem como o da Austrália, Brasil, México, Índia e China. Nos países europeus, utilizam-se os satélites de sinais orbitais e os European Communication Satellites (ECS).

A utilização de satélites para comunicações evoluiu muito ao longo dos anos. O Intelsat 4, por exemplo, lançado em janeiro de 1971, tinha capacidade de distribuir três mil a nove mil circuitos telefônicos e 12 canais de televisão a cores, ou uma combinação dos dois tipos de comunicação. Depois de 1975, foram lançados os Intelsat IVA, satélites mais aperfeiçoados que substituíram o Intelsat 4. Paralelamente, os requisitos específicos de determinados países começaram a ser atendidos por satélites especialmente projetados para atender suas necessidades.

Os satélites transmitem voz, sinais de televisão, fac-símiles e dados. Os sistemas de comunicações marítimas também melhoraram substancialmente com a utilização dos satélites que fazem a ligação entre os navios e a terra, antes dependente da radiotelegrafia, sistema precário e muitas vezes interrompido pelas más condições climáticas.

Em 1974 e 1975, a França e a República Federal da Alemanha financiaram o lançamento de dois satélites de comunicações chamados Symphonie, que foram colocados em órbita pelos Estados Unidos. Situados em órbita geoestacionária sobre um ponto ao largo da costa da África ocidental, permitiriam serviço telefônico, transmissões de televisão e de dados entre a Europa ocidental, as Américas e a África.

A série americana de Applications Technology Satellites (ATS) em órbita geossíncrona (geoestacionária) foi lançada com o objetivo de testar novos instrumentos e técnicas avançadas de telecomunicação. O ATS 6, que entrou em órbita em 1974, investigou a possibilidade de se fazer transmissões de rádio ou televisão diretamente do espaço com o emprego, em terra, de aparelhos receptores de baixo custo. Como primeira experiência foram montados programas comunitários e escolares para localidades situadas nos montes Apalaches e nas montanhas Rochosas, nos Estados Unidos. O satélite ATS 6 estabeleceu também uma nova atividade ao ligar clínicas médicas do Alasca com consultores médicos de grandes hospitais da região noroeste norte-americana. No ano seguinte, por ser geoestacionário e permitir manobras, o ATS 6 foi deslocado para um ponto acima da África oriental e durante um ano realizaram-se experiências em conjunto com o governo da Índia. Programas de saúde, higiene, planejamento familiar e agricultura foram retransmitidos, atingindo mais de 2.400 aldeias longínquas daquele país. Outras 2.500 cidades hindus receberam a programação.

Na área dos negócios, há um tipo de satélite de comunicação avançado, que é o Satellite Business Systems (SBS). Foi projetado para proporcionar redes de comunicação em alta velocidade para grandes organizações com interesses em vários pontos do mundo. Possibilita, entre outras facilidades, serviços de fornecimento de dados, telefonia e teleconferência.

Utilização científica

Paralelamente às aplicações práticas, a exploração espacial por meio de foguetes, satélites e sondas espaciais permitiu um melhor entendimento de numerosas questões científicas. Uma delas se refere à própria forma da Terra que, até o surgimento dos satélites artificiais, presumia-se ser uma esfera ligeiramente achatada, ou elipsoide. Mas o satélite Vanguard 1 mostrou que a forma da Terra, na verdade, se aproxima do desenho de uma pera: a distância do centro da Terra ao polo norte é maior que essa distância até o polo sul. Evidenciou-se que a linha do equador é elíptica e também se modificaram as ideias em relação ao tempo e às nuvens. Fotos feitas no espaço mostram que as nuvens que cobrem a Terra constituem um sistema global e existem formações com milhares e milhares de quilômetros de extensão, relacionadas com outras semelhantes.

As descobertas científicas estenderam-se à Lua, ao Sol e a outros planetas. As seis missões Apolo que desceram na Lua trouxeram um total de 382kg de rochas e sua idade foi estimada em 4,6 bilhões de anos. A descoberta da idade da Lua foi um fato muito importante para os cientistas, pois demonstrou que o satélite natural da Terra sofreu poucas transformações, conservando os traços de sua formação original.

Em relação ao Sol, descobriu-se que as radiações ultravioleta e de raios X são geradas em pontos mais altos da atmosfera solar, na cromosfera e na coroa, e não à altura do disco solar, como se acreditava anteriormente. Também o vento solar, que até então era uma hipótese, foi medido, isto é, mediu-se o veloz e constante deslocamento das partículas que o constituem. As pesquisas espaciais trouxeram ainda novos esclarecimentos: o vento solar tem tal força, que é capaz de expulsar partículas do sistema solar; há campos magnéticos no espaço; e, principalmente, o número de meteoroides no espaço é bem menor do que se imaginava, representando pouco perigo para as naves espaciais.

Por outro lado, as sondas enviadas a Vênus e Marte por americanos e soviéticos também transmitiram importantes informações. Os soviéticos lançaram de para-quedas cápsulas especialmente protegidas contra a densa atmosfera de Vênus e confirmaram que a temperatura desse planeta alcança 540o C. A densa atmosfera venusiana compõe-se principalmente de dióxido de carbono, (mais de 95%). A sonda Mariner 4 dos Estados Unidos, mostrou que a pressão atmosférica em Marte era um décimo do que se imaginava, informação da maior importância quando se projetam veículos para pousar no planeta. Provou-se ainda que, além do dióxido de carbono que domina a atmosfera de Marte, nela também são encontrados vestígios de nitrogênio, argônio, criptônio, oxigênio e xenônio.

As pesquisas científicas através de engenhos espaciais continuaram em 1986, quando a sonda norte-americana Voyager 2 passou a 81.553km de Urano, descobrindo aí novas "luas" e anéis. A sonda obteve também a primeira prova da existência de um campo magnético no planeta. As fotografias colhidas com a passagem da Voyager, mais de 200, continham mais informações do que todas as que a astronomia reunira nos últimos dois séculos. Lançada em direção a Júpiter em 1977, a sonda se aproximou do planeta em 1979 e enviou mais de 17.000 fotografias para a Terra. Impelida pela força da gravidade de Júpiter, a Voyager seguiu para Saturno, de onde enviou, em 1981, mais de 15.000 fotografias para estudos.

Vista como uma precursora das grandes cidades orbitais do futuro, a terceira geração de estações orbitais Mir (em português, Paz), foi lançada pela União Soviética em fevereiro de 1986. Possuía seis pontos de acoplamento para outras naves. Nessa fase, os cosmonautas já passavam meses no espaço. Em 1987, Leonid Kizim e Vladimir Soloiev montaram um complexo composto pela nave Soiuz T-15, a estação espacial Saliut 7, a Cosmos 1686 e a Progresso 26. Na Mir desenvolviam-se numerosas pesquisas científicas, sobretudo nos campos da medicina, agricultura e biologia. Os cosmonautas Iuri Romanenki e Aleksandr Laveikin instalaram a bordo da nave uma complexa unidade de produção espacial, a minifábrica Korund (em português, rubi) de cristais de selênio e antimônio, cuja produção na Terra é quase impossível.

Os projetos mais importantes que ainda se encontram em desenvolvimento se referem ao observatório orbital, como o telescópio Hubble, em operação desde 1990, a uma distância de 612km da Terra. Esse telescópio forneceu muitas informações sobre nossa galáxia e o universo. Outro engenho orbital de importância é o satélite Hiparco, que tem como objetivo a observação da posição e movimento das estrelas com excepcional grau de precisão.

O Brasil na era espacial

Os estudos no campo da astronáutica no Brasil ocorrem desde 1955, mas oficialmente o país só entrou na era espacial anos mais tarde, quando foi criado o Grupo de Organização da Comissão Nacional de Atividades Espaciais, em 1961. Dez anos depois, com a criação do Instituto Nacional de Atividades Espaciais e com o surgimento da Comissão Brasileira de Atividades Espaciais, órgão ligado ao Conselho de Segurança Nacional, a pesquisa astronáutica brasileira foi regulamentada.

Base de Alcântara
Base de Alcântara
Na prática, o Brasil entrou na era espacial com a série dos foguetes Sonda, cujo primeiro lançamento se deu em 1966, com o Sonda I. Seguiram-se os Sonda II e III. O Sonda IV iniciaria um novo estágio no programa brasileiro. Lançado a 8 de outubro de 1987, no Centro de Lançamento de Barreira do Inferno, a 17km de Natal RN, media 11,39m de altura, pesava 7.310kg e voou a 10.800km/h, atingindo 570km de altura. O lançamento fazia parte do projeto de desenvolvimento do VLS (veículo lançador de satélites) a ser usado na Missão Espacial Completa Brasileira (MECB). O objetivo dos técnicos era lançar um foguete brasileiro, a partir de um centro de lançamentos também brasileiro.

Com o êxito do teste do Sonda IV, os técnicos passaram a desenvolver no Centro Técnico Aeroespacial (CTA), do Ministério da Aeronáutica, o modelo do VLS. Em seguida foi a vez do satélite, que passou com êxito nos testes realizados no Instituto de Pesquisas Espaciais, em São José dos Campos SP, em torno da análise de temperatura e pressão. Os dados a serem colhidos seriam sobre poluição e meteorologia. O satélite era um prisma octogonal de 1,45m de altura, feito com chapas de alumínio, recobertas por células de silício com capacidade de conversão da energia solar em eletricidade. O terceiro elemento do projeto seria a base de lançamento, e o local escolhido foi Alcântara, no Maranhão.

O esforço do Brasil para desenvolver um projeto próprio de satélites prendia-se à dificuldade que o país enfrentava para adquirir componentes no exterior. Tais dificuldades ainda se tornaram mais acentuadas a partir de abril de 1987, quando Estados Unidos, Alemanha, França, Reino Unido, Canadá, Japão e Itália, após uma reunião em Washington, decidiram pela suspensão da venda de componentes, sistemas e peças de satélites a países em desenvolvimento. Também a assistência técnica foi suspensa. Tais países alegavam que o Brasil estava desenvolvendo um programa nuclear paralelo àquele já conhecido e divulgado internacionalmente. Tal suspensão provocou um sensível atraso no programa espacial brasileiro e na construção do VLS.

Marcos Pontes
Marcos Pontes
Na área das telecomunicações, o Brasil dispunha, na década de 1990, dos satélites Brasilsat 1 e Brasilsat 2. O primeiro foi lançado a 8 de fevereiro de 1985 na base de Gourou, na Guiana Francesa, e sua vida útil foi prevista para nove anos. Estava equipado com 24 repetidoras de radiofrequência, que permitiam 12.000 ligações telefônicas simultâneas ou a transmissão conjunta de 24 programas de televisão. O Brasilsat 2, com vida útil de 11 anos, também foi lançado da base de Gourou, a 28 de março de 1986. À época, o satélite viria duplicar a capacidade de fornecimento de serviços, o que levou o governo a negociar o excesso com outros países da América Latina. Prevendo, porém, um acréscimo das necessidades futuras, o país solicitou ao International Frequency Registration Board uma terceira posição orbital, para que possa ali utilizar mais um satélite.
O primeiro brasileiro a partir para uma tripulação espacial foi  Marcos Pontes, a bordo da "Missão Centenário". Em 30 de março de 2006, partiu em direção à Estação Espacial Internacional (ISS) a bordo da nave russa Soyuz TMA-8, com oito experimentos científicos brasileiros para execução em ambiente de microgravidade, retornando no dia 8 de abril a bordo da nave Soyuz TMA-7.Além de ter sido o primeiro lusófono,ele foi o primeiro homem do Hemisfério Sul a ir para o espaço.

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