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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.