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Astrometria e as Coordenadas Astronômicas

Astrometria e as Coordenadas Astronômicas

Astrometria e as Coordenadas Astronômicas

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Relação entre as coordenadas horizontais, horárias e equatoriais

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

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


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

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

Coordenadas eclípticas e galácticas

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

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

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

O tempo

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

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

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

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

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

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História da Astronáutica

História da Astronáutica

História da Astronáutica

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

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

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

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

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

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

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

Período dos voos suborbitais

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

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

Satélites em órbita

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

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

Voos orbitais tripulados

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

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

Voos espaciais tripulados

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


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

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

Conquista da Lua

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

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

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

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

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

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

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

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

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

A missão conjunta

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

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

Problemas técnicos da astronáutica

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

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

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

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

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

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

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

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

Lançamento e reentrada

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

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

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

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

Trajetória espacial

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Exploração profunda do sistema solar

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

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

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

Era das naves reutilizáveis

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

Era das naves reutilizáveis

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

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

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

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

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

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

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

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

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

A astronáutica e suas aplicações

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Satélites meteorológicos

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

Satélites meteorológicos

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

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

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

Os satélites e as comunicações

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

Os satélites e as comunicações

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

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

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

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

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

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

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

Utilização científica

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

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

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

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

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

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

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

O Brasil na era espacial

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

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

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

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

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

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Via Láctea, Características Gerais da Via Láctea

Via Láctea, Características Gerais da Via Láctea


Via Láctea é a galáxia em que se insere o sistema solar e, nele, a Terra, e por isso às vezes chamada simplesmente Galáxia. Tem a forma de um disco espiral esbranquiçado, composto de mais de um bilhão de estrelas e grande quantidade de gás e poeira interestelar. O sistema é um exemplo típico de uma categoria de galáxias chamadas espirais, que apresentam um núcleo central envolto por braços em forma de arcos de espiral. Esses braços, semelhantes aos de um grande cata-vento, estão presos ao disco galáctico, que é a parte principal do sistema.

Uma espessa camada de poeira interestelar impede a observação de grande parte da Via Láctea por telescópios ópticos, e por isso só radiotelescópios e telescópios infravermelhos puderam revelar sua estrutura geral.

Características GeraisPode-se inferir a formação e evolução da Via Láctea pela análise da correlação existente entre a localização espacial de uma estrela no sistema galáctico e sua abundância em elementos pesados. A maioria das estrelas encontradas no disco da galáxia é do tipo população I (estrelas jovens e pouco abundantes em elementos pesados), as do halo classificam-se principalmente como população II (estrelas velhas e abundantes em elementos pesados), enquanto as do núcleo são uma mistura dos dois tipos.

Essa correlação foi observada pela primeira vez na década de 1940 pelo astrônomo Walter Baade durante suas pesquisas sobre a galáxia de Andrômeda. Como a teoria da nucleossíntese estabelece que a abundância de elementos pesados em gerações sucessivas de estrelas deve aumentar com o tempo, deduz-se que o processo de formação de estrelas terminou no halo há muito tempo, mas continua até os dias atuais no disco da Via Láctea.

O primeiro cálculo seguro das dimensões da Via Láctea foi feita em 1917 por Harlow Shapley, mediante a análise da distribuição espacial dos aglomerados globulares (esféricos ou elipsoides) na galáxia. Até então acreditava-se que ela fosse um sistema relativamente pequeno, com o Sol próximo de seu centro, mas Shapley descobriu que era imensa, com o Sol mais próximo das bordas que do centro.

Segundo Shapley, a Via Láctea tinha cem mil anos-luz de diâmetro e o Sol se situava a trinta mil anos-luz de seu centro. Posteriormente, medições mais precisas fixaram em 72.000 anos-luz do centro a distância das estrelas e nuvens de gás situadas nos extremos do disco galáctico, e em 27.000 anos-luz a distância do Sol ao centro. Acredita-se que a massa da Via Láctea seja equivalente a cem bilhões de sóis.

EstruturaA Via Láctea compõe-se de seis partes: (1) núcleo; (2) bulbo central; (3) disco; (4) braços espirais; (5) componente esférico; e (6) halo. O núcleo localiza-se no centro do sistema. É provavelmente um enorme buraco negro envolto por um disco de gás a alta temperatura e ocultado por partículas de poeira interestelar, que absorvem a luz visível e a radiação ultravioleta emitida por seus componentes. É facilmente detectável, no entanto, na faixa das ondas de rádio e recebeu o nome de Sagittarius A. As fortes emissões de radiação infravermelha e raios X a partir do núcleo galáctico parecem indicar a presença de nuvens de gás ionizadas em rápido movimento, em torno do buraco negro, cuja massa foi estimada em aproximadamente quatro milhões de vezes a do Sol.

Em torno do núcleo galáctico há um bulbo esférico formado principalmente por estrelas do tipo população II (estrelas velhas), e, portanto, rico em elementos pesados. Juntamente com essas estrelas há aglomerados globulares de estrelas semelhantes, que descrevem órbitas aproximadamente radiais ao redor do núcleo. A distância, a parte mais visível da galáxia é o disco, estrutura sobre a qual repousam os braços da Via Láctea e cuja espessura equivale a um quinto de seu diâmetro. O espaço acima e abaixo do disco galáctico, chamado componente esférico, é ocupado por uma extensão fracamente povoada do bulbo central. De forma aproximadamente esférica, essa região é habitada sobretudo pelos aglomerados globulares exteriores.

Os astrônomos desconheciam a existência de braços espirais na Via Láctea até 1953. Ocultada pela poeira interestelar, a estrutura espiral é de difícil visualização, principalmente porque a observação é feita do interior da própria galáxia. Há cinco braços espirais oticamente identificáveis na porção da Via Láctea em que se situa o sistema solar: Perseu, Órion, Sagitário, Norma e Braço 3kpc.

O menos conhecido componente da Via Láctea é o halo supostamente gigante que envolve toda a estrutura visível da galáxia. A existência desse halo é demonstrada pelos efeitos que ele provoca na curva de rotação externa da galáxia. Sabe-se que esse halo estende-se para além de cem mil anos-luz do centro e que sua massa é cinco ou dez vezes maior do que a massa restante da galáxia. Não se conhece, no entanto, sua forma, seus componentes e seus limites no espaço intergaláctico.

Toda a Via Láctea descreve um movimento de rotação, mas seus diversos objetos não se movem à mesma velocidade. As estrelas distantes do centro movem-se a velocidades mais baixas do que as mais próximas. O Sol descreve uma órbita aproximadamente circular a uma velocidade de 225km/s. Em virtude desse movimento relativamente lento, o período de revolução do Sol em torno do centro da galáxia é de cerca de 200 milhões de anos.

Campo Magnético Os cientistas supunham que a estrutura espiral da galáxia era controlada por um forte campo magnético. Mais tarde descobriu-se, no entanto, que o campo magnético geral da Via Láctea era muito fraco para provocar efeitos em larga escala na estrutura da galáxia. Sua potência é um milhão de vezes menor do que a do campo magnético na superfície da Terra, valor que não seria suficiente para exercer efeitos dinâmicos sobre o gás interestelar e gerar a estrutura de braços espirais.

Esse campo tem potência bastante, porém, para produzir um alinhamento geral dos grãos de poeira no espaço interestelar, detectável pela polarização da luz das estrelas. No modelo que descreve a composição e o comportamento dos grãos de poeira interestelar, as partículas aparecem como objetos em rápida rotação e que contêm gelo, carbono e pequenas quantidades de metal (provavelmente ferro). O campo magnético da galáxia pode atuar sobre esses grãos, fazendo com que seus eixos de rotação se alinhem paralelamente à direção do campo magnético, que por sua vez é paralelo ao plano da galáxia.

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Aglomerado Estelar

Aglomerado Estelar

Aglomerado Estelar

Aglomerado estelar é uma associação de estrelas que interagem gravitacionalmente, comportando-se como um só corpo, e cuja posição relativa a outros aglomerados se mantém inalterada ao participarem da lenta rotação em torno do eixo da galáxia da qual fazem parte.

Observado a olho nu, o céu noturno apresenta certas manchas esbranquiçadas, como pequenas nuvens. Devido a sua aparência difusa, esses corpos foram no passado confundidos com nebulosas. Com o advento do telescópio, puderam-se notar em alguns deles inúmeras estrelas componentes.

Segundo a estrutura, o número de estrelas que os compõem e a distribuição em relação ao núcleo galáctico, os aglomerados podem ser classificados em abertos e globulares.

Aglomerados abertos Os aglomerados abertos (antes chamados galácticos) são associações de forma irregular que englobam centenas de estrelas. As Plêiades, na constelação de Touro, com sete ou nove estrelas visíveis a olho nu, são um exemplo desse tipo de aglomerado. A distância média entre as 700 a 800 estrelas que fazem parte do grupo, contadas em chapas fotográficas, é de um terço dos intervalos médios entre as estrelas das nossas vizinhanças. Os aglomerados abertos, geralmente envoltos numa nebulosidade difusa, situam-se na região de maior densidade estelar da Via-Láctea, onde se conhecem cerca de quarenta mil desses objetos, em cerca de mil associações. São constituídos de estrelas "jovens" e a análise espectroscópica indica uma ocorrência de metais semelhante à verificada no Sol.

As distâncias que os separam de nós podem ser determinadas por métodos geométricos, fotométricos e espectroscópicos, com as correções necessárias. Para os aglomerados abertos mais próximos, paralaxes trigonométricas podem ser obtidas, sendo elas inversamente proporcionais à distância. Também podem ser utilizados métodos que envolvem a comparação de movimentos próprios, geralmente pequenos, e da magnitude aparente de estrelas mais brilhantes.

Conhecem-se atualmente cerca de quatrocentos aglomerados abertos, com diâmetros que variam de 1,5 a 20 parsecs (um parsec representa 0,326 vezes a distância percorrida por uma partícula que se movimenta com a velocidade da luz, em um ano). Levando em consideração as remotas regiões da nossa galáxia e a obscuridade causada pelas nebulosas escuras, estima-se o número total de aglomerados abertos em torno de vinte mil.

Aglomerados globulares Os aglomerados globulares (ou fechados) diferem dos anteriores pelo fato de possuírem forma esférica ou de um elipsoide ligeiramente achatado, onde a densidade estelar cresce de fora para o centro, de tal forma que, aparentemente, o aglomerado parece possuir um núcleo sólido. Isso acontece porque, entre as estrelas centrais do aglomerado, não é possível distinguir uma separação que, às vezes, é bem menor que um ano-luz.

A população estelar dos aglomerados globulares é  mais numerosa do que a dos abertos, atingindo centenas de milhares de estrelas (estima-se em cinquenta mil a cem mil o número de estrelas do aglomerado M13 da constelação de Hércules). De modo análogo aos resultados obtidos com a teoria cinética dos gases, avalia-se a massa total de um aglomerado globular pela dispersão na velocidade radial de suas estrelas. Encontram-se assim valores da ordem de 105 vezes a massa do Sol.

Aglomerados globulares

Os aglomerados globulares não se acham distribuídos uniformemente no céu. Quase todos se localizam num só hemisfério celeste e cerca de uma terça parte está concentrada na constelação de Sagitário. Isso, porém, é apenas o aspecto visto da Terra. Numa visão extragaláctica, verifica-se que existe uma distribuição uniforme em torno do centro galáctico. O sistema é ligeiramente achatado, com maior concentração no centro, circula em torno do eixo da galáxia em órbitas elípticas alongadas e intercepta o plano galáctico a intervalos de cem milhões de anos.

As estrelas componentes de tais aglomerados são mais "velhas", constituindo a parte mais antiga da galáxia. Neles, a abundância de metais é pequena: 1/200 a 1/5 da abundância no Sol.

O problema da observação dos aglomerados está na luz tênue e difusa que chega até nós e não na sua extensão, que às vezes é bastante ampla. Omega Centauri, por exemplo, mesmo possuindo um diâmetro aparente maior que o da Lua, não pode ser percebido. Por isso, para uma primeira observação, os melhores resultados são obtidos com o uso de um aparelho de fraco aumento, de maneira a obter-se um campo somente duas vezes maior que o diâmetro do aglomerado. Para um estudo mais preciso, a fotografia telescópica apresenta numerosas vantagens sobre a observação direta. A objetiva fotográfica permite captar imagens que seriam muito fugazes para a sensibilidade do olho humano.

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Matéria e Antimatéria

Matéria e Antimatéria

Matéria e Antimatéria

Matéria, do ponto de vista científico, é a substância dos corpos físicos, caracterizada principalmente por sua massa e carga elétrica. Segundo a concepção científica moderna, a matéria não é contínua: os corpos são formados por agrupamentos de moléculas, e estas são compostas de átomos, unidades básicas dos elementos químicos. Às menores entidades isoláveis, constituintes de toda a matéria do universo conhecido, dá-se o nome de partículas elementares. Há diversos tipos de partículas elementares, classificadas de acordo com a massa e outras propriedades físicas, como o momento angular (grandeza associada ao movimento de rotação). A cada tipo de partícula corresponde outro -- genericamente denominado antipartícula -- que tem a mesma massa e cuja carga elétrica e momento angular têm os mesmos valores numéricos da partícula correspondente, porém com sinal oposto. Assim, as designações matéria e antimatéria são um modo de descrever as partículas subatômicas presentes no universo, e expressam a propriedade física conhecida como simetria.

De acordo com as leis da física, partículas de matéria e antimatéria são criadas aos pares. Acredita-se, dessa forma, que metade do universo seja composta de antimatéria -- o que pressupõe a existência, ainda não comprovada, de galáxias de antimatéria, que contêm planetas de antimatéria, talvez habitados por seres de antimatéria.

Uma partícula não pode se associar à antipartícula correspondente, pois suas propriedades simétricas se anulam e ambas, mutuamente aniquiladas, têm a massa convertida em energia. Como a antimatéria é tão estável quanto a matéria -- quando ambas não estão em contato --, o acúmulo e combinação de antipartículas, em teoria, pode formar antiátomos que produziriam, em conjunto, corpos de antimatéria.

Teorias da antimatériaO conceito de matéria foi objeto de especulação de filosofias antigas e geralmente aceito como realidade externa, manifesta nos objetos e capaz de ser percebida pelos sentidos. A estruturação e divisibilidade da matéria, formulada pelo pensamento grego, originou duas posições opostas: o atomismo considerava os corpos materiais como agregados de partículas elementares, ou átomos (seu representante máximo foi Demócrito de Abdera); e o aristotelismo entendia que os objetos são simples e indivisíveis, e estabelecia categorias de matéria em função da pureza de sua origem e de seu processo de constituição. A ciência europeia medieval e renascentista aceitou a doutrina de Aristóteles, neste como em muitos outros domínios do saber, e estudou os vários fenômenos da natureza de uma perspectiva exclusivamente macroscópica.

A noção de matéria sofreu uma revolução com as teorias científicas mecanicistas e racionalistas do século XVII e culminou com os brilhantes trabalhos de Isaac Newton, que atribuía tanto à matéria quanto à luz caráter corpuscular (isto é, ambas seriam formadas de corpos ou partículas mais elementares), o que reduzia o estudo dos sistemas físicos à investigação do comportamento das partículas materiais que os compõem. Mas a originalidade de sua teoria estava na distinção feita entre quantidade de matéria, ou massa (conceito que Newton definiu e descreveu exaustivamente), e peso, força resultante do produto da massa pela aceleração da gravidade. Essa interpretação faz parte da teoria da gravitação universal, que marcou a física, de modo determinante, nos séculos seguintes.

A hipótese newtoniana, que postulava apenas um tipo de matéria caracterizada por sua massa, foi enriquecida com as descobertas sobre a natureza eletromagnética dos corpos, realizadas no século XIX por cientistas célebres como Michael Faraday e James Clerk Maxwell. De acordo com tais estudos, a matéria apresentaria duas propriedades fundamentais: massa e carga elétrica. A teoria atômica, assim denominada em homenagem à doutrina filosófica de Demócrito, que a antecipou, fora retomada, também durante o século XIX, por John Dalton, e comprovada empiricamente por vários pesquisadores. Essa teoria orientou a classificação dos diversos elementos numa tabela ordenada segundo a periodicidade de suas propriedades físicas e químicas.

No fim do século XIX, J. J. Thomson comprovou experimentalmente, pela primeira vez, a existência dos elétrons -- partículas subatômicas de carga elétrica negativa. Trabalhos posteriores, que buscavam encontrar outras partículas constituintes do átomo, resultaram na descoberta dos prótons -- que têm massa bem maior que a dos elétrons e carga elétrica igual, porém positiva -- e dos nêutrons, partículas de matéria eletricamente neutra. Segundo a hipótese atômica, prótons e nêutrons formariam o núcleo do átomo, ao redor do qual girariam, em equilíbrio eletromagnético, os elétrons. Assim, a teoria segundo a qual a matéria se compõe de unidades indivisíveis levou a uma tentativa de encontrar partículas elementares mínimas, não fracionáveis, de nível subatômico. Nesse sentido, a mecânica quântica contribuiu com postulados físicos e matemáticos complexos, cuja validade também deveria se aplicar às hipóteses básicas da física relativista, que admitiam os conceitos de matéria e energia como referentes a uma mesma realidade física.

Descoberta das antipartículas Em suas pesquisas sobre os raios cósmicos, o físico americano Carl David Anderson descobriu, em 1932, a existência de uma partícula elementar, denominada pósitron, de características idênticas às do elétron, mas com carga elétrica oposta (de sinal positivo). Anderson também verificou que o pósitron, ao encontrar-se com um elétron, provocava um fenômeno de aniquilação que transformava a massa de ambos em energia pura -- razão pela qual a nova partícula recebeu também o nome de antielétron.

Em 1955, os americanos Owen Chamberlain e Emilio Segrè verificaram a existência do antipróton, e desde então a descoberta de novas partículas quase sempre foi acompanhada da detecção das antipartículas correspondentes. A presença de partículas de antimatéria nos feixes de radiação altamente energética e nos processos de produção de energia nuclear já havia sido postulada teoricamente nos modelos matemáticos de Paul Dirac e Yukawa Hideki.

Uma equipe europeia criou, em 1995, os primeiros átomos de antimatéria. Submetendo antiprótons a jatos de xenônio no acelerador de partículas, os cientistas verificaram que, da colisão entre antiprótons e átomos de xenônio, geraram-se nove átomos de anti-hidrogênio, formado de um antipróton e um pósitron. Os átomos existiram por quarenta bilionésimos de segundo, antes de serem aniquilados pela matéria.

Classificação das partículas e antipartículasEm termos gerais, define-se uma partícula fundamental como aquela que não se pode fracionar em partículas menores. Os átomos e os núcleos atômicos, portanto, não são unidades elementares, mas abrangem partículas que, não necessariamente estáveis, decompõem-se em outras partículas do mesmo tipo ou não sofrem nenhuma desintegração demonstrável.

Até 1930, eram conhecidos cinco tipos de partículas elementares: o elétron, unidade básica de carga elétrica negativa situada no envoltório dos átomos e capaz de circular livremente nos corpos materiais e formar correntes elétricas e campos magnéticos; o próton, de carga positiva, situado no núcleo atômico; o nêutron, outra partícula nuclear e eletricamente neutra; o fóton, que não tem massa e representa o suporte material e ondulatório da luz e da radiação eletromagnética em geral; e o neutrino, que, sem carga e com massa nula quando em repouso, resulta do processo radioativo conhecido como desintegração beta.

A descoberta do pósitron abriu caminho para o conhecimento de várias antipartículas que, exceto quanto ao sinal (positivo ou negativo) da carga elétrica e do momento angular, são iguais às partículas correspondentes sob todos os demais aspectos físicos. A distinção entre partícula e antipartícula, evidente nas unidades eletricamente carregadas, é mais problemática quanto ao nêutron, neutrino, fóton, píon neutro e similares. Nesses casos, empregam-se critérios que levam em conta a orientação relativa dos campos magnéticos que as partículas criam a sua volta.

Em função de sua massa, partícula e antipartícula são tradicionalmente classificadas em: (1) fótons, que são quantidades discretas (isto é, que variam descontinuamento) de radiação eletromagnética; (2) léptons ou partículas leves, como o elétron, o neutrino eletrônico, o múon e o tau, bem como suas respectivas antipartículas (pósitron, antineutrino etc.), que são considerados indivisíveis; (3) hádrons, ou partículas pesadas, formados, segundo os postulados teóricos da física quântica, por unidades de massa e de carga chamadas quarks e antiquarks, de cujo acúmulo e combinação são produzidos os mésons -- partículas de massa intermediária entre a do próton e a do elétron, como os píons e os káons -- e bárions-- partículas de massa equivalente ou maior que o nêutron, que estão subdivididas em núcleons (prótons e nêutrons) e híperons (partículas lambda, sigma, xi, omega e lambda-c).

Universo de antimatériaApós a comprovação experimental da existência de antipartículas, confirmou-se a possibilidade de gerá-las, em laboratório, junto com suas partículas associadas, por processos inversos ao da aniquilação radioativa e que envolvem altíssimas energias. A produção de antiátomos em laboratórios impõe aos cientistas uma dificuldade básica: as antipartículas obtidas encontram muito rapidamente, no espaço a sua volta, as partículas que lhe correspondem, e por isso se desintegram quase imediatamente.

Como nos fenômenos radioativos que envolvem altas energias, produzem-se partículas e antipartículas, acredita-se que existam objetos antimateriais no espaço sideral. Alguns astrônomos sugerem mesmo que parte da radioemissão captada do espaço cósmico provenha de estrelas ou galáxias de antimatéria. De qualquer modo, esses corpos antimateriais não passam de um exercício de especulação, sem base para comprovação ou refutação definitiva.

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