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Astronomia | Ciência que Estuda o Universo

Astronomia | Ciência que Estuda o Universo

Astronomia, Ciência que Estuda o Universo

A astronomia é a ciência que tem por objetivo o estudo do universo como um todo, e também dos diferentes corpos que o compõem. Seus integrantes se agrupam em estruturas progressivamente crescentes: estrelas de diversas magnitudes, com seus planetas e satélites, que, acrescidos à matéria interestelar, formam as galáxias; estas, por sua vez, se agrupam em aglomerados e superaglomerados de galáxias. O astrônomo descreve todos esses corpos celestes, estuda sua composição e analisa tanto as relações que mantêm entre si quanto sua evolução no tempo.

Embora vinculada, em suas primeiras etapas, à religião e à magia, a astronomia -- a mais antiga das ciências -- nunca deixou de apresentar, em maior ou menor grau, um caráter científico, já que seus resultados se baseavam em observações e eram explicados por modelos teóricos.

Ramos da astronomia

Os avanços alcançados com a aplicação da física moderna ao estudo dos astros deram origem a duas especialidades bem diferenciadas da ciência astronômica: a astronomia clássica e a astrofísica. O fato de ser aquele primeiro ramo mais antigo não significa que tenha deixado de ser importante.

A astronomia clássica, por sua vez, subdivide-se em astrometria e mecânica celeste. A primeira é responsável pela localização dos astros, mediante os sistemas de coordenadas de espaço e tempo e com a utilização de instrumentos ou técnicas de medida cada vez mais precisos. Já a mecânica celeste estuda a movimentação dos planetas, satélites e outros astros, segundo a lei da gravitação universal de Newton. Seus objetivos são o cálculo de órbitas, a elaboração dos anuários astronômicos e das efemérides (mapas das coordenadas astrais em função do tempo).

A astrofísica aplica ao estudo dos astros as teorias e técnicas que revolucionaram a física desde o início do século XX. Sobressaem, entre tais técnicas, a fotometria, a espectroscopia e a análise das ondas de rádio emitidas pelos corpos celestes, ou radioastronomia. Além disso, fazem parte da astrofísica a física das estrelas, que tem como objeto de estudo a estrutura e composição desses astros; a cosmogonia, que trata da origem e evolução de todos os objetos celestes; e a cosmologia, que se volta para a estrutura e a evolução do universo como um todo.

Movimentos da Terra e movimentos aparentes dos astros

Movimentos da Terra e movimentos aparentes dos astros

O movimento da Terra em relação ao Sol é particularmente importante por duas razões. Primeiro, porque a Terra é tomada como origem de coordenadas em quase todos os sistemas astronômicos de referência, uma vez que a maioria das medições é realizada a partir dela. Segundo, porque possibilita explicar o deslocamento dos astros tal como ele é observado a partir da superfície terrestre, o que faz com que tal movimento seja chamado de aparente, para distingui-lo daquele que tem como referência outros sistemas.

Universo

Rotação

A rotação da Terra ao redor de seu eixo é a causa do aparente deslocamento diário dos astros de leste para oeste. Os únicos pontos de abóbada celeste que não participam dessa trajetória são os prolongamentos do eixo de rotação do planeta sobre a esfera celeste conhecidos como polos norte e sul celestes. A altura, isto é, o ângulo formado pelo horizonte e a linha visual que se dirige para o polo celeste, é a latitude do lugar. Uma linha traçada verticalmente sobre esse ponto corta a esfera celeste em dois pontos, denominados zênite (o superior), e nadir (o inferior), diametralmente oposto. Por outro lado, o círculo máximo delimitado pelo zênite, pelo nadir e pelos polos celestes é o meridiano do ponto considerado e corta o horizonte de norte a sul.

Devido à rotação terrestre, os astros descrevem círculos ao redor dos polos. As estrelas cuja distância angular em relação ao polo celeste é inferior à sua latitude nunca se põem abaixo do horizonte e são chamadas circumpolares. A mais próxima do polo norte é a estrela polar, que dista do polo apenas 0,9o e descreve um círculo praticamente imperceptível. Os astros alcançam uma altura máxima ou mínima sobre o horizonte quando cruzam o meridiano do lugar. No hemisfério norte, a direção norte é a única em que se pode apreciar as estrelas circumpolares ao polo norte. O contrário ocorre ao hemisfério sul. Nos polos, todas as estrelas são circumpolares; sobre a linha do equador, nenhuma o é.

Revolução da Terra ao redor do Sol
Revolução da Terra ao redor do Sol

Anualmente, a Terra descreve em torno do Sol uma órbita cujo plano forma um ângulo de 23o27'. De maneira análoga, para um observador situado na Terra, o Sol, em vez de descrever uma circunferência em torno dos polos celestes, como as outras estrelas, parece efetuar um movimento helicoidal. Seu deslocamento diário descreve aproximadamente um círculo, mas cada dia culmina sobre o horizonte com uma altura diferente. Independente de seu movimento diário, o Sol descreve uma órbita aparente, com a duração de um ano, ao redor da Terra. Esta órbita se chama eclíptica e se assinala, na esfera celeste, com as 12 constelações do zodíaco: Capricórnio, Aquário, Peixes, Áries, Touro, Gêmeos, Câncer, Leão, Virgem, Libra, Escorpião e Sagitário.

Ao longo de um ano, o Sol oculta essas constelações sucessivamente e, quanto à declinação -- ângulo formado pela linha imaginária que une uma estrela ao plano equatorial --, varia entre + 2327' e - 2327'para os solstícios de inverno (por volta do dia 21 de junho) e de verão (por volta do dia 22 de dezembro), respectivamente, no hemisfério sul. Essa declinação é nula quando o Sol se encontra nos pontos de intersecção entre sua órbita e o equador celeste, por volta dos dias 21 de março e 23 de setembro. Esses pontos, por sua vez, são denominados equinócio de outono ou ponto vernal (ou primeiro ponto Áries) e equinócio de primavera (ou primeiro ponto Libra).

O movimento de translação da Terra ao redor do Sol e a inclinação da eclíptica em relação ao equador celeste têm consequências como a existência das quatro estações do ano e a variação observada na duração dos dias e das noites. O tempo D transcorrido entre o nascer e o pôr-do-sol pode ser calculado através da fórmula trigonométrica em que   é a inclinação do Sol e   a latitude do lugar. A partir dessa fórmula, é possível obter-se o tempo D  em graus. Para convertê-lo em horas, basta lembrar que 360 equivalem a 24 horas.

A órbita terrestre em torno do Sol é uma elipse. No ponto mais afastado do Sol (afélio) a distância entre os dois astros é de 152,1 milhões de quilômetros. Ocorre em todo início de julho. Já o ponto mais próximo do Sol (periélio), que ocorre todo início de janeiro, equivale a uma distância de 147,1 milhões de quilômetros.

Precessão e mutação

Quando, sobre um pião atuam duas forças distintas, o eixo de seu giro reage, deslocando-se a si próprio perpendicularmente e efetuando uma forma peculiar de rotação, denominada precessão.

Por não ser a Terra uma esfera perfeita, e por causa da inclinação do plano equatorial terrestre com relação à eclíptica, as forças de atração que atuam no eixo de rotação do planeta provocam um movimento de precessão em torno de um eixo perpendicular à eclíptica. Para um observador na Terra, o resultado desse deslocamento é um giro dos polos celestes em torno dos polos da eclíptica. Assim, na década de 1980, o polo norte se encontrava a 0,9 da estrela polar, aproximando-se cada vez mais até o ano 2012. Dentro de 14.000 anos, porém, será a estrela Vega, da constelação de Lira, que marcará a posição do polo norte na abóbada celeste.

Outra consequência significativa do movimento de precessão é o deslocamento do equinócio de primavera em direção contrária à da órbita solar. O ponto vernal percorre a eclíptica a cada 25.700 anos, correspondentes ao período do movimento de precessão, de modo que, ao longo de um ano, esse ponto avança 50'37". Assim, uma vez que o sistema de coordenadas  das estrelas se refere a esse ponto, registram-se variações do movimento de precessão. Por isso é necessário indicar a que anos se referem.

Além disso, o eixo terrestre efetua um movimento de vai-e-vem ou balanço denominado nutação. O período desse movimento, provocado pela atração que o Sol e a Lua exercem sobre o equador terrestre, é de 18,6 anos.

Medidas de distâncias astronômicas

Para calcular a distância entre a Terra e um planeta ou uma estrela, podem ser utilizadas diversas técnicas, em função da magnitude da distância. De modo geral, quanto maior a distância, menor a confiabilidade da medida. Os procedimentos mais utilizados são os seguintes:

Triangulação ou método das paralaxes. Observando-se uma mudança na posição de um astro ao ser efetuada uma medição a partir de dois pontos diferentes da superfície terrestre, essa diferença (ou paralaxe) diurna permite calcular a distância em que esse astro se encontra. Podem-se medir, desse modo, as distâncias da Terra à Lua ou a planetas mais próximos.

Esse método, contudo, não é válido para calcular a distância de uma determinada estrela, porque a separação entre os dois pontos de observação é insignificante quando comparada à distância em que se encontram as estrelas mais próximas. Nesse caso, é possível medir-se a chamada paralaxe anual, isto é, o deslocamento da estrela quando sua posição é registrada a partir de pontos opostos da órbita terrestre. Esse procedimento alternativo, no entanto, só permite proceder à localização de estrelas situadas a cerca de cem anos-luz de distância.

Método das estrelas variáveis cefeidas

A distância também pode ser determinada a partir da relação entre a luminosidade intrínseca da estrela e a observada da Terra. Esse procedimento requer o conhecimento da luminosidade absoluta, o que só é possível para as estrelas denominadas variáveis cefeidas, que apresentam a peculiaridade de um brilho que oscila periodicamente. Assim, estabeleceu-se experimentalmente a relação entre o período e o brilho para algumas cefeidas cuja distância da Terra era conhecida. A partir dessa relação, conhecidos o período da estrela e seu brilho aparente, pode-se calcular sua magnitude absoluta e, consequentemente, sua distância.

Deslocamento para o vermelho

Na década de 1920, observou-se que as raias do espectro que gerava a luz proveniente de galáxias distantes encontram-se deslocadas para a parte vermelha do espectro, isto é, para a zona de menores frequências. Isso se explica pelo fato de que devido à expansão geral do universo, as galáxias se afastam da Terra com uma velocidade proporcional à sua distância. O retrocesso, em razão do efeito chamado Doppler, produz um deslocamento das linhas espectrais para o vermelho (se o movimento fosse de aproximação, o deslocamento produzido seria para o azul). A relação entre a velocidade de afastamento e a distância oferecida pela constante de Hubble, cujo valor é de aproximadamente 75km/s por megaparsec de distância (um megaparsec = 3,26 x 106 anos-luz).

Medidas com radar e laser

A avaliação da distância de corpos celestes próximos à Terra, como a Lua por exemplo, pode ser feita através da emissão de ondas de rádio, as quais, após se refletirem na superfície do astro, são recebidas novamente pela Terra. Dessa forma, obtém-se a distância com grande precisão (com uma margem de erro da ordem de um quilômetro).

Ainda maior precisão pode ser obtida com o emprego do raio laser, que é devolvido pela superfície lunar por meio de um refletor lá instalado pelos astronautas da nave Apolo XI, em 1969.

UnidadesDentro do sistema solar, toma-se como unidade de medida a distância média entre a Terra e o Sol, conhecida como unidade astronômica (U.A.) e cujo valor, fixado em 1976 pela União Astronômica Internacional, é de 149.597.870km.

Para distâncias maiores, utiliza-se o ano-luz (al) ou o parsec (pc). Um ano-luz corresponde à distância percorrida pela luz em um ano, enquanto um parsec equivale à distância em que se encontra uma estrela que apresenta um paralaxe anual de 1". A relação entre essas unidades é a seguinte:

                                     1 al = 9,4653 x 1012km
                                            = 0,3066 parsec
                                            = 63.240 U.A.

                                    1 pc = 30,857 x 1012km
                                            = 3,262 al
                                            = 206.265 U.A.

Também se utilizam os múltiplos quiloparsec (1Kpc = 103pc) e megaparsec (1Mpc = 106pc). A estrela mais perto do sistema solar é a Proxima Centauri, situada a 1,31 parsec ou 4,3 anos-luz da Terra.

Mecânica celeste. A mecânica celeste tem como objeto de estudo o movimento dos planetas, satélites e outros astros. Como todos se movimentam graças à ação de forças gravitacionais, a observação desses movimentos permitiu a elaboração de uma teoria geral da gravitação que se aplica ao cálculo das órbitas e de sua resolução no tempo.

As leis que regem o movimento planetário foram enunciadas no início do século XVII por Johannes Kepler e são as seguintes:

(1) Os planetas giram em torno do Sol em órbitas elípticas e o Sol ocupa um dos focos.

(2) No movimento de cada planeta as áreas varridas pelo raio vetor que une o planeta ao Sol são proporcionais ao tempo gasto para percorrê-las.

(3) Os quadrados dos tempos das revoluções siderais dos planetas são proporcionais aos cubos dos grandes eixos de suas órbitas.

As leis de Kepler, no entanto, foram determinadas empiricamente, sem se referirem ao tipo de interação que se dá entre o Sol e os planetas. Deve-se a Newton a descoberta de que a mesma força que a Terra exerce sobre os corpos, e que chamamos de peso, é também responsável pelos movimentos planetários. Essa força, denominada gravidade, é definida pela lei da gravitação universal: dois corpos se atraem com uma força (F), diretamente proporcional ao produto de suas massas (m1, m2), e inversamente proporcional ao quadrado da distância (r), que os separa. Essa relação é matematicamente expressa por:

Medidas com radar e laser

  onde G é a constante gravitacional, que equivale a 6,67 x 10-8 cm3/g.s2.
G=6,67.1011N.m2kg2


É possível demonstrar que todo corpo, sob a atração gravitacional de outro, descreve uma órbita que pode ser uma seção cônica ou elíptica, parabólica ou hiperbólica, conforme a energia total em causa.

Há ainda outro aspecto em que a lei de Newton generaliza as de Kepler. Como essa lei é universal, não se aplica apenas ao movimento planetário, mas também a qualquer outro sistema de corpos que se movam sob a ação da gravidade, tais como satélites, ou sistemas binários de estrelas (duas estrelas que giram uma em redor da outra, sob a ação da força gravitacional). Embora a lei da gravitação de Newton tenha sido corrigida pela teoria do campo gravitacional  de Einstein (teoria da relatividade geral), é suficientemente precisa para a imensa maioria dos cálculos de órbitas. Somente no caso de deslocamentos realizados na presença de campos gravitacionais muito intensos observou-se que a teoria de Einstein é mais precisa.

Assim, por exemplo, os dados fornecidos pelas duas teorias para a órbita de Mercúrio dão resultados diferentes e confirma-se nesse caso, através dos parâmetros experimentais, a maior precisão da teoria relativista.

Por meio da lei de Newton, é possível determinar a posição de um planeta em função do tempo. Para tal é necessário calcular todos os dados de sua órbita, o tamanho da elipse, a posição do plano da elipse com relação à eclíptica e a orientação da elipse nesse plano, além da posição do planeta sobre a elipse em um dado momento. O problema é que não se trata de dois corpos que interagem um com o outro, como o Sol e um planeta, mas também dos efeitos da ação exercida pelos demais planetas e que deve ser levada em conta. O procedimento baseia-se no cálculo prévio da órbita como se não passasse de um problema de dois astros, e na análise posterior dos efeitos de outros planetas. Tais efeitos, chamados perturbações, são classificados como periódicos, quando oscilam em torno de um valor médio, e seculares, quando variam crescentemente com o tempo. Observou-se que o tamanho da órbita dos planetas e sua inclinação sofrem somente perturbações periódicas.

Medidas com radar e laser
Zênite

Em astronomia, zênite é o ponto superior da esfera celeste, segundo a perspectiva de um observador na superfície do astro onde se encontra. É o marco referencial de localização de posições de objetos celestes.

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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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