Astronomia

Conjunção de Vênus e Júpiter!

No dia 13 de março de 2012, haverá uma conjunção dos planetas mais brilhantes do sistema solar, ou seja, VÊNUS E JÚPITER, os quais estarão bem próximos entre si (angularmente).

Podemos ir acompanhando a aproximação deles, todos os dias, basta olhar no horizonte oeste após o por do Sol. 

O interessante é que vocês  acompanhem a cada anoitecer o que vai ocorrendo. Quem tiver um telescópio verá Vênus numa fase parecida com um quarto lunar e Júpiter com seus satélites, os quatro galileanos.

Não percam esta oportunidade de observação,desta “brilhante” conjunção!

Saiba mais sobre conjunção planetária.

Uma conjunção planetária ocorre, do ponto de vista astronômico, quando em geral dois astros estão no mesmo meridiano celeste. Um planeta e uma estrela, um planeta e outro planeta, por exemplo. Para ter ideia de um meridiano celeste imagine um meridiano terrestre (olhe num globo escolar) prolongado até encontrar o céu. A linha que resulta daí no céu é um meridiano celeste.  Os planetas (planeta quer dizer originalmente, pelo grego, astro errante) por estarem muito mais próximos da Terra do que as estrelas, parecem se mover no céu em relação a elas. Quando eles passam pelo meridiano celeste da estrela nós dizemos que se dá uma conjunção daquele planeta com a estrela. Relaxando um pouco na definição de conjunção, podemos dizer que quando dois astros estão próximos no céu (note bem, angularmente) isto caracteriza uma conjunção. O próximo aqui quer dizer quase na mesma direção; na realidade em geral um costuma estar bem longe do outro. No caso de Vênus e Júpiter eles estão se aproximando (angularmente) por uma combinação de seus movimentos de translação no espaço em torno do Sol, vistos da Terra. 

Porque o céu é azul?

Olhe pela janela e veja o céu: qual a sua cor agora? Olhando da superfície da Terra, o céu assume cores diferentes dependendo da hora

. Se for dia, exibe uma cor azul; se estiver no finalzinho da tarde, ganha tons avermelhados; se for noite, fica preto.

Se você já viu fotografias do espaço, percebeu que os astronautas veem o céu sempre bem escuro. Então, por que daqui debaixo nós conseguimos ver tons azuis, laranjas e vermelhos? Já parou para pensar por que isso acontece?

Pois tudo isto acontece graças à forma como a luz se espalha pela atmosfera! Pode parecer estranho, mas a luz é uma forma de energia que atravessa o espaço como uma onda. Isso mesmo: uma onda! Só que uma onda bem pequenininha: para achar o comprimento de uma onda de luz solar, por exemplo, precisaríamos dividir um milímetro em mil partes iguais.

O dito popular que diz que tamanho não é documento não vale para a luz. Sabe por quê? Pois o tamanho da onda descrita por essa forma de energia determina justamente a cor que ela tem. As ondas menorzinhas são azuis; as ondas mais compridas são vermelhas.

Já fez alguma experiência com um prisma? O prisma é um objeto de vidro ou cristal usado para decompor a luz solar. Você certamente ouviu falar que a luz branca é a união de todas as cores, não é mesmo? Pois a luz solar é branca justamente por ser formada por ondas de diferentes tamanhos. Com a ajuda de um prisma, conseguimos ver os feixes coloridos que a formam.

Quando a luz solar chega na Terra, encontra um obstáculo: a atmosfera, ou seja, a grande massa de ar que envolve o planeta. Ao esbarrar nas moléculas de ar, as ondas de diferentes tamanhos (e cores!) começam a se espalhar cada uma de um jeito. As ondas de menor comprimento se espalham com mais facilidade. E qual a cor da menor onda de luz? Exatamente: azul!

Este mecanismo também explica as variações de cor no céu. Além das moléculas de ar, estão em suspensão, na atmosfera, partículas de poeira. Quando essas partículas são menores que as ondas, provocam um espalhamento ainda maior da luz. As ondas de cor azul se espalham tanto, que acabam se diluindo, permitindo assim que enxerguemos ondas mais compridas como as vermelhas e as amarelas.

Fonte: http://www.invivo.fiocruz.br/cgi/cgilua.exe/sys/start.htm?infoid=889&sid=9

Quem inventou o telescópio?

Lentes, principalmente com a finalidade de ajudar idosos em suas leituras e pequenos afazeres, já eram conhecidas na Europa desde o século XIII. Difícil entender como que o telescópio, uma simples combinação de duas lentes, demorou tanto para ser inventado, o que só veio acontecer no século XVII.

Quem inventou o telescópio? Três nomes disputam essa glória: Galileo Galilei (cientista); Hans Lipperhey (óptico) e Sacharias Janssen (produtor de espetáculos).

Com toda certeza Galileo não foi o verdadeiro inventor; nem foi o primeiro a apontar esse instrumento para os astros. O que Galileo fez foi, em 1609, construir telescópios muito melhores do que os que até então existiam; com capacidades suficientes para ver detalhes dos astros incapazes de serem vistos pelos demais aparelhos, já conhecidos em grande parte da Europa. O que Galileo viu, com os telescópios construídos por ele, confirmou a teoria heliocêntrica.

Em outubro de 1608 autoridades holandesas já haviam negado o pedido de patente apresentado por Hans Lipperhey, de um invento que se prestava à 'observação de coisas distantes'. A negativa foi justificada pela simplicidade do aparelho, que consistia apenas de luas lentes, tornando-se assim impossível manter o controle de sua fabricação. Essa decisão pode ter sido influenciada pelo pedido idêntico que um certo Jacob Metius Adriaanzoon, produtor de espetáculos no norte da Holanda, também haveria feito à mesma corte, pouco depois de Hans Lipperhev. Em seus primórdios o telescópio era visto como um 'brinquedo' que se prestava muito bem à melhor visualização de óperas e demais espetáculos.

Em 1655 é publicado o livro intitulado “O Verdadeiro inventor do Telescópio” onde Pierre Borel (físico de Louis XIV, Rei da França), o autor, apresenta argumentos que apontam Sacharias Janssen como o verdadeiro inventor desse instrumento.

Em abril de 1609 pequenos telescópios que ofereciam aumentos de três ou quatro vezes já eram comercializados em Paris e possivelmente em Londres. O sucesso desses instrumentos era tão grande que em julho daquele ano eles já eram encontrados à venda em praticamente toda grande cidade européia.

Em 5 de agosto, Tomas Harriot, astrônomo e matemático inglês, realizou a primeira observação celeste com telescópio, que temos notícia. Harriot observou a Lua com um aumento de seis vezes. A má qualidade do instrumento usado por Harriot se expressa no esboço da superfície lunar feito por ele nessa ocasião.

Galileo construiu seu primeiro telescópio, com aumento de três vezes, durante os meses de julho e agosto daquele ano. Era um telescópio equivalente aos já encontrados à venda. Imediatamente após a conclusão desse instrumento Galileo deu inicio à construção de um aparelho 'bem melhorado'. No dia 21 de agosto, na torre de São Marco em Veneza, Galileo apresentou, com grande sucesso, seu telescópio de oito vezes de aumento às autoridades locais, destacando a importância daquele invento para a defesa da cidade.

O terceiro telescópio feito por Galileo apresentava aumento de vinte vezes e ficou pronto em novembro. Foi com esse instrumento que Galileo realizou as suas célebres observações no final de 1609 e durante 1610.

Observações

Galileo descobriu as crateras e montanhas da Lua em novembro de 1609. Na noite de 30 de novembro, pela primeira vez, registrou no papel dois esboços da irregular superfície lunar. Durante dezembro Galileo acrescentou quatro novas imagens a essa folha.

Para muitos a principal contribuição de Galileo para a ciência foi a descoberta das quatro luas mais brilhantes de Júpiter. (Em minha opinião, a maior de todas as contribuições científicas de Galileo foi o desenvolvimento do conceito da inércia.) A primeira vez que Galileo viu esses objetos foi na noite de 7 de janeiro de 1610. Nessa data ele viu três pequenas 'estrelas' enfileiradas próximas a Júpiter, que lhe chamaram a atenção. Na noite seguinte Galileo observou que essas 'estrelas' haviam se movido, umas em relação às outras. Galileo continuou observando Júpiter e essas estranhas 'estrelas', noite após noite.

Na noite do dia 13, Galileo conseguiu visualizar uma quarta 'estrela' na mesma linha das três demais. Na noite do dia 15 ficou claro para Galileo: esses quatro objetos nunca se afastavam de Júpiter e constantemente alteravam suas posições uns em relação aos outros e em relação a Júpiter. Daí foi fácil concluir: esses quatro objetos não eram estrelas, mas sim satélites de Júpiter. De todas as descobertas de Galileo, essa foi a que mais pesou para o reconhecimento da teoria heliocêntrica.

Em fevereiro Galileo observou 'campos estelares'. Para onde apontasse seu telescópio surgiam 'novas' estrelas, invisíveis à vista desarmada. Galileo decidiu demonstrar o grande numero de estrelas que existiam e não eram vistas a olho nu, através de diagramas de suas descobertas em duas regiões bem conhecidas do céu: Orion e Plêiades. Nesses diagramas as estrelas vistas a olho nu eram identificadas em tamanho maior que as demais e com a forma de estrela de seis pontas. Para Galileo as nebulosas e a própria Via Láctea nada mais eram do que aglomerados de inúmeras dessas pequenas estrelas.

Em julho Galileo voltou seu telescópio para Saturno. O que viu lhe deixou confuso. Saturno parecia ter saliências laterais, como se fossem orelhas! Seria um corpo tríplice, com o maior no centro e outros dois menores, um de cada lado, quase encostando no maior?

Do início de outubro a fins de dezembro Galileu observou Vênus, descobrindo suas mudanças de fase e de tamanho angular. Em 30 de dezembro em cartas semelhantes endereçadas a seu ex-aluno Benedetto Castelli e a Christopher Clavius (Astrônomo e Jesuíta alemão; possivelmente o astrônomo mais respeitado na Europa naqueles tempos.) Galileo descreve suas observações desse astro e conclui: As observações de Vênus também atestam a teoria heliocêntrica.

Os primeiros telescópios, incluindo os fabricados por Galileo, tinham lente objetiva (a que fica voltada para o objeto observado) convergente e lente ocular (a que fica voltada para o olho do observador) divergente. Em 1611, Johann Kepler demonstrou as vantagens de se ter a lente ocular também convergente (telescópios com oculares divergentes têm pequenos campos de visão que diminuem drasticamente com o aumento da imagem obtida; etc.).

Galileo construiu dezenas de telescópios ao longo de sua vida. Entre 1610 e 1640 ele fabricou telescópios para venda, procurando completar seu salário de professor universitário (que naquela época já não era grandes coisas). Galileo manteve-se sempre fiel às oculares divergentes.

A ONU proclamou 2009 o 'Ano Internacional da Astronomia', em comemoração aos 400 anos das grandes descobertas astronômicas de Galileo.

Fonte: http://wwo.uai.com.br/UAI/html/sessao_11/2009/01/30/em_noticia_interna,id_sessao=11&id_noticia=97364/em_noticia_interna.shtml

Quem descobriu que a Terra é redonda?

Há aproximadamente 285 anos antes de Cristo, Eratóstenes descobriu que a terra é redonda e mais do que isso, conseguiu calcular a circunferência quase que exata do nosso planeta, com uma precisão incrivelmente correta para a época. Chamado popularmente de “beta” por seus contemporâneos, consideravam que Eratóstenes era o segundo melhor do mundo em tudo. Porém, certamente, em muitas coisas, ele era “alfa”.

Fonte: http://www.forcesystem.com.br/como-eratostenes-descobriu-que-a-terra-e-redonda-ha-2200-anos/

Como se formam os furacões?

Os furacões formam-se depois que os raios do Sol incidem durante vários dias sobre o oceano, provocando o aquecimento da massa de ar situada próximo de sua superfície líquida, quando a sua umidade se eleva. Quanto mais ar quente e úmido sobe, mais a temperatura diminui, o que favorece a condensação do vapor em gotas de chuva para formar as nuvens. Quanto mais umidade e calor existirem, mais evaporação irá ocorrer, o que poderia provocar o surgimento de várias centenas de tempestades.

Duas são as condições essenciais para a formação de um furacão. Em primeiro lugar, a evaporação de massa de água, além de ser suficiente, deve ocorrer acima dos oceanos, onde a temperatura varia entre 26,5º C e 27ºC. Esta última condição explica por que os furacões se formam sempre próximo dos trópicos. Aliás, é o calor liberado por ocasião da condensação do vapor d`água que dá ao furacão a sua potência. Em segundo lugar, a massa de tempestade deve situar-se ou se deslocar a 5º de latitude norte ou sul do equador, onde a força de Coriolis começa a ocorrer.

A força de Coriolis é um fenômeno produzido pela rotação da Terra ao redor de seu eixo. Esta força induz um movimento de rotação à massa tempestuosa, que começa a se enrolar sobre si mesma no sentido anti-horário no hemisfério norte e no sentido horário no hemisfério sul. À medida que se afasta do equador, a força de Coriolis é mais intensa, de modo que a rotação das massas tempestuosas será mais rápida e os ventos se tornarão mais rápidos.

Assim que o furacão toca o continente, ele encontra águas mais frias ao norte no hemisfério norte ou ao sul no hemisfério sul. O calor e a umidade necessários para a sua manutenção tornam-se insuficientes e começa o seu declínio. Além do mais, quando ele se desloca sobre o continente, o furacão perde rapidamente energia e velocidade em virtude de seu atrito com a superfície terrestre.

Se a trajetória do furacão o conduz para o equador, onde a força de Coriolis é nula, em conseqüência, além de perder a sua velocidade de rotação, ele se tornará uma mera massa tempestuosa.

No interior dos furacões, os ventos variam de 117 km/h a 300 km/h. Segundo a sua intensidade, o diâmetro do furacão pode atingir os 2.000 quilômetros e pode deslocar-se por vários milhares de quilômetros. Alguns se deslocam à velocidade de 20 a 25km/h, apesar da velocidade excessiva dos ventos que o fazem girar.

Um fato curioso e notável é que no centro olho do furacão a tempestade é mais calma. Nesta zona, a pressão é muito baixa, podendo ocorrer ventos de somente 30km/h.

O maior perigo é quando um furacão atinge a costa, após ter percorrido uma grande extensão sobre o mar: produz então a denominada maré de tempestade. Um montículo de água se forma sob o centro do furacão, onde a água se eleva por aspiração. Sobre o oceano, esse relevo semelhante a uma bossa e ligeiramente visível vai crescendo à medida que se aproxima da costa. Ao tocar a costa, a água invade as terras, provocando destruições indescritíveis. O tufão de Bangladesh, em 1970, causou a maior taxa de mortalidade; cerca de 300 mil pessoas submergiram em vagas inimagináveis. Recentemente, em 1992, o tufão Andrew, ao tocar a Flórida e a Louisiana, causou destruições avaliadas em quase 26 bilhões de dólares.

Efeito Estufa:

O Efeito Estufa é a forma que a Terra tem para manter sua temperatura constante. A atmosfera é altamente transparente à luz solar, porém cerca de 35% da radiação que recebemos vai ser refletida de novo para o espaço, ficando os outros 65% retidos na Terra. Isto deve-se principalmente ao efeito sobre os raios infravermelhos de gases como o Dióxido de Carbono, Metano, Óxidos de Azoto e Ozônio presentes na atmosfera (totalizando menos de 1% desta), que vão reter esta radiação na Terra, permitindo-nos assistir ao efeito calorífico dos mesmos.

Nos últimos anos, a concentração de dióxido de carbono na atmosfera tem aumentado cerca de 0,4% anualmente; este aumento se deve à utilização de petróleo, gás e carvão e à destruição das florestas tropicais. A concentração de outros gases que contribuem para o Efeito de Estufa, tais como o metano e os clorofluorcarbonetos também aumentaram rapidamente. O efeito conjunto de tais substâncias pode vir a causar um aumento da temperatura global (Aquecimento Global) estimado entre 2 e 6 ºC nos próximos 100 anos. Um aquecimento desta ordem de grandeza não só irá alterar os climas em nível mundial como também irá aumentar o nível médio das águas do mar em, pelo menos, 30 cm, o que poderá interferir na vida de milhões de pessoas habitando as áreas costeiras mais baixas.

Se a terra não fosse coberta por um manto de ar, a atmosfera, seria demasiado fria para a vida. As condições seriam hostis à vida, a qual de tão frágil que é, bastaria uma pequena diferença nas condições iniciais da sua formação, para que nós não pudessemos estar aqui discutindo-a.

O Efeito Estufa consiste, basicamente, na ação do dióxido de carbono e outros gases sobre os raios infravermelhos refletidos pela superfície da terra, reenviando-os para ela, mantendo assim uma temperatura estável no planeta. Ao irradiarem a Terra, parte dos raios luminosos oriundos do Sol são absorvidos e transformados em calor, outros são refletidos para o espaço, mas só parte destes chega a deixar a Terra, em consequência da ação refletora que os chamados "Gases de Efeito Estufa" (dióxido de carbono, metano, clorofluorcarbonetos- CFCs- e óxidos de azoto) têm sobre tal radiação reenviando-a para a superfície terrestre na forma de raios infravermelhos.

Desde a época pré-histórica que o dióxido de carbono tem tido um papel determinante na regulação da temperatura global do planeta. Com o aumento da utilização de combustíveis fósseis (Carvão, Petróleo e Gás Natural) a concentração de dióxido de carbono na atmosfera duplicou nos últimos cem anos. Neste ritmo e com o abatimento massivo de florestas que se tem praticado (é nas plantas que o dióxido de carbono, através da fotossíntese, forma oxigênio e carbono, que é utilizado pela própria planta) o dióxido de carbono começará a proliferar levando, muito certamente, a um aumento da temperatura global, o que, mesmo tratando-se de poucos graus, levaria ao degelo das calotes polares e a grandes alterações a nível topográfico e ecológico do planeta.

Poluentes Atmosféricos

O que é a Astronomia?

Eratóstenes era físico, astrônomo, matemático, historiador, geógrafo e bibliotecário. Nasceu em Cirene, na Grécia, vindo a falecer em Alexandria mais tarde.

Alexandria, na época, era a verdadeira capital do mundo, possuía uma enorme e moderna biblioteca onde Eratóstenes presidiu por um determinado tempo a convite do rei egípcio Ptolomeu III.

Um certo dia, na biblioteca de Alexandria, Eratóstenes leu um artigo bem interessante, onde dizia: Em Siena, mais ao sul de Alexandria, no dia mais comprido do ano (hoje 21 de junho, no pólo norte) precisamente ao meio-dia, o sol não projeta sombra sobre os corpos iluminados.

Como? Pensou Eratóstenes. Como pode um corpo iluminado pelo sol não projetar sombra na cidade de Siena e sempre projetar em Alexandria? Qualquer pessoa poderia ter deixado esse pensamento de lado, mas parece que Eratóstenes, realmente era alfa em muitas coisas.

Eratóstenes sabia que o sol estava tão longe da terra que seus raios chegariam até aqui paralelos, então como explicar que em Alexandria sempre aparecia sombra nos objetos iluminados pelo sol e em Siena não?

Em uma superfície plana isso não era possível de acontecer. Por exemplo, duas varetas, colocadas em locais distintos, devem apresentar o mesmo comprimento de sombra se o mundo fosse plano. Diferenças no comprimento das sobras, disse Eratóstenes, somente poderiam acontecer se a superfície da terra fosse curva, essa era a única explicação plausível.

E mais, no dia mais comprido do ano, Eratóstenes mediu, exatamente ao meio dia, quando o sol ficava a pino em Siena (sombras não eram projetadas), o tamanho da sombra de uma vareta em Alexandria para calcular a diferença de ângulo entre as duas cidades. Isso significa que, na hipótese das varetas serem colocadas tão profundamente, uma em Alexandria e outra em Siena, de modo que ambas se interceptassem no centro da terra, seria formado um ângulo entre elas. Esse ângulo era de (7°).

A diferença do ângulo entre as duas cidades era de exatamente (7°). Como uma esfera completa tem (360°), significa que cabem pouco mais de 50 posições de (7°) na esfera (360:7 = 51,42).

Agora, Eratóstenes precisava saber a distância entre Alexandria e Siena, para isso, ele contratou algumas pessoas para medirem. O resultado foi 800 km.

Multiplicando-se 800 por 50 = 40.000 km, esta foi a medida da circunferência da terra obtida por Eratóstenes. Sabemos que o valor correto atual é de 40.072 Km, ou seja, dois séculos antes de Cristo, usando-se varetas de sombra e cérebro, Eratóstenes mediu com extrema precisão o tamanho da circunferência de nosso planeta.

A Astronomia nada mais é do que a ciência que se ocupa do estudo dos astros, abrangendo sua composição, estrutura e movimentos. Não se trata de um mero hobby, praticado por pessoas que se deleitam em conhecer os mistérios do céu. Na verdade, a Astronomia surgiu para atender a necessidades reais da humanidade. Um exemplo da importância prática dessa ciência pode ser encontrada na própria contagem dos dias, como foi mencionado anteriormente, cujos métodos estão inseparavelmente relacionados com os conhecimentos astronômicos.

Visto que o saber astronômico é extremamente amplo, torna-se inviável descrevê-lo todo num único livro ou tratado. Tal não é o propósito do presente estudo, que se limitará a fornecer algumas informações básicas relativas ao escopo desta série sobre os períodos proféticos de Daniel 8 e 9. Dessa forma, serão objetos de consideração a inclinação do eixo da Terra, seus movimentos de rotação e translação, as estações do ano, as constelações zodiacais, os movimentos da Lua e suas 4 fases, além de algumas noções de referências astronômicas.

O sistema solar:

O nosso sistema solar consiste de uma estrela média, a que chamamos o Sol, os planetas Mercúrio, Vénus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Úrano e Neptuno. Inclui: os satélites dos planetas; numerosos cometas, asteróides, e meteoróides; e o espaço interplanetário. O Sol é a fonte mais rica de energia electromagnética (principalmente sob a forma de calor e luz) do sistema solar. A estrela conhecida mais próxima do Sol é uma estrela anã vermelha chamada Proxima Centauri, à distância de 4.3 anos-luz. O sistema solar completo, em conjunto com as estrelas locais visíveis numa noite clara, orbitam em volta do centro da nossa galáxia, um disco em espiral com 200 biliões de estrelas a que chamamos Via Láctea. A Via Láctea tem duas pequenas galáxias orbitando na proximidade, que são visíveis do hemisfério sul. Têm os nomes de Grande Nuvem de Magalhães e Pequena Nuvem de Magalhães. A galáxia grande mais próxima é a Galáxia de Andromeda. É uma galáxia em espiral, tal como a Via Láctea, mas é 4 vezes mais massiva e está a 2 milhões de anos-luz de distância. A nossa galáxia, uma de biliões de galáxias conhecidas, viaja pelo espaço intergaláctico.

Os planetas, a maior parte dos satélites dos planetas e os asteróides giram em volta do Sol na mesma direcção, em órbitas aproximadamente circulares. Se olharmos de cima do polo norte solar, os planetas orbitam num sentido anti-horário. Os planetas orbitam o Sol num mesmo plano, ou próximo, chamado a eclíptica. Plutão é um caso especial, porque a sua órbita é a mais inclinada (18 graus) e a mais elíptica de todos os planetas. Por isso, durante uma parte da sua órbita, Plutão está mais perto do Sol do que Neptuno. O eixo de rotação da maior parte dos planetas é aproximadamente perpendicular à eclíptica. As excepções são Úrano e Plutão, que estão inclinados para um lado.

Composição do Sistema Solar

O Sol contém 99.85% de toda a matéria do Sistema Solar. Os planetas, que se condensaram a partir do mesmo disco de matéria de onde se formou o Sol, contêm apenas 0.135% da massa do sistema solar. Júpiter contém mais do dobro da matéria de todos os outros planetas juntos. Os satélites dos planetas, cometas, asteróides, meteoróides e o meio interplanetário constituem os restantes 0.015%. A tabela seguinte é uma lista da distribuição de massa no nosso Sistema Solar.

• Sol: 99.85%
• Planetas: 0.135%
• Cometas: 0.01% ?
• Satélites: 0.00005%
• Planetas Menores: 0.0000002% ?
• Meteoróides: 0.0000001% ?
• Meio Interplanetário: 0.0000001% ?

Espaço Interplanetário

Quase todo o sistema solar, em volume, parece ser um vazio completo. Longe de ser um nada absoluto, este "espaço" vácuo compõe o meio interplanetário. Inclui diversas formas de energia e pelo menos dois componentes materiais: poeira interplanetária e gás interplanetário. A poeira interplanetária consiste de partículas sólidas microscópicas. O gás interplanetário é um ténue fluxo de gás e de partículas carregadas, principalmente protões e electrões -- plasma -- que flui do Sol, chamado o vento solar.

O vento solar pode ser medido de uma nave espacial, e tem um efeito importante sobre as caudas dos cometas. Também tem um efeito mensurável no movimento das naves espaciais. A velocidade do vento solar é cerca de 400 quilómetros (250 milhas) por segundo nas proximidades da órbita da Terra. O ponto em que o vento solar atinge o meio interestelar, que é o vento "solar" de outras estrelas, é denominado heliopausa. É uma fronteira teórica aproximadamente circular ou em forma de lágrima, que marca o limite da influência solar, talvez a 100 UA do Sol. O espaço entre os limites da heliopausa, que contém o Sol e os planetas solares, é denominado heliosfera.

O campo magnético solar estende-se para além do espaço interplanetário; pode ser medido na Terra e por naves espaciais. O campo magnético solar é o campo magnético dominante em todas as regiões interplanetárias do sistema solar, excepto nas imediações dos planetas que têm os seus próprios campos magnéticos.

Os Planetas Terrestres

Os planetas terrestres são os quatro planetas mais interiores no sistema solar, Mercúrio, Vénus, Terra e Marte. São denominados de terrestres, porque têm uma superfície compacta rochosa tal como a Terra. Os planetas Vénus, Terra e Marte têm atmosferas significativas enquanto Mercúrio a tem quase nula.. O diagrama seguinte mostra a distância aproximada dos planetas terrestres ao Sol.

Os Planetas Jupiterianos

Júpiter, Saturno, Úrano, e Neptuno são conhecidos por planetas Jupiterianos, ou Jovianos (semelhantes a Júpiter, ou Jove), porque são todos gigantescos comparados com a Terra, e têm uma natureza gasosa tal como Júpiter. Os planetas Jovianos também são referidos como os gigantes gasosos, apesar de alguns ou todos poderem possuir pequenos núcleos sólidos. O diagrama seguinte mostra a distância aproximada dos planetas Jovianos ao Sol.

Animação do Sistema Solar

• Formação do Sistema Solar.

Vistas do Sistema Solar

A Nossa Galáxia Via Láctea
Esta imagem da nossa galáxia, a Via Láctea, foi tirada com auxílio do Diffuse Infrared Background Experiment (DIRBE), do Cosmic Background Explorer (COBE), da NASA. Esta imagem inédita mostra a Via Láctea numa perspectiva lateral com o polo norte galáctico em cima, o polo sul em baixo e o centro galáctico no centro. A figura combina imagens obtidas em vários comprimentos de onda próximo do infra-vermelho. As estrelas da nossa galáxia são a fonte dominante de luz nestes comprimentos de onda. Mesmo sendo o nosso sistema solar uma parte da Via Láctea, esta vista parece ter sido obtida de longe porque grande parte da luz vem da população de estrelas que estão mais próximas do centro galáctico do que o nosso Sol. (Cortesia NASA)

A Galáxia de Andrómeda, M31
A Galáxia de Andrómeda, M31, está a uma distância de 2.3 milhões de anos-luz, sendo por isso a galáxia grande mais próxima da nossa Via Láctea. M31 domina o pequeno grupo de galáxias (de que a nossa Via Láctea também faz parte), e pode ser vista a olho nu como uma "nuvem" alongada com o comprimento de uma Lua cheia. Tal como a Via Láctea, M31 é um disco de estrelas gigante em forma de espiral, com uma concentração de estrelas mais velhas no centro em forma de bolbo. Sabe-se de há muito tempo que a M31 tem no centro um grupo brilhante e extremamente denso com alguns milhões de estrelas aglomeradas. (Cortesia Jason Ware)

Obliquidade dos Nove Planetas
Esta ilustração mostra a obliquidade dos nove planetas. Obliquidade é o ângulo entre o plano equatorial de um planeta e o seu plano orbital. Pela convenção da União Astronómica Internacional (UAI), o polo norte de um planeta está acima do plano da elíptica. Por esta convenção, Vénus, Úrano e Plutão têm uma rotação retrógrada, ou uma rotação na direcção oposta em relação aos outros planetas. (Copyright 1999 por Calvin J. Hamilton)

O Sistema Solar
Durante as últimas três décadas uma miríade de exploradores espaciais escaparam aos confins do planeta Terra e foram descobrir os nossos vizinhos planetários. Esta imagem mostra o Sol e todos os nove planetas do sistema solar tal como foram vistos pelos exploradores do espaço. Começando no canto superior esquerdo está o Sol seguido pelos planetas Mercúrio, Vénus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Úrano e Neptuno. (Copyright 1998 by Calvin J. Hamilton)

O Sol e os Planetas
Esta imagem mostra o Sol e os nove planetas aproximadamente à escala. A ordem destes corpos é: Sol, Mercúrio, Vénus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Úrano, Neptuno. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Os Planetas Jovianos ou Jupiterianos
Esta imagem mostra os planetas jovianos Júpiter, Saturno, Úrano e Neptuno aproximadamente à escala. Os planetas têm o nome de jovianos pela sua aparência gigantesca como a de Júpiter. (Copyright Calvin J. Hamilton)

As Maiores luas e os Menores Planetas
Esta imagem mostra as dimensões relativas das maiores luas e dos menores planetas do sistema solar. Os maiores satélites representados nesta imagem são: Ganímedes (5262 km), Titan (5150 km), Calisto (4806 km), Io (3642 km), a Lua (3476 km), Europa (3138 km), Tritão (2706 km), e Titânia (1580 km). Ganímedes e Titan são maiores do que o planeta Mercúrio seguidos por Io, a Lua, Europa e Tritão que são maiores que o planeta Plutão. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Diagrama de Fotos
Em 14 de Fevereiro de 1990, as câmaras da Voyager 1 apontaram para o Sol e fizeram uma série de fotografias do Sol e dos planetas, fazendo o primeiro "retrato" do nosso sistema solar conforme é visto de fora. Esta imagem é um diagrama do modo como as diversas fotos do sistema solar foram feitas. (Cortesia NASA/JPL)

Todas as Fotos do Retrato de Família
Esta imagem mostra a série de fotografias do Sol e dos planetas feitas em 14 de Fevereiro de 1990, para o retrato de família do sistema solar conforme é visto de fora. Durante o percurso seguido, para o total de 60 fotos tiradas, a nave Voyager 1 fez diversas fotos do interior do sistema solar de uma distância de aproximadamente 6.4 biliões de quilómetros (4 biliões de milhas) e a cerca de 32° acima do plano da eclíptica. Neste mosaico, trinta e nove fotos em grande angular ligam seis dos planetas do nosso sistema solar. O que está mais longe, Neptuno, está 30 vezes mais longe do Sol que a Terra. O nosso Sol aparece como o objecto brilhante no centro do círculo de fotos. As inserções mostram os planetas ampliados várias vezes. (Cortesia NASA/JPL)

Retrato do Sistema Solar
Estas seis imagens coloridas em ângulo fechado foram feitas do primeiro "retrato" do sistema solar tirado pela Voyager 1, que estava a mais de 6.4 biliões de quilómetros (4 biliões de milhas) da Terra e a cerca de 32° acima do plano da eclíptica. Mercúrio está perto demais do Sol para poder ser visto. Marte não foi detectado pelas câmaras da Voyager devido à dispersão da luz solar na objectiva, e Plutão não foi incluído no mosaico por causa do seu pequeno tamanho e da distância ao Sol. Estas imagens, da esquerda para a direita e de cima para baixo, são Vénus, Terra, Júpiter, Saturno, Úrano e Neptuno. (Cortesia NASA/JPL)

Resumo sobre o Sol e os Planetas

A tabela seguinte lista informações estatísticas do Sol e dos planetas:

	Distância (UA)	Raio (Terra)	Massa (Terra)	Rotação (Terra)	# Luas	Inclinação Orbital	Excentricidade Orbital	Obliquidade	Densidade (g/cm3)
Sol	0	109	332,800	25-36*	9	---	---	---	1.410
Mercúrio	0.39	0.38	0.05	58.8	0	7	0.2056	0.1°	5.43
Vénus	0.72	0.95	0.89	244	0	3.394	0.0068	177.4°	5.25
Terra	1.0	1.00	1.00	1.00	1	0.000	0.0167	23.45°	5.52
Marte	1.5	0.53	0.11	1.029	2	1.850	0.0934	25.19°	3.95
Júpiter	5.2	11	318	0.411	16	1.308	0.0483	3.12°	1.33
Saturno	9.5	9	95	0.428	18	2.488	0.0560	26.73°	0.69
Úrano	19.2	4	17	0.748	15	0.774	0.0461	97.86°	1.29
Neptuno	30.1	4	17	0.802	8	1.774	0.0097	29.56°	1.64
Plutão	39.5	0.18	0.002	0.267	1	17.15	0.2482	119.6°	2.03

* O período de rotação do Sol à superfície varia de aproximadamente 25 dias no equador até 36 dias nos polos. No interior, abaixo da zona de convecção, parece rodar com um período de 27 dias.

Mercúrio:

Dados de Mercúrio

Trânsito de Mercúrio.

Mercúrio é o planeta mais próximo do Sol, e tem uma órbita invulgarmente excêntrica (apenas Plutão tem uma excentricidade maior). É o planeta que orbita com maior velocidade (o ano mercuriano tem apenas 88 dias) e é o segundo mais quente (logo a seguir a Vénus). Pela sua proximidade à Terra, que permite a sua observação a olho nu, é um dos 6 planetas conhecidos da antiguidade. De facto, apesar de não emitir luz própria visível, reflecte a luz do Sol e é um dos objectos mais brilhantes do céu. No entanto, é um planeta difícil de observar. Visto da Terra, nunca se afasta muito do Sol e está a maior parte do tempo ofuscado por este. Sem telescópio, só o conseguimos ver durante o pôr ou o nascer do Sol. Por exemplo, quando Mercúrio se encontra perto da sua maior elongação de oeste, pode ser visto pouco antes do nascer do Sol como uma estrela da manhã que o precede. Além disso, o facto de Mercúrio ter uma órbita mais próxima do Sol do que a da Terra permite-nos observar um fenómeno astronómico interessante, chamado Trânsito Solar, quando Mercúrio visto da Terra passa à frente do Sol.

A superfície de Mercúrio faz lembrar a Lua.

Quando em 1973-1975, a nave espacial Mariner 10 fez 3 voos próximos a Mercúrio, as fotografias que tirou mostraram-nos um planeta estéril, sem atmosfera, com um grande número de crateras causadas pelo impacto de meteoritos dos tempos turbulentos dos primeiros 700 milhões de anos do sistema solar. As semelhanças com a Lua foram logo evidentes, e tal como nesta, não foram observadas evidências da existência de placas tectónicas. Alternadas com zonas de muitas crateras, as imagens mostram ainda zonas lisas, aparentemente o resultado de correntes de lava solidificada provenientes de grandes erupções vulcânicas dos primeiros tempos de vida do planeta. Tal como a Terra, Mercúrio tem também um núcleo de ferro, sendo inclusive o planeta mais rico em ferro do sistema solar; os magnetómetros da Mariner 10 mostraram que, também como a Terra, Mercúrio possui um campo magnético, o que é uma indicação da presença de metais líquidos no seu interior.
Admite-se que Mercúrio possa ter nos pólos gelo proveniente de cometas, no interior de crateras que não vêm a luz solar. Esta possibilidade é sugerida pela alta reflectividade às ondas rádio medida nos pólos a partir de radiotelescópios na Terra. É que apesar de Mercúrio ser um planeta muito quente, o seu eixo de rotação tem uma inclinação de apenas 0.5º em relação ao plano da sua órbita, não tendo por esta razão estações do ano, ficando os seus pólos permanentemente sujeitos a uma fraca incidência de luz solar.

Vénus:

Dados de Vénus

Ângulo entre Vénus, Terra e Sol, quando Vénus está exactamente iluminado pela metade.

Vénus é o segundo planeta mais próximo do Sol e o planeta mais próximo da Terra. As perguntas intrigantes que este planeta "gémeo" da Terra nos coloca começam com o seu movimento de rotação própria. Uma rotação completa sobre si mesmo demora 243.01 dias, o que é um período invulgarmente longo. Além disso, enquanto que a maior parte dos planetas rodam sobre si próprios no mesmo sentido, Vénus é uma das excepções. Tal como Urano e Plutão, a sua rotação é retrógrada, o que significa que em Vénus o Sol nasce a este e põe-se a oeste. Durante muito tempo não se tinha a certeza porque é que existiam estas excepções, uma vez que a maior parte dos corpos no sistema solar, mesmo os satélites dos vários planetas, rodam no mesmo sentido, 'herdado' do movimento de rotação da nuvem primordial, no entanto, estudos dinâmicos recentes da obliquidade dos planetas podem explicar a rotação anómala de Vénus.

Trânsito de Vénus ocorrido a 8 de Junho de 2004 pela primeira vez em mais de 100 anos.

No seu período de maior brilho, para um observador na Terra, Vénus é o objecto mais luminoso no céu, apenas ultrapassado pelo Sol e pela Lua. Apesar de, tal como Mercúrio, ser um planeta que orbita entre a Terra e o Sol, está suficientemente afastado deste para que o possamos observar sem que a luz Solar nos ofusque. Nos pontos da sua maior elongação difere do Sol por um ângulo de 47º o que permite óptimas condições para ser observado ao nascer e ao pôr do Sol. Por esta razão, desde a antiguidade que Vénus é também conhecido como a estrela matutina ou estrela vespertina. No ponto do seu maior brilho, Vénus é 16 vezes mais brilhante do que a estrela mais brilhante no céu, Sirius. Tal como Mercúrio, Vénus também pode entrar em conjunção interior, quando passa entre o Sol e a Terra, facto que permite que também com Vénus possamos observar um trânsito Solar, quando este visto da Terra passa à frente do Sol. No entanto, isso não acontece com frequência, uma vez que o plano da sua órbita tem uma inclinação de 3.39º com o plano da eclíptica. Os últimos 3 trânsitos de Vénus ocorreram em 1874, 1882 e em 2004.
Vénus é o planeta mais quente do sistema solar devido a um poderoso efeito de estufa
Vénus é por outro lado um planeta muito parecido com a Terra, em tamanho, densidade e força gravítica à superfície, tendo-se chegado a especular sobre se teria condições favoráveis à vida. Hoje sabemos que, apesar de ter tido origens muito semelhantes à Terra, a sua maior proximidade ao Sol levou a que o planeta desenvolvesse um clima extremamente hostil à vida. De facto, Vénus é o planeta mais quente do sistema solar, sendo mesmo mais quente do que Mercúrio, que está mais próximo do Sol. A sua temperatura média à superfície é de 460ºC devido ao forte efeito de estufa que acontece a grande escala em todo o planeta.

Imagem artística da superfície rochosa de Vénus, a mais quente do sistema solar. CHRISTIAN DARKIN / SCIENCE PHOTO LIBRARY.

Como a fotografia da Mariner 10 nos mostra, ao contrário de Mercúrio, Vénus tem, tal como a Terra, uma atmosfera com nuvens, na qual foi detectada, a partir da observação do espectro da luz reflectida, a presença de grandes quantidades de dióxido de carbono (CO₂). Como se sabe, o CO₂ é o principal gás responsável pelo efeito de estufa, e nasceu a ideia de que Vénus poderia ter temperaturas muito altas devido a um intenso efeito de estufa. No entanto, até a Mariner 2 fazer o primeiro voo próximo a Vénus e medir a temperatura à sua superfície, não se sabia exactamente qual o rigor dessas condições. Missões posteriores foram confirmando a pouco e pouco as condições agrestes do planeta: uma temperatura à superfície de 460ºC, uma pressão à superfície 90 vezes maior que a pressão na Terra; uma atmosfera composta por 96.5% de CO₂ e cerca de 3.5% de azoto (N₂), com nuvens de ácido sulfúrico (H₂SO₄) que se pensa serem provenientes de actividade vulcânica e que, devido às altas temperaturas, nunca condensam em chuva.
O registo de aparente actividade vulcânica em Vénus sugere que esta, tal como a Terra tem um interior líquido. No entanto não exibe campo magnético, o que pode estar relacionado com o seu movimento de rotação própria, demasiado lento para que o núcleo líquido suporte correntes eléctricas a grande escala.
O mais surpreendente em Vénus é que o seu passado é muito semelhante ao da Terra, pensando-se inclusive que em tempos terá tido oceanos, antes de ser dominado pelo efeito de estufa. Este facto leva-nos a perguntar qual terá sido o factor decisivo que levou às diferenças que hoje encontramos entre os dois planetas. É certo que Vénus está mais próximo do Sol, e que a intensidade de luz solar a que está sujeito é portanto maior, mas terá isso sido suficiente para fazer a diferença entre um planeta de clima ameno, com pouco CO₂ na atmosfera, abundante em água, e um planeta dominado pelo efeito de estufa, principalmente composto de dióxido de carbono e onde a água desapareceu? A resposta a esta pergunta é essencial para entendermos o delicado equilíbrio que temos na Terra e os riscos que corremos ao perdê-lo.

Terra:

Dados da Terra A Terra, o 3º planeta a contar do Sol, apesar de ser aquele que conhecemos melhor, continua a ser o que nos intriga mais. Única no nosso sistema solar, a complexidade física e química dos mecanismos que a fizeram um lugar tão propício à vida continua a surpreender-nos e a intrigar-nos. Terá sido a origem da vida na Terra um evento único num Universo estéril, ou terá sido apenas o passo seguinte, natural em todos os planetas pelo Universo fora que reúnam condições semelhantes? A física poderá ajudar a responder a esta pergunta. Com a física podemos descobrir os mecanismos que estão em jogo na estabilidade e equilíbrio essenciais à vida: o movimento da Terra no presente, no passado e no futuro, a importância da Lua na estabilidade do eixo da Terra e, portanto, na do seu clima, a natureza do Sol e o seu papel energético, a composição química na atmosfera e no interior da Terra, entre muitos mais segredos que nos ajudarão a definir o espectro de condições em que a vida é possível.

Movimento de translação

A Terra demora 365.256 dias a completar uma volta ao Sol. É este movimento, combinado com a inclinação do seu eixo que dá origem às estações do ano que tão bem conhecemos.

Movimento de rotação, o dia e a noite.

Pêndulo de Foucault. A rotação da Terra leva a um movimento aparente do plano de oscilação do pêndulo.

A Terra leva 23.9345 horas a fazer uma rotação em torno do seu eixo que tem uma inclinação de 23.45º com o plano da eclíptica. É este o movimento responsável pela passagem dos dias e das noites. No entanto, na antiguidade pensava-se que eram o Sol e os outros planetas e estrelas que se deslocavam em torno da Terra. De facto, a passagem dos dias e das noites não é prova de que a Terra roda, uma vez que o movimento é relativo e seria igualmente plausível admitir que é o Sol e toda a esfera celeste que giram. Podemos no entanto provar que é a Terra que gira sobre si mesma fazendo a experiência do pêndulo de Foucault, figura da direita. Se é verdade que a Terra roda, então o plano de oscilação de um pêndulo, que seria sempre o mesmo para um observador fixo, será visto a rodar por um observador que se mova com a Terra. Esta experiência foi realizada pela primeira vez em 1851 pelo físico francês Jean Bernard Leon Foucault (1819-1868), usando um pêndulo pendurado do tecto do Panthéon de Paris. Em lugares longe do pólo Norte ou do pólo Sul, o efeito da rotação da Terra no movimento aparente do plano de oscilação do pêndulo não é tão fácil de calcular como no caso da figura. O período desse movimento aparente depende da latitude do lugar onde o pêndulo é posto a oscilar.

Em 2002, a experiência do pêndulo de Foucault foi escolhida pelos leitores da revista Physics World como uma das dez mais belas experiências de sempre. No átrio do edifício do Museu de Ciência, mesmo antes da recepção, pode apreciar-se uma montagem desta experiência. Se for ao Museu, observe à entrada a posição do plano de oscilação do pêndulo e repare à saída como esta mudou em relação à sala. No pólo Norte ou no pólo Sul, o movimento aparente do plano de oscilação de um pêndulo completaria uma rotação em torno da vertical em 24h, seguindo o movimento da Terra. Em Lisboa, à latitude de 38º, este movimento aparente é mais lento e o plano de oscilação do pêndulo completa uma rotação em aproximadamente dia e meio.

Precessão do eixo de rotação da Terra

Juntamente com os dois movimentos periódicos de rotação própria e de translação, a Terra exibe também um subtil movimento de precessão do seu eixo de rotação, com uma periodicidade de 26.000 anos. Foi detectado pela primeira vez há mais de 2000 anos, no séc. II A.C., por Hiparco. Neste movimento, a orientação do eixo da Terra relativamente à esfera celeste muda, o que faz mudar também as referências para o Norte e Sul geográficos na esfera celeste, os pólos celestes norte e sul. Por exemplo, no tempo dos descobrimentos a estrela polar (Polaris) encontrava-se 3º desviada do verdadeiro pólo norte celeste. Esta discrepância tinha que ser levada em conta em quaisquer cálculos de navegação. Hoje em dia, Polaris tem uma discrepância de apenas 1º e por essa razão é que nos habituámos a confiar na referência "estrela polar" como indicadora do pólo norte. Daqui a uns milhares de anos a estrela polar deixará de ser a Polaris e passará a ser Vega ou Thuban. A figura seguinte mostra o círculo que desenha o eixo da Terra na esfera celeste ao longo do seu movimento de precessão.

Círculo na esfera celeste desenhado pelo eixo da Terra ao longo do seu movimento de precessão.

Como mostra a figura, o movimento de precessão leva também a que o plano do equador da Terra mude de orientação, e é a intercepção deste plano com o plano da eclíptica que marca a posição dos equinócios. Assim sendo, a precessão da Terra conduz também a uma lenta alteração dos equinócios no calendário, chamada precessão dos equinócios.

Precessão da Terra.

A precessão na Terra resulta da acção gravitacional conjunta do Sol e da Lua.

A precessão acontece porque a Terra roda sobre si mesma. Por um lado, isso levou a que, devido a efeitos centrífugos, o nosso planeta não seja perfeitamente esférico mas ligeiramente achatado nos pólos (o diâmetro equatorial é 43 Km maior que o diâmetro de pólo a pólo). Por outro, pela sua obliquidade, as forças gravitacionais que o Sol ou a Lua exercem sobre a Terra, mais intensas sobre a parte mais próxima do que sobre a mais afastada da deformação equatorial, tendem a 'endireitar' o eixo de rotação, como mostra a figura seguinte. O efeito destas forças, no entanto, não é o de endireitar o eixo de rotação mas sim o de o fazer precessar, o mesmo efeito que todos já observámos num pião. Tal como um pião sujeito ao peso não cai enquanto se mantêm a rodar, também a rotação da Terra sob a acção quer do Sol quer da Lua mantém a sua obliquidade, enquanto precessa em torno da direcção perpendicular ao plano da sua órbita.
As forças responsáveis pela precessão do eixo de rotação da Terra são um exemplo de forças de maré, o nome genérico que se dá ao efeito de forças gravitacionais diferenciais sobre corpos extensos, e que resulta de a intensidade da força gravitacional diminuir com a distância. Um outro exemplo destas forças é o mecanismo pelo qual a atracção gravítica da Lua dá origem às marés.

Forças de maré na Terra causadas pela Lua. Os vectores da figura representam a resultante não nula da acção gravítica da Lua sobre a Terra, forças diferenciais. A azul está assinalada (de uma forma exagerada) a deformação resultante na distribuição da água dos oceanos pela superfície da Terra. A rotação da Terra muda a orientação da sua superfície relativamente à Lua e é por esta razão que assistimos ao movimento periódico das marés.

Para além do movimento de precessão, a influência gravitacional dos outros planetas do sistema solar leva a movimentos ainda mais subtis do eixo de rotação da Terra. Por exemplo, a obliquidade, que temos dito que é constante e igual a 23.5º, tem na verdade um movimento próprio chamado nutação, uma ligeira oscilação provocada principalmente pela mudança da posição relativa do Sol e da Lua entre si, que leva também a ligeiras variações da velocidade de precessão. A componente mais importante deste movimento tem um período aproximado de 19 anos.

Terra - O Planeta e a vida

A Terra é o maior dos planetas terrestres. Ao que tudo indica, a sua formação começou também pela agregação de pequenos planetesimais que, juntamente com cometas ricos em gelo que com eles terão colidido, criaram a matéria prima do mundo que hoje conhecemos. De forma a compreendermos a sua história química e geológica, que por sua vez permitiram uma história biológica, é útil olharmos para a abundância média de elementos no Universo e percebermos o papel que tiveram na evolução do nosso planeta.

• Hidrogénio (H) - É o primeiro elemento da tabela periódica, e o mais leve. É de longe o elemento mais abundante do Universo, mas devido à sua massa reduzida facilmente se escapa do campo gravitacional de pequenos planetas como a Terra. É por esta razão que, ao contrário dos gigantes gasosos, a Terra não formou uma atmosfera predominantemente de hidrogénio. Contudo, o hidrogénio que restou permitiu formar moléculas mais pesadas de H₂O.
• Hélio (He) - Segundo elemento mais abundante do Universo e segundo elemento da tabela periódica. Tal como o hidrogénio, é leve demais para ter formado parte predominante da atmosfera terrestre. Além disso é um gás raro, o que significa que tem dificuldades em ligar-se quimicamente a outros elementos.
• Oxigénio (O) - Terceiro elemento mais abundante do Universo, e o mais abundante para a combinação com o hidrogénio, dando origem à molécula de água H₂O. Terá sido o vapor de água a molécula principal da atmosfera primordial da Terra. Como se sabe, a molécula de água também absorve infravermelhos, o que significa que também contribuí para o efeito de estufa; este factor terá ajudado a retardar o arrefecimento da Terra nos seus primeiros tempos de vida. Quando as temperaturas diminuíram suficientemente, o vapor de água condensou e formaram-se os oceanos. Nesta fase, a diminuição de vapor de água na atmosfera terá reduzido significativamente o efeito de estufa, provocando uma redução mais rápida da temperatura que terá levado ao congelamento dos oceanos.
• Carbono (C) - O quarto elemento mais comum no Universo. Se não fosse o carbono a Terra ficaria um planeta gelado para sempre. O dióxido de carbono libertado na atmosfera pela actividade vulcânica permitiu compensar a diminuição de vapor de água e conservar parte do calor libertado pela Terra, o que elevou de novo a temperatura. Desta forma os oceanos descongelaram e regressaram ao estado líquido, cobrindo 71% da superfície terrestre. Provavelmente existiria então uma maior abundância de CO₂ .

A vida na Terra.

Entretanto, com o aparecimento de vida no nosso planeta a composição da atmosfera mudou radicalmente. Com os primeiros organismos vivos a transformarem energia solar em energia química, através da fotossíntese, um processo que consome CO₂ e água e liberta O₂, as quantidades de dióxido de carbono na atmosfera diminuíram significativamente, aumentando as quantidades de oxigénio. De início, o oxigénio libertado terá reagido com outras substâncias e formado óxidos. No entanto, com a proliferação de vida, a quantidade de oxigénio continuou a aumentar, tendo começado, a partir de uma certa altura, a ser depositado livre na renovada atmosfera terrestre.
Com uma abundância tão grande de O₂ desenvolveram-se formas de vida, tal como nós, que através da respiração conseguem energia transformando O₂ em CO₂.
O interior da Terra
Para além da energia do Sol e da de rotação da Terra, que vai sendo muito lentamente transferida para os oceanos devido às forças de maré da Lua, o nosso planeta dispõe ainda de uma terceira fonte de energia: O seu calor interno.
De facto, a Terra é um planeta geologicamente vivo, com actividade vulcânica, um campo magnético global (indicador de um interior líquido), e dividido em placas tectónicas, onde estão assentes os continentes e os oceanos, em permanente mudança. A actividade vulcânica e sísmica na Terra é de tal maneira importante que a maior parte da sua superfície tem menos de 100 milhões de anos (a Terra tem aproximadamente 5 mil milhões de anos). A energia que alimenta esta actividade provém do interior fundido da Terra, composto principalmente por derivados de ferro. A melhor maneira de obter informação sobre o seu interior é através das ondas sísmicas. Sempre que ocorrem terramotos, os geólogos sabem que as ondas que estes produzem sofrem refracção, tal como um raio de luz, que também é uma onda, muda de direcção ao atravessar a superfície de separação entre dois meios conforme a natureza dos dois materiais. Através destas medições, conseguem obter dados importantes sobre a densidade dos materiais a diferentes profundidades e portanto, sobre a sua composição química. Normalmente divide-se a Terra em 4 camadas distintas caracterizadas pela sua densidade e temperatura. Como sabemos, cada material tem uma determinada temperatura de fusão que depende também da pressão. Quanto maior for a pressão a que um material está sujeito, mais difícil é derretê-lo. No interior da Terra passa-se uma espécie de competição entre temperatura e pressão: Por um lado as temperaturas aumentam à medida que a profundidade aumenta, por outro a pressão também aumenta, mas não aumentam da mesma maneira. É a relação entre as duas que nos permite saber a que profundidade é que os materiais estão no estado líquido e a que profundidade estão no estado sólido. A figura abaixo mostra a estrutura interna da Terra.

A Terra tem uma estrutura interna em camadas.

O campo magnético da Terrestre
Como dissemos, a Terra possui também um campo magnético global causado pelo movimento de cargas no seu interior líquido induzido pela rotação da Terra e pela energia térmica. Ainda não é claro como o campo surge, mas simulações recentes indicam que aqueles são os principais factores responsáveis pela sua génese. A importância prática das bússolas na orientação fez com que o magnetismo, e o campo magnético da Terra, fossem usados desde muito antes de a física ter desvendado as propriedades destes fenómenos e a sua relação com o movimento de cargas eléctricas. Um aspecto interessante e descoberto há pouco tempo, é que o campo magnético da Terra inverte o seu sentido periodicamente; por exemplo, há 30.000 anos o pólo norte magnético era no pólo Sul geográfico. A evidência deste fenómeno encontra-se na observação de rochas de diferentes idades: os pequenos magnetes permanentes de uma rocha, quando arrefece, na altura da sua formação, irão alinhar-se com o sentido do campo, e ficam 'congelados' nessa configuração quando a rocha arrefece. Passados milhares de anos, o sentido que esses magnetes possuírem indica o sentido do campo magnético na altura da sua formação.

O campo magnético da Terra.

Uma das razões pela qual o campo magnético da Terra é tão importante, para além de ter ajudado os navegadores portugueses a não perderem o norte, é porque serve de escudo ao vento solar que fustiga a Terra, e todo o sistema solar. Este vento é composto por electrões e protões, partículas com carga eléctrica com origem no Sol, que chegam à Terra com grande quantidade de energia. Se a Terra não possuísse campo magnético, seria constantemente bombardeada por estas partículas, o que poderia ter consequências nefastas para a vida. No entanto, uma partícula com carga eléctrica que encontre um campo magnético sofre uma força que a desvia da sua direcção inicial. Assim sendo, como mostra a figura seguinte à esquerda, o campo serve de protecção a estas rajadas. Por vezes, junto aos pólos, onde o campo magnético é mais fraco, algumas partículas conseguem penetrar na atmosfera terrestre; quando isso acontece, podem colidir com átomos excitando-os para níveis elevados de energia. Estes átomos por sua vez tendem a regressar aos níveis mais baixos, e quando o fazem, emitem a luz visível que dá origem às famosas auroras observadas junto aos pólos, figura da direita.

O campo magnético serve de escudo ao vento solar.

Aurora boreal.

A Lua.

A Terra só tem uma lua, que terá ficado presa ao campo gravítico terrestre após uma colisão, nos primeiros tempos do sistema solar, entre um protoplaneta e a Terra.
A Lua é o único satélite da Terra e todos sabemos que nos mostra sempre a mesma face. Isto acontece porque o seu período de rotação é igual ao seu período de translação. Diz-se que tem uma rotação síncrona. Este fenómeno é muito geral no sistema solar e é provocado pelas forças de maré que a Terra exerce na Lua, favorecendo esta configuração. Demasiado pequena para reter uma atmosfera, sem campo magnético global, a Lua está geologicamente morta como indicam as grandes quantidades de crateras que observamos.
Segundo a teoria da colisão a Lua é o resultado da colisão de um objecto aproximadamente do tamanho de Marte com a Terra primitiva, o que permite explicar a maior parte das características que observamos hoje em dia. A interacção gravitacional com a Terra afasta-a de nós 3.8 cm por ano. Por sua vez as marés que induz na Terra estão a diminuir a velocidade de rotação do nosso planeta e portanto a aumentar a duração do dia em 0.002 segundos por século. A Lua tem um papel fundamental na estabilização do eixo da Terra. Se não existisse, a Terra estaria sujeita a fortes oscilações na sua obliquidade que teriam decerto, impossibilitado o desenvolvimento de vida no nosso planeta.

Marte:

Dados de Marte Marte, depois da Terra, é o planeta mais fácil de estudar.
Visto da Terra parece um planeta vermelho, embora na verdade seja mais acastanhado. O seu eixo de rotação tem uma inclinação muito semelhante à do nosso planeta, 25.19º, o que significa que tem estações do ano. Ao contrário de Mercúrio, que está demasiado perto do Sol para que seja facilmente observado, e de Vénus, cujas densa atmosfera e cobertura de nuvens bloqueiam a observação da sua superfície, Marte está relativamente próximo da Terra sem estar muito próximo do Sol, e tem uma atmosfera muito rarefeita, o que nos permite observar a sua superfície com relativa facilidade. A melhor altura para observar Marte é quando este se encontra na sua oposição, isto é, quando a Terra está entre Marte e o Sol. Quando assim é Marte está próximo da Terra e bem alto no céu nocturno. Esta configuração acontece aproximadamente cada 780 dias.

Paisagem marciana.

Além das características da sua órbita, com um período de 686.98 dias, os primeiros dados de Marte a serem obtidos através de observações feitas na Terra datam de 1659, quando Christiaan Huygens, observando com um telescópio o movimento de uma grande mancha negra no planeta chamada Syrtis Major concluiu que o seu período de rotação era aproximadamente 24h, muito parecido com o da Terra. Mais tarde, em 1666, o astrónomo italiano Gian Domenico Cassini não só refinou a medida do período de rotação de Marte como terá sido o primeiro a observar os seus pólos, caracterizados, tal como na Terra, por duas manchas brancas. Até ao séc. XX, subsequentes observações chegaram a criar grande especulação sobre a existência de vida inteligente no planeta, embora posteriormente se tenha reconhecido que as imagens obtidas com os telescópios de então tenham induzido em erro os astrónomos.
Posteriormente, na era moderna da exploração espacial, entre 1964 e 1969, as Mariner 4, Mariner 6 e Mariner 7 fizeram os primeiros voos próximos ao planeta e obtiveram as primeiras imagens da sua superfície. Estas mostraram um planeta nalguns aspectos semelhante à Lua, sem nenhuma evidência de vida, e com várias crateras, antigos vulcões e desfiladeiros, o que significa que pelo menos parte da sua superfície é bastante antiga, datando dos primeiros tempos do sistema solar, quando os planetas estavam sujeitos às colisões frequentes de meteoritos. Esta evidência indica também que as forças de erosão em Marte não são tão fortes como as que observamos na Terra, e que a actividade vulcânica no planeta está extinta. Além disso, medições efectuadas pela Mars Global Surveyor mostram que Marte não tem campo magnético, o que significa que o seu interior já não é suficientemente quente para que fluxos de lava possam dar origem a um campo magnético global. No entanto, a missão espacial encontrou nas zonas mais antigas, no hemisfério Sul, rochas magnetizadas em diferentes direcções, o que mostra que Marte teve um campo magnético em tempos e que este, tal como o campo da Terra, invertia o seu sentido de tempos a tempos.

Terá havido água líquida em Marte?

Canais em Marte, evidência de correntes de água que terão existido no planeta.

Actualmente não há qualquer evidência de que exista água líquida à superfície de Marte. No entanto, missões recentes revelam que terá existido água no estado líquido: canais à superfície com padrões muito semelhantes aos rios na Terra, figura da direita, zonas aparentemente talhadas pela erosão provocada por fortes correntes e, até, pedras lisas com a textura típica de pedras encontradas no leito de rios na Terra. Hoje em dia, contudo, Marte não exibe condições que permitam água no estado líquido à sua superfície. Por um lado, a pressão da atmosfera actual do planeta à superfície é muito baixa: 0.0063 vezes a pressão da atmosfera à superfície da Terra, e como já dissemos, quanto menor é a pressão, mais baixa é a temperatura necessária para a água passar do estado líquido para o gasoso. Por outro, a sua atmosfera muito rarefeita não fornece um mecanismo eficaz de efeito de estufa e a temperatura média em Marte é de -53ºC, oscilando entre máximos de 20ºC e mínimos de -140ºC. Feitas as contas, as combinações possíveis de temperatura e pressão à superfície de Marte não permitem água no estado líquido, apenas no estado sólido ou no gasoso.

Marte começou muito parecido com a Terra, mas evoluiu de maneira diferente.

Quando comparamos o passado de Vénus, Terra e Marte, constatamos que os três planetas apresentaram condições iniciais no tempo da sua formação muito semelhantes: todos eles se formaram a partir do mesmo material da nébula solar e a sua distância ao Sol é da mesma ordem de grandeza. No entanto, Vénus evoluíu para um planeta quente com um forte efeito de estufa, Terra para um planeta moderado onde surgiu vida, e Marte para um planeta frio e quase sem atmosfera. Quando tentamos perceber a razão pela qual tiveram evoluções distintas, chegamos à conclusão que foram os pormenores que os distinguem que levaram a que os mecanismos geológicos e climáticos de cada um deles dessem origem a planetas tão diferentes. Vimos que Vénus tem praticamente o tamanho da Terra, mas a sua maior proximidade ao Sol terá levado a que se desencadeasse um efeito de estufa irreversível que actualmente domina o planeta. Na Terra, ligeiramente mais longe, emergiu um clima equilibrado, onde o efeito de estufa é travado pelos oceanos e pelos mecanismos da vida, que entretanto mudaram a atmosfera. Marte, pelo facto de estar mais longe do Sol, e por ser mais pequeno que a Terra e Vénus, não conseguiu suportar uma atmosfera densa que conseguisse equilibrar a temperatura no planeta.

A atmosfera actual de Marte é consequência do seu pequeno tamanho.

Foto tirada pelo Opportunity, veículo de exploração de Marte. Credito: NASA/JPL/CalTech.

Temos visto a importância do efeito de estufa na evolução da atmosfera dos planetas terrestres. Dissemos que em Vénus este efeito se descontrolou, fazendo subir muito a temperatura do planeta. Dissemos também que na Terra o efeito de estufa atingiu um equilíbrio essencial à vida. É curioso observar que no caso de Marte este efeito quase desapareceu.
Desde o séc. XIX que os astrónomos observam nuvens em Marte. Na verdade estas nuvens, figura da direita, fazem parte de uma fina atmosfera composta por 95.3% de dióxido de carbono, 2.7% de azoto e pequenas quantidades de árgon, oxigénio, monóxido de carbono e vapor de água. As nuvens são compostas por pequenos cristais de gelo de água e de dióxido de carbono. Porque é que Marte evoluiu de maneira tão diferente da Terra?

• No início Marte teria oceanos e uma atmosfera mais densa, e seria mais quente devido à presença de CO₂ na atmosfera. Tal como na Terra, o ciclo da água deveria existir: evaporação, condensação, nuvens e chuva. No entanto, o CO₂ dissolve-se na chuva e deposita-se no fundo dos oceanos, ligando-se quimicamente a outros materiais e, desta maneira, é retirado da atmosfera. O mecanismo que a Terra tem, e Marte tinha, para devolver o CO₂ necessário à atmosfera e manter o efeito de estufa estável envolve erupções vulcânicas.
• Em Marte, no entanto, por ser mais pequeno, o interior arrefeceu mais rapidamente e a dada altura as erupções cessaram. Sem vulcões, a chuva continuou a remover CO₂ da atmosfera sem reposição.
• Cada vez com menos dióxido de carbono, o efeito de estufa diminuiu e as temperaturas baixaram, o que fez com que ainda mais vapor de água condensasse e chovesse, limpando ainda mais a atmosfera de CO₂.
• À medida que a atmosfera foi ficando mais fina, os raios ultra violeta provenientes do Sol, muito energéticos, começaram a penetrar na atmosfera, rompendo moléculas de N₂, CO₂ e H₂O. Estas, reduzidas às suas partes mais leves escaparam do fraco campo gravítico de Marte. Alguns átomos de oxigénio que ficaram podem ter-se ligado a minerais de ferro à superfície. Estes compostos, que têm uma cor avermelhada, podem ser os responsáveis pela actual cor que vemos em Marte.
• Ficou assim uma atmosfera fina, onde a pressão à superfície é muito baixa: 0.0063 vezes a pressão da atmosfera à superfície da Terra.
• Com a descida da temperatura, a água que restava acumulou-se gelada nos pólos que hoje conseguimos ver, juntamente com algum gelo de dióxido de carbono.

Marte: Um planeta desértico

Desde 1976, com as duas Viking Vanders, as primeiras missões a aterrarem em Marte, que o nosso conhecimento do planeta vermelho tem evoluído muito. Robots equipados com tecnologia de ponta têm aberto as portas para que um dia um ser humano venha a pisar este planeta. Actualmente, a Spirit e a Opportunity são as duas missões da Nasa a trabalharem no planeta, onde além dos estudos prolongados que fazem ao solo captam imagens espectaculares como a da figura seguinte, obtida pela Spirit. Para mais informações sobre estes projectos clique aqui.
Marte tem duas luas

Deimos e Phobos, as duas luas de Marte.

Marte tem ainda duas luas chamadas Deimos e Phobos, que no entanto têm formas irregulares. Têm um tamanho da ordem dos 10 km e assemelham-se mais a asteróides do que a pequenos planetas. Pensa-se que terão sido capturados da cintura de asteróides. Hoje sabemos que esta captura foi possível devido às órbitas irregulares provocadas pela influência gravitacional de Júpiter nalgumas regiões da cintura de asteróides. Este mecanismo aparece como um dos exemplos mais evidentes do caos no sistema solar.

Júpiter:

Dados de Júpiter A massa de Júpiter é duas vezes e meia a massa combinada de todos os outros corpos do sistema solar à excepção do Sol.
Júpiter é o maior planeta do sistema solar, e o primeiro dos gigantes gasosos. Tem um diâmetro 11 vezes maior que o diâmetro da Terra e uma massa 318 vezes superior. Tal como Marte, a melhor altura para o observar no céu é quando se encontra em oposição, quando a Terra fica entre Júpiter e o Sol. Demora quase 12 anos a completar uma órbita mas tem um período de rotação invulgarmente rápido: 9^h 50^m 28^s sendo o planeta com a rotação mais rápida do sistema solar. No entanto, o astrónomo Gian Domenico Cassini descobriu em 1690 que as regiões do equador do planeta rodam ligeiramente mais devagar que as regiões polares. Junto aos pólos o período de rotação é aproximadamente 9^h 55^m 41^s. Este facto sugere que Júpiter, ao contrário dos planetas terrestres que rodam como um corpo rígido, é maioritariamente líquido no seu interior. O que confirma também que a sua composição é muito diferente da composição dos planetas terrestres.

Mancha vermelha de Júpiter: Uma forte tempestade permanente.

De facto, Júpiter formou-se nas regiões periféricas da nébula solar, onde as temperaturas eram mais baixas e onde havia grandes quantidades de hidrogénio e hélio disponíveis, assim como de gelos que persistiam nesta zona da nébula. Vários factos sugerem que Júpiter é principalmente constituído por aqueles elementos, como por exemplo a sua densidade média de 1326 kg/m³, cerca de 1/4 da densidade da Terra, indicando a presença dominante de átomos muito leves, como o hidrogénio e o hélio. No entanto, foi só nos anos 60 e 70 do séc. XX, com a primeira missão espacial que passou próximo do planeta, que se mediram espectros comprovativos da existência abundante daqueles elementos. Hoje sabemos que Júpiter é composto por 86.2% de moléculas H₂, 13.6% de átomos de hélio (He) e 0.2% de metano, amónia, vapor de água e outros gases.

Dinâmica climática na atmosfera de Júpiter.

Júpiter tem uma atmosfera complexa e dinâmica, com padrões climáticos estáveis a grande escala e uma aparente estrutura em camadas que exibem diferentes cores. O mais conhecido e notável fenómeno desta atmosfera é a famosa mancha vermelha, figura anterior à esquerda, uma forte tempestade provocada, tal como as tempestades na Terra, pelo conflito de padrões climáticos que produzem ventos fortes e grande turbulência. Com ventos que chegam aos 500 km/h, tem dimensões típicas duas e três vezes o tamanho da Terra. No entanto, ao contrário do que acontece no nosso planeta, em que as tempestades se dissipam no relevo da superfície, a mancha vermelha existe pelo menos há 3 séculos, confirmando que a natureza do interior de Júpiter é bastante diferente da dos planetas terrestres.
Júpiter é um planeta com um interior quente, consequência da sua própria acção gravítica.

Na astronomia é importante sondar os céus nas diferentes regiões do espectro da luz, para além da luz visível. Nesta imagem vemos uma fotografia tirada a Júpiter na banda dos infravermelhos. As zonas mais luminosas são as zonas por onde sai mais calor, onde existem aberturas nas nuvens.

Júpiter será sempre um planeta difícil de estudar por causa das suas condições agrestes. Pensa-se que a sua atmosfera é composta por nuvens de gelo de amónia numa primeira camada, seguidas por nuvens de hidrosulfureto de amónio e finalmente por nuvens de água. As diferentes cores nas nuvens que observamos resultam da temperatura e portanto da profundidade a que se encontram: nuvens castanhas são as mais quentes, e portanto mais fundas, as nuvens brancas são as seguintes, e as vermelhas as mais altas, e mais frias. No entanto estas nuvens ocupam apenas os primeiros 100 km do interior do planeta. À medida que penetramos no seu interior a pressão aumenta assim como a temperatura. Júpiter, tal como os planetas terrestres, tem um núcleo sólido, denso, com oito vezes a massa da Terra embora devido à pressão de 70 milhões de atmosferas tenha um diâmetro de apenas 11000 km (mais pequeno que a Terra). A esta profundidade a temperatura é de 22000 K, ou 21726 ºC.
Um dos factos mais surpreendentes que se descobriu sobre Júpiter é que emite mais energia através de radiação infravermelha do que aquela que recebe da luz solar. Isto porque na altura da sua formação, há 4.6 milhões de anos, uma grande quantidade de energia gravitacional foi convertida em energia térmica, que ainda hoje mantém quente o seu interior. O calor libertado por este núcleo quente e o rápido movimento de rotação são os principais responsáveis pela forte dinâmica climática do planeta.
Júpiter tem um gigantesco campo magnético criado por hidrogénio metálico no seu interior
Já falámos das zonas mais exteriores de Júpiter e do seu núcleo, o que há no meio? As medições efectuadas mostram que Júpiter tem um campo magnético bastante forte, 14 vezes mais forte que o da Terra na zona do equador. No entanto sabe-se que Júpiter não tem, como a Terra tem, um interior de ferro líquido onde circulem as correntes eléctricas que geram o campo magnético terrestre. O seu interior contem, em vez de ferro, hidrogénio líquido. Mas, às elevadíssimas pressões do interior do planeta, os electrões dos átomos de hidrogénio são partilhados, comportando-se o líquido como um metal. De facto, as pressões no interior de Júpiter são tão elevadas que permitem que cada um dos electrões de cada átomo de hidrogénio (o átomo de hidrogénio só tem um electrão) possa saltar para outros átomos, comportando-se o líquido como um metal. Assim sendo, a rotação do planeta e a energia constantemente libertada do núcleo induzem correntes no hidrogénio líquido que dão origem a um campo magnético que chega a estender-se por milhões de quilómetros no espaço. Debaixo dos primeiros 75 km de nuvens, Júpiter tem 7000 km de uma mistura de hidrogénio e hélio no seu estado gasoso; na camada seguinte tem 56000 km de hidrogénio metálico líquido. O núcleo rochoso tem 11000 km de raio envolto numa camada de 3000 km de "gelo" líquido proveniente de cometas, figura da direita.

Estrutura do interior de Júpiter.

As Voyager 1 e 2 mostraram que Júpiter também possui anéis, tal como os outros gigantes gasosos. No entanto, se para observarmos os anéis de Saturno basta um telescópio amador uma vez que estes são constituídos principalmente por pequenos detritos de gelo que reflectem muito a luz, os anéis de Júpiter parecem-nos quase invisíveis, uma vez que são compostos por partículas rochosas de pequenas dimensões que reflectem muito pouco a luz. Julga-se que estes detritos são o resultado de colisões de meteoritos com os 4 satélites mais próximos do planeta.
Os satélites
Júpiter tem pelo menos 63 satélites identificados. Os 4 maiores, e mais importantes, são conhecidos como as luas galileanas, assim chamadas por terem sido descobertas por Galileu Galilei (1564-1642) quando observou Júpiter com um telescópio que ele próprio construiu. São elas: Io, Europa, Ganymede e Callisto. Historicamente, a descoberta destas luas constituiu uma das primeiras provas irrefutáveis que a Terra não estava no centro do Universo.

Io

Io é a lua mais próxima de Júpiter. É o local com mais actividade vulcânica do sistema solar, alimentada ao longo da sua órbita excêntrica pelas enormes forças de maré devidas a Júpiter. As diferentes cores que vemos na imagem são do enxofre e dióxido de enxofre libertados nas erupções. A actividade vulcânica em Io é tão intensa, que num século liberta material suficiente para cobrir toda a sua superfície com a espessura de 1 metro. Io tem também um campo magnético próprio, gerado por correntes de lava no seu interior líquido.

Europa.

Europa é o segundo satélite mais próximo de Júpiter e o corpo com menos relevo do sistema solar, a sua superfície está totalmente coberta com água gelada. As imagens não mostram crateras o que significa que a sua superfície é bastante recente: Europa é geologicamente activa, alimentada pela energia fornecida pelas forças de maré devidas a Júpiter.

Calisto.

Callisto é o mais afastado dos satélites galileanos de Júpiter. Ainda há muito para se saber sobre esta lua. Tem uma superfície com marcas de grandes crateras e todos os sinais indicam que não tem actividade geológica. No entanto, tem campo magnético o que deve significar que tem material líquido no seu interior. Tem ainda uma fina atmosfera de dióxido de carbono (CO₂).

Ganimedes.

Ganimedes é a maior lua do sistema solar sendo mesmo maior que Mercúrio. Ao contrário de Europa e Io, são visíveis várias crateras, como na Lua da Terra, indicando que tem uma superfície antiga. Estas crateras são principalmente compostas de gelo em vez de rocha. No entanto, Ganimedes tem campo magnético próprio, o que sugere a presença de metais líquidos no seu interior, talvez como resultado de uma época em que, ocupando uma órbita mais excêntrica, as forças de maré de Júpiter seriam, apesar da distância, suficientemente fortes para aquecer o interior desta lua. A atmosfera é pouco densa e composta por oxigénio e ozono (O₃).
Para além das luas galileanas, Júpiter tem 4 satélites dentro da órbita de Io: Metis, Adrastea, Amalthea e Thebe. Estes são no entanto pequenos, com tamanhos da ordem das dezenas de kilómetros e têm formas irregulares. Estes satélites, as luas galileanas e os anéis orbitam todos no plano do equador de Júpiter em movimento directo o que significa que orbitam no mesmo sentido da rotação do planeta. Este é o comportamento esperado de corpos que se tenham formado a partir da mesma nuvem primordial que deu origem a Júpiter. Em contraste, Júpiter tem ainda uma grande quantidade de pequenos satélites que orbitam para lá da órbita de Callisto. Estes são pequenos, têm órbitas geralmente bastante excêntricas e afastadas do plano equatorial do planeta. Julga-se por esta razão que estes não se formaram com o planeta mas foram capturados mais tarde pelo seu forte campo gravitacional. Muitos deles têm a particularidade de seguirem órbitas retrógradas (orbitam no sentido contrário ao da rotação de Júpiter). Estudos dinâmicos que levam em conta perturbações caóticas de Júpiter na cintura de asteróides mostram precisamente que é mais fácil para o planeta capturar objectos com este tipo de movimento.

Saturno:

Dados de Saturno Saturno é dos planetas mais bonitos e populares do sistema solar. Apesar de todos os planetas jovianos possuírem anéis, nenhum os possuí como Saturno; tem uma órbita quase duas vezes maior que Júpiter embora pelo seu grande tamanho (é o segundo maior planeta do sistema solar) apareça no céu como uma estrela brilhante. De facto, é bem visível no céu, sendo o planeta mais longínquo conhecido na antiguidade. Demora quase 30 anos a completar uma volta ao Sol e, tal como Júpiter, o seu período de rotação interno é ligeiramente superior ao seu período equatorial. Quando olhamos para Saturno as primeiras perguntas que nos vêm à cabeça são: O que são aqueles anéis? De que são feitos? Porque é que Saturno os tem? As respostas a estas perguntas têm sido dadas ao longo dos últimos 3 séculos quer através das observações dos astrónomos, quer, mais recentemente, através das missões que visitaram o sistema saturniano e de simulações computacionais. No entanto, ainda não se sabe bem porque é que Saturno ganhou anéis compostos tão complexos. Para todos os efeitos, são sobretudo evidência da riqueza dinâmica que pode ter origem na interacção gravítica, neste caso entre Saturno, as suas luas e os pequenos corpos que constituem os anéis.
3 séculos a descobrir o mistério dos anéis de Saturno.

Estrutura dos anéis de Saturno.

• 1610 - Galileu foi o primeiro a observar Saturno com um telescópio, detectando duas saliências em lados opostos do planeta.
• 1655 - Huygens, com um telescópio melhor, sugere pela primeira vez que Saturno é circundado por um disco achatado. Conforme a posição na sua órbita de 30 anos, uma vez que Saturno está inclinado 26.73º em relação ao plano da sua órbita, vemos os seus anéis sob diferentes perspectivas. A hipótese avançada por Huygens permitiu explicar precisamente essas diferenças que os astrónomos vinham registando ao longo dos anos.
• 1675 - Gian Domenico Cassini, identifica uma divisão escura que separa dois anéis. Esta divisão chama-se agora divisão de Cassini e separa o anel A do anel B, ver figura da direita.
• séc. XIX - É identificado um terceiro anel (C), muito ténue, na zona interior.
• 1857 - James Clerk Maxwell, o físico escocês, prova teoricamente que os anéis não podem formar um corpo rígido ou as forças de maré de Saturno já os teriam partido. Assim sendo, sugeriu que os anéis eram compostos por um grande número de pequenas partículas.
• 1895 - James Keeler é o primeiro a confirmar experimentalmente que os anéis não são rígidos. Observando o espectro do Sol na luz reflectida por diferentes zonas dos anéis e fazendo uso dos desvios Doppler que observou, conseguiu determinar que as zonas interiores dos anéis orbitam com uma maior velocidade do que as zonas exteriores, estando inclusive de acordo com a 3ª lei de Kepler: o quadrado do período orbital em qualquer zona dos anéis é proporcional ao cubo da distância a que está do centro de Saturno. Este resultado só é possível se os anéis forem compostos por pequenas partículas que individualmente orbitam em torno de Saturno, verificando a 3ª lei de Kepler para cada par partícula-Saturno.
• Os anéis de Saturno reflectem aproximadamente 80% da luz proveniente do Sol, o que é muito, comparando com os 46% que Saturno reflecte. Por esta razão, pensou-se que eram constituídos por gelo e eventualmente alguns materiais rochosos. Gerard P. Kuiper e Carl Pilcher nos anos 70 do séc. XX identificaram a presença de água gelada a partir de espectros de absorção.
• Medições entretanto efectuadas pelas Voyager indicam que o tamanho dos corpos que constituem os anéis varia entre menos de 1 cm e 5 m. Além disso, estas missões revelaram-nos que a estrutura de anéis é mais complexa do que se pensava, figura seguinte. Descobriram os anéis D, F, G e E (este último não representado na primeira figura), e mostraram que a sua estrutura parece ser composta por múltiplos anéis ainda mais finos entrançados uns nos outros.
• Saturno possuí ainda um grande número de luas, algumas delas orbitando na zona dos anéis. Ao que tudo indica, é devido às influências e perturbações gravitacionais destas luas, como Pandora, Prometeu, Atlas e Pan, entre outras, que os anéis têm a estrutura que observamos. Devido à força gravitacional que exercem sobre os corpos dos anéis, perturbando a influência dominante de Saturno, estas luas podem criar regiões vazias, onde as órbitas não têm estabilidade, e atrair para uma região particular os pedaços de gelo das vizinhanças. Por esta razão também lhes chamam luas pastoras. Por exemplo, o anel F, figura seguinte à direita, é resultado da influência combinada de Prometheus e Pandora.

Imagem real dos anéis de Saturno obtida pela voyager 2 na qual um computador exagerou as diferenças de tonalidade da luz visível e ultravioleta captada. Variações de cor indicam composição química ligeiramente diferente.

Anel F de Saturno.

Apesar das semelhanças com Júpiter, Saturno tem características únicas: os ventos mais fortes do sistema solar e a densidade mais baixa.
À excepção dos anéis, Saturno é muito semelhante a Júpiter na sua composição química e na estrutura do seu interior. Os elementos principais são o hidrogénio e o hélio, e no topo da sua atmosfera apresenta também as 3 camadas de nuvens, compostas por moléculas ricas em hidrogénio, que encontramos em Júpiter: amónia (NH₃), hidrosulfureto de amónio (NH₄SH) e água (H₂O). No entanto, quando observamos o planeta, este não parece exibir o tipo de padrões climáticos que encontramos em Júpiter, tais como as tempestades permanentes. A razão para que assim seja tem a ver com as diferentes massas dos dois planetas. Saturno tem apenas 30% da massa de Júpiter o que significa que a compressão gravitacional a que sujeita a sua atmosfera é muito menor. Em Júpiter as camadas de nuvens têm uma espessura de 75km, quando em Saturno chegam até aos 300 km. No entanto isto não quer dizer que Saturno não exiba padrões climáticos. De facto, observando detalhes nas nuvens de Saturno registaram-se velocidades no vento de 1800 km/s, as maiores do sistema solar.

O interior de Júpiter e Saturno.

Tal como Júpiter, Saturno tem um núcleo rochoso coberto de gelos de água, metano e amónia. Tem também uma camada de hidrogénio líquido metálico, responsável pelo seu campo magnético. Dissemos, quando falámos de Júpiter, que o hidrogénio neste estado é possível devido às grandes pressões no interior do planeta. Contudo, se em Júpiter a elevada pressão necessária a este estado existe na maior parte do seu interior, em Saturno, mais pequeno e de menor densidade, estas pressões só existem a profundidades maiores. Ver figura seguinte para uma ilustração comparativa do interior dos dois planetas. Um dos aspectos dinâmicos mais interessantes de Saturno resulta na sua baixa densidade ( a mais baixa do sistema solar, apenas de 687 kg/m³ contrastando com 1326 kg/m³ de Júpiter). O planeta gira em torno de si próprio muito rapidamente, apenas ligeiramente mais lento do que Júpiter. Uma vez que não é tão massivo, a atracção gravitacional sobre os seus constituintes não é tão forte, e por isso as zonas do seu equador tendem a afastar-se do centro por efeitos centrífugos, ficando os pólos mais achatados. De facto, Saturno é o planeta menos esférico do sistema solar: o seu diâmetro no equador é 9.8% maior do que o diâmetro pólo a pólo.

Titã - A maior lua de Saturno
Actualmente deram-se nomes a 35 luas em órbita de Saturno, no entanto foram descobertas muitas mais e este não pode ser considerado um número definitivo uma vez que existe um número arbitrário de objectos de pequenas dimensões, difíceis de detectar, que podem ter desde o tamanho das partículas que constituem os anéis até vários kilómetros de diâmetro. No entanto, só um tem um tamanho comparável à lua da Terra, Titã. Já vimos, no entanto, como estes satélites podem ser importantes na estrutura do anéis de Saturno. Além de Titã que se destaca pelo seu tamanho, existem 6 luas de tamanho médio que vão dos 400 km de diâmetro até aos 1500 km. Estas luas têm a particularidade de, ao contrário das luas dos planetas terrestres ou de Júpiter, terem densidades relativamente baixas (menos de 1400 kg/m³) o que significa que são maioritariamente compostas por gelos de água e amónia, moléculas abundantes nesta zona do sistema solar; são elas: Rhea, Iapetus, Tethys, Dione, Mimas e Encelados, sendo este último o satélite mais pequeno do sistema solar, com apenas 500 km de diâmetro, a exibir actividade geológica. Pensa-se que as restantes serão meteoritos capturados por Saturno. Um destes satélites, como veremos mais tarde, Hiperion, que orbita muito perto de Titã, muito para além dos anéis, é um dos melhores testemunhos de caos no sistema solar.

Titã

Titã tem um diâmetro de 5150 km, maior que a nossa lua (3476 km), e tem a particularidade de ser a única lua do sistema solar com uma atmosfera apreciável. Como a maior parte das luas no sistema solar tem uma rotação síncrona 1:1 com o seu período orbital provocada pelas forças de maré de Saturno, isto é, o seu período de rotação é igual ao seu período de translação em volta de Saturno. A pressão à superfície é 50% maior do que na Terra. Apesar de a gravidade de Titã ser menor, a massa de gás na sua atmosfera é 10 vezes maior do que a da Terra. 90% é nitrogénio e o restante é metano e moléculas ricas em hidrogénio e carbono (hidrocarbonetos), respectivamente o 1º e 4º elementos mais abundantes no Universo.

Hiperion

Hiperion tem uma forma irregular e um movimento também irregular, que foi uma das primeiras manifestações do caos no sistema solar a ser prevista e detectada.

Encelados

Quando em 2005 a missão Cassini passou perto de Encelados, revelou um satélite de grandes particularidades, único no sistema solar. Apesar do seu pequeno tamanho, com aproximadamente 500 km de diâmetro, nas regiões do pólo sul, Encelados exibe actividade geológica, expelindo para o espaço através de plumas partículas de gelo e outros detritos. Pensa-se que serão estes detritos que constituem a maior parte do anel E de Saturno. É ainda difícil de explicar como é que com as suas dimensões tem energia interna suficiente para este tipo de actividade mas ao que os modelos indicam, o calor produzido por material radioactivo juntamente com as forças de maré provocadas por Saturno são suficientes para derreter o material que é fornecido às plumas e para criar um oceano debaixo da sua crosta de gelo.

Urano:

Dados de Urano Urano foi o primeiro planeta a ser descoberto na era moderna
Até ao séc. XVIII apenas se conheciam 6 planetas no sistema solar. Em 1781, William Herschel, identificou um objecto não catalogado que se movia relativamente às estrelas. Aquilo que ele inicialmente pensou ser um cometa acabou por ser identificado como o 7º planeta do sistema solar. Com esta descoberta o sistema solar duplicou de tamanho, porque a distância de Urano ao Sol é sensivelmente o dobro da de Saturno. Parecido com Neptuno, os dois planetas encontram-se nas regiões longínquas do sistema solar mas têm características que os distinguem dos outros gigantes jovianos.

Órbita de Urano.

Pela distância a que está do Sol, Urano demora 84 anos terrestres a completar a sua órbita. Um dos aspectos mais curiosos da sua dinâmica é o seu eixo de rotação ter uma inclinação de 97.86º com o plano da sua órbita, por outras palavras, roda deitado. Na figura da direita podemos ver uma representação das estações do ano uraniano ao longo da sua órbita. Especula-se que tenha ganho esta inclinação depois da colisão com um protoplaneta de grandes proporções. Curiosamente, apesar de um dos lados de Urano não receber luz solar durante quase 22 anos, o registo de temperatura é o mesmo ao longo de toda a sua superfície visível, o que sugere mecanismos eficazes de condução do calor pela atmosfera, como as fortes tempestades causadas pelas diferenças de temperatura e detectadas pela Voyager 2.
A Voyager 2 confirmou que a sua atmosfera é maioritariamente composta por hidrogénio (82.5%) e hélio (15.2%), e também 2.3% de metano, 10 vezes mais do que a percentagem que se encontra em Júpiter e Saturno. Curiosamente, Urano tem ainda uma maior percentagem de elementos pesados. Conjectura-se que tanto Urano como Neptuno se tenham formado mais próximos do Sol do que estão hoje actualmente, entre 4 e 10 U.A., tendo migrado para as suas órbitas actuais devido às perturbações gravitacionais de Júpiter e Saturno. Isto porque, nas posições actuais de Urano e Neptuno, a nébula solar não teria ao que tudo indica matéria suficiente para dar origem a planetas tão massivos como estes num intervalo de tempo tão "curto". Então, Urano terá ganho elementos pesados na sua posição inicial mas à medida que se foi afastando do Sol terá deixado de ter disponíveis as grandes quantidades de hidrogénio e hélio necessárias para chegar à composição média que hoje encontramos em Júpiter e Saturno (tanto Urano como Neptuno são muito mais leves do que aqueles planetas ). A sua superfície parece homogénea e está a uma temperatura de -218ºC, ou 55K. A temperaturas tão baixas, o planeta não tem nuvens de amónia nem de água, que congelaram e caíram há muito para o seu interior. Tem contudo nuvens de metano, dificilmente visíveis, uma vez que esta molécula precisa de estar a uma pressão suficientemente alta para condensar em gotículas.

Estrutura interna de Urano.

Urano, ao contrário dos outros gigantes gasosos, não parece ter uma fonte de calor interno relevante. Medições nos infravermelhos registam que Urano liberta para o espaço sensivelmente a mesma energia do que aquela que recebe do Sol. Sendo muito mais pequeno que Júpiter, ao contrário deste, já perdeu há muito a sua energia interna resultado da sua contracção gravitacional. Esta ausência de fonte de energia interna ajuda a explicar a atmosfera "pouco" agitada do planeta, comparativamente com a dos outros gigantes. O interior de Urano, apesar de semelhante a Júpiter e Saturno, difere no facto de não possuir pressão suficiente para o hidrogénio se encontrar num estado metálico. Em vez disso, muito do seu interior é composto por hélio e hidrogénio líquido, num estado não condutor, figura da direita.
Ainda assim, o magnetómetro que a Voyager 2 levava consigo detectou um campo magnético global em Urano. O mais curioso é que o campo, ao contrário do que acontece com a maior parte dos planetas do sistema solar, está totalmente desalinhado com o seu eixo de rotação, fazendo os dois um ângulo de 59º, além de que o seu centro está desviado do centro do planeta. Ainda se conjectura sobre a origem deste campo magnético, uma vez que não existe hidrogénio metálico líquido no interior de Urano, mas sendo a água um bom condutor, o manto líquido de água pode ser o suporte das correntes que dão origem ao campo magnético. As cargas dessas correntes podem ser moléculas de amónia ionizadas provenientes da atmosfera.

Imagem de Urano obtida próximo do infravermelho.

Tal como Saturno, Urano também possui anéis. No entanto, estes têm uma composição química diferente, razão pela qual não é fácil observá-los já que reflectem muito pouco a luz do Sol, figura seguinte. De facto, durante muitos anos escaparam à detecção. Ao que se julga, estas regiões do sistema solar são tão frias que pode existir nos anéis gelo de metano, que ao ser sucessivamente bombardeado por electrões presos na magnetoesfera de Urano é transformado em compostos de carbono de cor escura. Além dos vários satélites de pequenas dimensões, Urano tem 5 satélites de tamanho médio (com diâmetros da ordem dos 1000 km): Titania, Oberon, Ariel, Umbriel e Miranda, todos constituídos por materiais rochosos e gelos.

Neptuno:

Dados de Neptuno Neptuno representa um marco na história do nosso entendimento do Universo e em particular do sistema solar, porque antes de ter sido observado no céu a sua existência foi prevista no papel usando as leis de Newton. De facto, como vimos no relógio de Newton, desde que Urano foi descoberto, persistia um problema incómodo quando se observava a sua posição no céu: numa certa região da sua órbita parecia mover-se ora mais depressa ora mais devagar do que deveria, de acordo com o cálculo da órbita efectuado usando a lei de Newton da gravitação. Seria a física que estava errada? A única alternativa parecia ser a a influência de um planeta desconhecido com uma órbita para lá de Urano, mas esse planeta nunca tinha sido observado. Num tour de force técnico impressionante, 2 astrónomos, independentemente, John Couch Adams (1819-1892) e Urbain J.J. Leverrier (1811-1877) foram capazes de calcular a órbita que esse planeta desconhecido teria que ter de modo a que a sua influência na órbita de Urano desse conta dos desvios observados. Tendo uma órbita, os astrónomos apontaram os telescópios para a zona do céu onde esse planeta deveria estar, e encontraram-no. O 8º planeta do sistema solar, 'deduzido' das leis de Newton e descoberto depois em 1846, foi baptizado como Neptuno.
A uma distância média de 30 U.A., Neptuno demora 165 anos terrestres a completar uma órbita. O movimento de rotação própria tem um período de 16 horas, e o eixo de rotação tem uma inclinação de apenas 29.56º com o plano da órbita, ao contrário do que vimos em Urano.

Grande mancha negra em Neptuno observada pela Voyager 2 em 1989. Em 1994, quando esta zona do planeta foi observada pelo telescópio Hubble, esta tempestade já tinha desaparecido. Outra tempestade (mancha) apareceu entretanto em 1995.

Apesar de aparentemente semelhante a Urano, Neptuno apresenta diferenças consideráveis. Ambos têm aproximadamente o mesmo diâmetro e a mesma composição química (80% de hidrogénio, 19% de hélio e 2% de metano), mas Neptuno tem 18% mais massa. E já sabemos como a massa de um planeta é determinante na sua evolução. De facto, ao contrário de Urano, onde se encontram poucos sinais de uma atmosfera dinâmica, a Voyager 2 mostrou-nos que Neptuno tem uma atmosfera activa, com padrões de nuvens visíveis e até tempestades de longa duração semelhantes às observadas em Júpiter, figura da direita - a grande mancha negra. Sabendo que Neptuno se encontra nas regiões frias e distantes do sistema solar e recebe bastante menos energia do Sol do que Urano, de onde vem então a energia que alimenta o clima activo do planeta? Tal como Júpiter, Neptuno emite muito mais energia do que aquela que recebe do Sol embora fosse de esperar, pelo facto de ser bem mais pequeno do que aquele, que já tivesse esgotado o seu calor interno. Por esta razão pensa-se que o planeta continua a gerar energia interna, resultado da contracção gravitacional, que transforma energia gravítica em energia térmica. Este mecanismo é dependente da massa do planeta, e é curioso observar como os 18% que Neptuno tem a mais do que Urano são suficientes para fazer enormes diferenças na história do planeta. Assim sendo, Neptuno, ao contrário do que se passa com Urano, ainda é um planeta com muita actividade associada ao transporte até à atmosfera da energia térmica disponível no núcleo.
Tal como observamos em Urano, é a presença de metano na atmosfera que confere a cor azulada ao planeta. As nuvens brancas que se conseguem ver formam-se quando metano trazido das regiões mais fundas da atmosfera condensa no topo, mais frio, e forma cristais de gelo. A estrutura interna dos dois planetas é também muito parecida, mas como os dois planetas têm tamanhos muito semelhantes e massas diferentes, o núcleo e a camada de gelos líquidos de Neptuno devem ser ligeiramente maiores em relação à camada de hidrogénio e hélio, comparativamente com as proporções que encontramos em Urano, ver figura seguinte.

Estrutura interna de Neptuno.

Ao que se julga, o campo magnético de Neptuno, detectado pela Voyager 2, tal como o de Urano, é gerado não por hidrogénio metálico líquido como acontece em Júpiter e Saturno, que não existe no interior do planeta, mas por iões de amónia que formam correntes no manto constituído maioritariamente por água no estado líquido, um bom condutor. O campo detectado tem a particularidade de estar consideravelmente desalinhado do eixo de rotação do planeta além de o seu centro estar também desviado do centro do planeta.
Neptuno tem 13 luas conhecidas, das quais 6 foram descobertas pela Voyager 2. Conhece-se pouco sobre estas luas para além do facto de serem pequenas e provavelmente constituídas por gelo. A única excepção é Tritão, fotografada pela Voyager 2, figura seguinte.

Ao contrário da maior parte das luas do sistema solar, Tritão tem um movimento retrógrado: orbita no sentido contrário ao da rotação de Neptuno. Além disso, o plano da sua órbita faz um ângulo de 23º com o plano da órbita de Neptuno. Por estas razões pensa-se que este satélite terá sido uma captura de Neptuno posterior à sua formação. A sua superfície exibe poucas crateras, e é portanto relativamente recente. Isto leva-nos a crer que, após a captura, as forças de maré devidas a Neptuno terão aquecido o interior de Tritão e desencadeado uma intensa actividade geológica que renovou a constituição da superfície desta lua. Ao que tudo indica, Tritão ainda não está geologicamente morto tendo a Voyager 2 detectodo jactos de material escuro a serem ejectados a alturas de 8 km.

 Eclipse solar:

Um eclipse solar assim chamado, é um raríssimo fenômeno de alinhamentos que ocorre quando a Lua se interpõe entre a Terra e o Sol, ocultando completamente a sua luz numa estreita faixa terrestre. Do ponto de vista de um observador fora da Terra, a coincidência é notada no ponto onde a ponta o cone de sombra risca a superfície do nosso Planeta.

História

Astrônomos Estudando um Eclipse de Antoine Caron.

Um eclipse duplo (solar e lunar) aconteceu 23 anos após a ascensão do Rei Shulgi, da Babilônia. Isso aconteceu em 9 de maio (eclipse solar) e 24 de maio (eclipse lunar) de 2138 a.C.. Porém, tal identificação é menos aceita do que o eclipse de 730 a.C.
Em 4 de junho de 780 a.C., um eclipse solar foi recordado na China.

Caminho do eclipse total de 763 d.C. descrito num texto Assírio.

Heródoto escreveu que Tales de Mileto previu um eclipse que aconteceu após uma guerra entre os medos e os lídios. Soldados de ambos os lados abaixaram suas armas e declaram paz, após o eclipse. Exatamente que eclipse estava envolvido continua incerto, apesar do tema ter sido muito estudado por antigos e modernos estudiosos. Um provável candidato aconteceu em 28 de maio de 585 a.C., provavelmente perto do rio Halys, na atual Turquia.
Em Odisséia, XIV, 151, Homero afirma que Ulisses vai voltar para casa para vingar-se dos pretendentes de Penélope, no ir da lua velha e chegar da nova. Mais tarde (XX, 356-357 e 390) Homero escreve que o sol desapareceu do céu e que uma aura maligna cobriu todas as coisas à hora da refeição do meio dia, durante a celebração da lua nova.

Tipos de eclipses

Esquema comparativo do eclipse anular e do total.

Há quatro tipos de eclipses solares:

• O eclipse solar parcial: somente uma parte do sol é ocultada pelo disco lunar.
• O eclipse solar total: toda a luminosidade do Sol é escondida pela Lua.
• O eclipse anular, eclipse anelar ou eclipse em anel: um anel da luminisodade solar pode ser vista ao redor da lua, o que é provocado pelo fato do vértice do cone de sombra da Lua não estar atingindo a superfície da Terra, o que pode acontecer se a Lua estiver próxima de seu apogeu. Isso é similar à ocorrência do eclipse penumbral da lua.

• O eclipse híbrido, quando a curvatura da Terra faz com que o eclipse seja observado como anular em alguns locais e total em outros. O eclipse total é visto nos pontos da superfície terrestre que estão ao longo do caminho do eclipse e estão fisicamente mais próximos à Lua, e podem, assim, serem atingidos pela umbra; outros locais, menos próximos da Lua devido à curvatura da Terra, caem na penumbra da lua, e enxergam um eclipse anular.

Eclipses solares podem ocorrer apenas durante a fase de Lua nova, por ser o período em que a Lua está posicionada entre a Terra e o Sol.

Fases de um eclipse total

1. Desde o instante do primeiro contacto da Lua com o disco solar até o princípio da totalidade (chamado "o segundo contacto") serão necessários cerca de noventa minutos. Durante as fases parciais, na sombra de uma árvore, pode-se observar uma multitude de imagens do crescente do Sol no chão: as folhas entrecruzadas comportam-se como minúsculos buracos que deixam passar a luz de tal modo que as imagens do Sol se formam sobre o solo, como numa "câmara escura". A temperatura começa a baixar e a luminosidade também.
2. Nos dois minutos seguintes o espectáculo intensifica-se: Se o sítio de observação for elevado, pode ver-se uma coluna de sombra que se desloca rapidamente vinda de oeste, como se fosse uma trovoada a chegar: é a chegada da mancha de sombra a uma velocidade de 2800 km/h.
3. A temperatura ambiente diminui em até 10 graus centígrados, podem aparecer ventos súbitos e os animais ficam perturbados.
4. No momento em que o último bocado do disco solar se prepara para desaparecer e a coroa vai começar a se ver, a luz ambiente desce bruscamente. Nesse instante, podem-se ver no chão as sombras voadoras - a luz projecta a turbulência da alta atmosfera e toda a paisagem se cobre de ondeados fugitivos como os que vemos no fundo das piscinas.
5. Alguns segundos antes da totalidade, o crescente solar transforma-se num fio fino de luz que se separa em pequenos bocados: os grãos de Baily - que recebem o seu nome daquele que escreveu sobre eles pela primeira vez em 1836. São causados pelo relevo da Lua: é a a luz do Sol que ainda consegue passar entre as montanhas da Lua.
6. No último segundo antes da totalidade observa-se o efeito "anel de diamante": são os últimos raios da fotosfera.
7. Vem então a fase da totalidade, em que a cromosfera e a coroa solar aparecem. A coroa, constituída por átomos ionizados a alta temperatura e por electrões que são ejectados pelo Sol no espaço interplanetário (vento solar), apresenta um grande número de estruturas que parecem jactos.
8. O céu fica de uma cor azul acinzentada, mas o horizonte mantém-se luminoso. Existe então uma luminosidade igual à de um crepúsculo. As estrelas mais brilhantes aparecem, assim como os planetas. É só nesta fase que a observação a olho nu é possível sem protecção ocular.

Eclipses do Sol acontecem quando a Lua alinha-se com o Sol e a Terra, mas devido à orbita elíptica da Lua, nem sempre o Sol é totalmente coberto pela Lua.
Um eclipse do Sol pode ser visto apenas em um ponto da Terra, que move-se devido à rotação da Terra e da traslação da Lua. A distância da Lua em relação à Terra determina a quantidade de luz que é coberta do Sol, bem como a largura da penumbra e escuridão total (mais ou menos cem quilômetros). Essa largura estará no máximo se a Lua aparece no perélio, na qual a largura pode atingir até 270 quilômetros.
Eclipses totais do sol são eventos relativamente raros. Apesar deles ocorrerem em algum lugar da Terra a cada dezoito meses, é estimado que eles recaem (isto é, duas vezes) em um dado lugar apenas a cada trezentos ou quatrocentos anos. Após um longo tempo esperando, eclipse total do Sol dura apenas alguns minutos, dado que a umbra da Lua move-se leste a mais de 1700 km/h. Escuridão total não dura mais que 7 minutos e 40 segundos. A cada milênio ocorrem menos que 10 eclipses totais do Sol que ultrapassam mais de 7 min de duração. A última vez que isso aconteceu foi em 30 de junho de 1973, e a próxima está a acontecer apenas em 25 de junho de 2150. Para os astrônomos, um eclipse total do Sol é uma rara oportunidade de observar a coroa solar (a camada externa do Sol). Normalmente, a coroa solar não é visível a olho nu devido ao fato que a fotosfera é muito mais brilhante do que a coroa solar.

Observação

Lua passando em frente ao Sol visto do satélite de observação solar STEREO.

Vídeo mostrando um eclipse visto da Estação Espacial Internacional.

A melhor e mais segura maneira de se visualizar um eclipse do sol, ou algum outro evento solar (manchas) , é via projeção indireta. Isso pode ser feito projetando-se uma imagem do sol em um anteparo branco (que pode ser uma folha de papel ou cartão, o chão, ou uma parede) utilizando um par de binóculos normais, com uma das lentes cobertas, um telescópio, ou um pedaço de cartão com um pequeno furo (que pode ser feito com uma agulha, de cerca de um milímetro de diâmetro). A imagem projetada do Sol, de uma dessas maneiras, pode ser olhada sem problemas.
Apesar de não recomendada, a observação direta do sol pode ser feita utilizando-se equipamentos apropriados, que deem garantia de segurança. Filtros para observação solar, feitos especialmente para visualização de eventos solares, podem normalmente ser adquiridos em museus, planetários, observatórios espaciais, e às vezes são distribuídos gratuitamente quando a data de um eclipse se aproxima e finalmente se não encontrarem procurem nas lojas de ferragens um filtro usado em capacetes de solda elétrica.
Outra opção é usar pedaço de vidro fumê com um grau de opacidade de 13 ou mais (14 é o recomendado). Óculos especiais ou vidro fumê podem ser usados também para proteger câmeras quando fotografando um eclipse solar.

Perigo para os olhos

Há mitos que certas embalagens de plástico metalizado de batatas fritas, chapas de raio-x, filmes fotográficos sobrepostos, vidros sobre os quais foi aplicada a chama de uma vela, óculos escuros e CDs podem ser usados para ver um eclipse solar com segurança. Isto não é verdade, pois apesar de esses materiais poderem reduzir a iluminação a um nível tolerável, eles não oferecem nenhuma proteção contra a radiação ultravioleta invisível, que pode causar sérios danos à retina.

• Óculos escuros não oferecem proteção suficiente para se observar um eclipse solar, e não devem ser utilizados para essa finalidade. Isso inclui óculos de polaridade cruzada (aqueles utilizados para visualização de imagens em três dimensões), que não constituem um filtro completo, ao contrário do que algumas fontes afirmam.
• Alguns filtros, como filmes fotográficos, não bloqueiam todas as radiações presentes na luz solar, deixando passar a radiação infravermelha e/ou ultravioleta. O bloqueio da luz visível faz as pupilas dilatarem, permitindo a entrada de mais radiação e podendo causar tanto ou mais dano que a observação a olho nu.

Óculos especial de observação de eclipses.

• Se um método direto de olhar o eclipse é escolhido (e usando adequado equipamento de segurança), uma regra de bom senso é limitar o tempo gasto em olhar diretamente ao Sol, de preferência, a não mais do que vinte segundos por vez, com pelo menos trinta segundos de pausa entre diretas observações. Isso diminui a possibilidade de dano aos olhos (em especial, a retina), que existe mesmo usando equipamento de segurança.
• Ironicamente, o maior perigo está no período de máxima escuridão (95% ou mais). Isso acontece devido à falta de luz (quatro vezes menos que o brilho de uma lua cheia), fazendo a pupila dilatar-se, deixando que mais luz passe. Infelizmente, é justamente nesse período que a coroa solar torna-se visível aos olhos, cujo repentino brilho pode causar dano imediato e irreversível à retina.[editar] Campanhas especiais de observação

Eclipse visto da ISS.

Eclipse total de 11 de julho de 1991 teve fase de totalidade sobre a região amazônica do Brasil.

• 30 de maio de 1965: Lançamento de foguetes em Charlestown, Rhode Island, EUA
• 30 de maio de 1966: Lançamento de foguetes em Karystos, Grécia, para observar o eclipse
• 12 de novembro de 1966: Lançamento de dois foguetes Titus, em Las Palmas, Argentina
• 26 de fevereiro de 1979: Lançamento de foguetes em Red Lake, Canadá
• 16 de fevereiro de 1980: Lançamento de foguetes em San Marco platform

Eclipses solares simultâneos pela Lua e por um planeta

Em princípio, a ocorrência simultânea de um eclipse solar causado pela Lua e outro causado pela interferência de um planeta (Mercúrio ou Vênus) é plausível. Mas tais eventos são extremamente raros. Estima-se que o próximo evento deste tipo acontecerá em 5 de julho de 6757, com um eclipse solar e outro causado pela interferência de Mercúrio, e de outro duplo eclipse solar causado pela Lua e por Vênus em 15 de abril de 1523.
Apenas cinco horas após um eclipse causado por Vênus em 4 de junho de 1769 houve um outro eclipse total do Sol, causado pela Lua, que foi visível na América do Norte, Europa e o norte da Ásia. O tempo entre os dois eclipses é o menor já registrado, entre dois eclipses causados um pela Lua e outro por um planeta.

Eclipses solares por satélites artificiais

Os Satélites artificiais ou as estações espaciais, estão sujeitos a maior número de eclipses do Sol do que a Terra. Entretanto, tais eventos próximos as grandes massa como o sol, são pouco explorados pelos astrofísicos, face já existir uma confirmação e modelos matemáticos para o desvio de um raio de luz que passa em rente ao Sol.

Calculando a data de um eclipse solar

Sabendo-se o dia e a hora de um eclipse solar, é possível prever outros eclipses usando o ciclo de eclipses. Dois ciclos de eclipse bem conhecidos são os de Saros e o de Inex. O de Saros é provavelmente o melhor e mais conhecido ciclo de eclipses. O ciclo Inex é por si próprio um ciclo pobre, mas é bastante conveniente na classificação dos eclipses solares. Após o término de um ciclo de Saros, um novo Saros começa um Inex depois (daí esse nome: in-ex).^[1]

Os mais longos eclipses solares entre os anos 1 e 3000:

Eclipses totais do Sol

Dia	Ano	Duração
2 de Dezembro	1992	7m29s
5 de Julho	2168	7m26s
27 de Junho	363	7m24s
27 de Julho	2204	7m22s
8 de Julho	381	7m22s
9 de Junho	1062	7m20s
20 de Junho	1080	7m18s
16 de Junho	345	7m17s
3 de Junho	699	7m16s
13 de Junho	717	7m15s
1 de Junho	132	7m14s
24 de Junho	2150	7m14s
29 de Maio	1044	7m12s
25 de Junho	2522	7m12s
12 de Junho	150	7m12s
19 de Julho	399	7m11s
3 de Julho	2885	7m11s
14 de Junho	2504	7m10s
23 de Junho	2867	7m10s
23 de Maio	681	7m09s
20 de Junho	1955	7m08s
8 de Agosto	2222	7m06s
22 de Maio	114	7m05s
1 de Julho	1098	7m05s
8 de Junho	1937	7m04s
30 de Junho	1973	7m04s
5 de Julho	2540	7m04s
16 de Julho	2903	7m04s
6 de Junho	327	7m03s
22 de Junho	168	7m02s
25 de Junho	735	7m02s
12 de Junho	2849	7m00s

O eclipse solar com o maior tempo de duração na fase de total escuridão em um eclipse total do Sol, no século XXI, aconteceu em 22 de julho de 2009, com 6m39s.

Eclipses anulares do Sol

Data	Duração
13 de dezembro de 150	12m48s
25 de novembro de 132	12m16s
17 de dezembro de 168	12m15s
14 de dezembro de 1955	12m09s
14 de janeiro de 2011	12m09s
24 de janeiro de 3098	12m05s
24 de dezembro de 1973	12m03s
25 de dezembro de 1628	12m02s
2 de dezembro de 1937	12m00
25 de Abril de 2010	12m12s

O eclipse solar anular com a maior duração na fase anular no século XXI aconteceu em 15 de janeiro de 2010, com 11m08s.

Eclipse Lunar:


Um eclipse lunar é um fenômeno celeste que ocorre quando a Lua penetra, totalmente ou parcialmente, no cone de sombra projetado pela Terra, em geral, sendo visível a olho nu. Isto ocorre sempre que o Sol, a Terra e a Lua se encontram próximos ou em perfeito alinhamento, estando a Terra no meio destes outros dois corpos. É como se fosse um eclipse solar porém a Terra encobre o sol nesse caso.
Por isso o eclipse lunar só pode ocorrer quando coincidem a fase de Lua cheia e a passagem dela pelo seu nodo orbital. Este último evento também é responsável pelo tipo e duração do eclipse.

Fenômeno

Esquema mostrando a posição dos astros durante um eclipse lunar.

Inclinação do plano da órbita lunar em relação ao plano da órbita terrestre.

O eclipse lunar ocorre sempre durante a fase da Lua cheia pois ela precisa estar atrás da Terra, do ponto de vista de um observador no Sol. Como o plano da órbita da Lua está inclinado 5° em relação ao plano da órbita que a Terra realiza ao redor do Sol, nem todas as fases de Lua cheia levam a ocorrência do eclipse.

Relação da passagem da lua pelos seus nodos e a ocorrência de eclipses lunares e solares.

O eclipse ocorre sempre que a fase de Lua cheia coincide com a passagem da Lua pelo plano da órbita da Terra. Este ponto onde a órbita da Lua se encontra com o plano da órbita da Terra chama-se nodo orbital. O nodo pode ser classificado como ascendente ou descendente, de acordo com a direção que a lua cruza o plano.

Ao contrário dos eclipses solares que são visíveis apenas em pequenas áreas da Terra, os eclipses lunares podem ser vistos em qualquer lugar da Terra em que seja noite no momento do eclipse.

Classificação

Tipos de eclipse de acordo com a passagem pelo nodo descendente. 2 descreve um eclipse penumbral, 3 um eclipse parcial e 4 um eclipse total.

Os eclipses lunares podem ser classificados de acordo com a parte da Lua que é obscurecida pela sombra da Terra, e por qual parte da sombra da Terra ela está sendo obscurecida.
A sombra projetada pela Terra possui duas partes denominadas umbra e penumbra. A umbra é uma região em que não há iluminação direta do Sol e a penumbra é uma região em que apenas parte da iluminação é bloqueada.
Os eclipses penumbrais ocorrem quando a Lua entra na região de penumbra, o que na prática resulta numa variação do brilho da Lua que dificilmente é notada. Se a Lua entra inteiramente na região de penumbra ocorre o raro eclipse penumbral total que pode gerar um gradiente de luminosidade visível, estando a Lua mais escura na região que se aproxima mais da umbra.
Quando a Lua entra na região da umbra, podem ocorrer os eclipses lunares parcial e total. O eclipse parcial ocorre quando apenas parte da Lua é obscurecida pela sombra da Terra e o total, quando toda a face visível da Lua é obscurecida pela umbra. Este obscurecimento total pode durar até 107 minutos e é mais longo quando a Lua está próxima de seu apogeu, ou seja, quando sua distância da Terra é o maior possível.
Um último tipo de eclipse lunar raro é denominado eclipse horizontal. Ele ocorre quando o Sol e a Lua, em eclipse, estão visíveis ao mesmo tempo. Este tipo de eclipse só é visível quando o eclipse lunar ocorre perto do poente ou antes do nascente.

Aparência

Esquema demonstrando a variação de tons da Lua durante a fase de totalidade.

Composição fotográfica mostrando todos os níveis de um eclipse lunar.

A Lua não desaparece completamente na sombra da Terra, mesmo durante um eclipse total, podendo então, assumir uma coloração avermelhada ou alaranjada. Isto é conseqüência da refração e da dispersão da luz do Sol na atmosfera da Terra que desvia apenas certos comprimentos de onda para dentro da região da umbra.
Este fenômeno também é responsável pela coloração avermelhada que o céu assume durante o poente e o nascente. De fato se nós observássemos o eclipse a partir da Lua, nós veríamos o Sol se pondo atrás da Terra.

Escala de Danjon

O astrônomo André-Louis Danjon criou uma escala que veio a receber seu nome para classificar o obscurecimento durante um eclipse lunar. Esta escala vai de 0 a 4:

• L=0: Eclipse muito escuro, a Lua se torna quase invisível durante a totalidade.
• L=1: Eclipse escuro de cor acinzentada ou próximo do marrom.
• L=2: Eclipse com cor vermelha. A sombra central é muito escura mas as bordas são mais claras.
• L=3: Eclipse cor de tijolo. A borda da sombra é brilhante ou amarela.
• L=4: Eclipse muito brilhante com cor alaranjada. A borda da sombra é brilhante ou azul.

Ciclos de eclipse

Todos os anos ocorrem pelo menos dois eclipses lunares. A partir da data de um eclipse é possível prever os próximos através de um ciclo de eclipses como o Saros.


Eclipses lunares 2003-2010
 

Predições por Fred Espenak, NASA

Data	Tipo	Visível onde	Duração
15 de maio de 2003	Total	Américas do Sul e Central, Costa Leste da América do Norte, Oeste da África	53 min
9 de Novembro de 2003	Total	Américas, Europa, África, Ásia Central	24 min
9 de Maio de 2004	Total	América do Sul, Europa, África, Ásia, Austrália	1 h 16 min
27 de Outubro de 2004	Total	Américas, Europa, África, Ásia Central	1 h 21 min
24 de Abril de 2005	Penumbra	Américas, Austrália, Pacífico, Extremo Leste da Ásia	4 h 10 min (duração total do eclipse)
17 de Outubro de 2005	Parcial	Canadá, Austrália, Pacífico, Ásia	58 min
14 de Março de 2006	Penumbra	Europa e África	1 h
7 de Setembro de 2006	Parcial	África, Ásia, Austrália, Europa	1 h 28 min
3 de Março de 2007	Total	Todos os continentes	1 h 14 min
28 de Agosto de 2007	Total	Ásia, Austrália, Pacifico, Américas	1 h 31 min
20 de Fevereiro de 2008	Total	Pacifico, Américas, Europa, África	51 min
16 de Agosto de 2008	Parcial	América do Sul, Europa, África, Ásia, Austrália	2 h
9 de Fevereiro de 2009	Penumbra	Europa, Ásia, Austrália, Pacifico	-
7 de Julho de 2009	Penumbra	Austrália, Pacifico, Américas	-
6 de Agosto de 2009	Penumbra	Américas, Europa, África, Ásia	-
31 de Dezembro de 2009	Parcial	Europa, África, Ásia, Austrália.	1 h 02min
26 de Junho de 2010	Parcial	Ásia, Austrália, Pacifico, Américas	2 h 44min
21 de Dezembro de 2010	Total	Ásia, Austrália, Pacifico, Américas, Europa	3 h 29min

Mais longo eclipse lunar total entre 1900 e 2010

Data	Duração da fase total
16 de Julho de 2000	1h47m01s
6 de Julho de 1982	1h46m20s
27 de Julho de 2008	1h43m34s
26 de Junho de 2009	1h42m32s
4 de Agosto de 1906	1h41m48s
7 de Julho de 2007	1h41m29s
25 de Junho de 1964	1h41m25s
26 de Julho de 1953	1h41m22s
28 de Junho de 2001	1h41m16s
15 de Junho de 2001	1h40m52s
16 de Junho de 2006	1h40m49s
15 de Julho de 1935	1h40m16s
6 de Agosto de 1971	1h40m04s

O eclipse lunar total mais longo entre 1000 a.C.e 300 d.C ocorreu em 31 de Maio de 318. Sua fase total teve uma duração de 1h47m14s.

História:

  

Os astrônomos da Grécia Antiga notaram que durante o eclipse lunar, a borda da sombra era sempre circular. Eles então concluíram que a Terra poderia ser esférica ou redonda.

Datas dos Eclipses Solar e Lunar do ano de 2011
2011 Janeiro 04: Parcial Solar Eclipse
2011 Junho 01: Parcial Solar Eclipse
2011 Junho 15: Total Lunar Eclipse
2011 Julho 01: Parcial Solar Eclipse
2011 Novembro 25: Parcial Solar Eclipse
2011 Dezembro 10: Total Lunar Eclipse
Datas dos Eclipses Solar e Lunar de 2011 até 2020 - Dados divulgado pela NASA

Solar Eclipses: 2011 – 2020 Eclipses solares: 2011 – 2020
Calendar Date Calendário Data	TD of Greatest Eclipse TD grande do Eclipse	Eclipse Type Eclipse Tipo	Saros Series Saros Series	Eclipse Magnitude Magnitude do Eclipse	Central Duration Central Duração	Geographic Region of Eclipse Visibility Região Geográfica do Eclipse Visibilidade
(Link to Global Map) (Link para o Mapa Global)	(Link to Animation) (Link para a Animação)	(Link to Google Map) (Link para o mapa do Google)	(Link to Saros) (Link para Saros)		(Link to Path Table) (Link para a Tabela Caminho)
2011 Jan 04 2011 04 de janeiro	08:51:42 08:51:42	Partial Parcial	151 151	0.858 0.858	- -	Europe, Africa, c Asia Europa, África, Ásia c
2011 Junho 01 2011 01 de junho	21:17:18 21:17:18	Partial Parcial	118 118	0.601 0.601	- -	e Asia, n N. America, Iceland Ásia e n, América do Norte, a Islândia
2011 Julho 01 2011 01 de julho	08:39:30 08:39:30	Partial Parcial	156 156	0.097 0.097	- -	s Indian Ocean s Oceano Índico
2011 Nov 25 2011 25 de novembro	06:21:24 06:21:24	Partial Parcial	123 123	0.905 0.905	- -	s Africa, Antarctica, Tasmania, NZ África é, Antarctica Tasmânia, Nova Zelândia
2012 Maio 20 2012 20 de maio	23:53:53 23:53:53	Annular Anular	128 128	0.944 0.944	05m46s 05m46s	Asia, Pacific, N. America Ásia, Pacífico, América do Norte [Annular: China, Japan, Pacific, w US] [Anular: China, Japão, w Pacífico dos EUA]
2012 Nov 13 2012 13 de novembro	22:12:55 22:12:55	Total Total	133 133	1.050 1.050	04m02s 04m02s	Australia, NZ, s Pacific, s S. America Austrália, Nova Zelândia, s s Pacífico, América do Sul [Total: n Australia, s Pacific] [Total: Austrália n, s Pacífico]
2013 Maio 10 2013 10 de maio	00:26:20 00:26:20	Annular Anular	138 138	0.954 0.954	06m03s 06m03s	Australia, NZ, c Pacific Austrália, Nova Zelândia, c Pacífico [Annular: n Australia, Solomon Is., c Pacific] [Anular: n Austrália, Ilhas Salomão Pacífico., C]
2013 Nov 03 2013 03 de novembro	12:47:36 12:47:36	Hybrid Híbrido	143 143	1.016 1.016	01m40s 01m40s	e Americas, s Europe, Africa E Américas, da Europa, África [Hybid: Atlantic, c Africa] [Hybid: Atlântico, África c]
2014 Abril 29 2014 29 de abril	06:04:32 06:04:32	Annular Anular	148 148	0.987 0.987	- -	s Indian, Australia, Antarctica Indian s, Austrália, Antártica [Annular: Antarctica] [Anular: Antarctica]
2014 Out 23 2014 23 de outubro	21:45:39 21:45:39	Partial Parcial	153 153	0.811 0.811	- -	n Pacific, N. America n Pacífico, América do Norte
2015 Mar 20 2015 20 de março	09:46:47 09:46:47	Total Total	120 120	1.045 1.045	02m47s 02m47s	Iceland, Europe, n Africa, n Asia Islândia, Europa, África n, n Ásia [Total: n Atlantic, Faeroe Is, Svalbard] [Total: Atlântica, n Faroé é, Svalbard]
2015 Set 13 2015 13 de setembro	06:55:19 06:55:19	Partial Parcial	125 125	0.788 0.788	- -	s Africa, s Indian, Antarctica s da África, é indiano, Antarctica
2016 Mar 09 2016 09 de março	01:58:19 01:58:19	Total Total	130 130	1.045 1.045	04m09s 04m09s	e Asia, Australia, Pacific e Ásia, Austrália, Pacífico [Total: Sumatra, Borneo, Sulawesi, Pacific] [Total: Sumatra, Bornéu, Celebes, Pacífico]
2016 Set 01 2016 01 de setembro	09:08:02 09:08:02	Annular Anular	135 135	0.974 0.974	03m06s 03m06s	Africa, Indian Ocean África, Oceano Índico [Annular: Atlantic, c Africa, Madagascar, Indian] [Anular: Atlântico, África c, Madagascar, Índia]
2017 Fev 26 2017 26 de fevereiro	14:54:32 14:54:32	Annular Anular	140 140	0.992 0.992	00m44s 00m44s	s S. America, Atlantic, Africa, Antarctica s América do Sul, Atlântico, África, Antártida [Annular: Pacific, Chile, Argentina, Atlantic, Africa] [Anular: Pacífico, Chile, Atlantic, África Argentina]
2017 Ago 21 2017 21 de agosto	18:26:40 18:26:40	Total Total	145 145	1.031 1.031	02m40s 02m40s	N. America, n S. America America do Norte n, América do Sul [Total: n Pacific, US, s Atlantic] [Total: n Pacífico, dos EUA, s Atlântico]
2018 Fev 15 2018 15 de fevereiro	20:52:33 20:52:33	Partial Parcial	150 150	0.599 0.599	- -	Antarctica, s S. America Antarctica s, América do Sul
2018 Julho 13 2018 13 de julho	03:02:16 03:02:16	Partial Parcial	117 117	0.336 0.336	- -	s Australia da Austrália
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2019 Jan 06 2019 06 de janeiro	01:42:38 01:42:38	Partial Parcial	122 122	0.715 0.715	- -	ne Asia, n Pacific ne Ásia, n Pacífico
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2020 Junho 21 2020 21 de junho	06:41:15 06:41:15	Annular Anular	137 137	0.994 0.994	00m38s 00m38s	Africa, se Europe, Asia África, se a Europa, Ásia [Annular: c Africa, s Asia, China, Pacific] [Pacífico anular c: África s, Ásia, China,]
2020 Dez 14 2020 14 de dezembro	16:14:39 16:14:39	Total Total	142 142	1.025 1.025	02m10s 02m10s	Pacific, s S. America, Antarctica Pacífico s, América do Sul, Antártica [Total: s Pacific, Chile, Argentina, s Atlantic] [Total: s Pacífico, Chile, Argentina, s Atlântico]

Lua:

A Lua (do latim Luna) é o único satélite natural da Terra, situando-se a uma distância de cerca de 384.405 km do nosso planeta.
Segundo a última contagem, mais de 150 luas povoam o sistema solar: Netuno é cercado por 13 delas; Urano por 27; Saturno tem 60; Júpiter é o que tem mais até então e possui 63. A Lua terráquea não é a maior de todo o Sistema Solar - Ganimedes, uma das luas de Júpiter, é a maior - mas nossa Lua continua sendo a maior proporcionalmente em relação ao seu planeta. Com mais de 1/4 do tamanho da Terra e 1/6 de sua gravidade, é o único corpo celeste visitado por seres humanos e onde a NASA (sigla em inglês de National Aeronautics and Space Administration) pretende implantar bases permanentes.

Visto da Terra, o satélite apresenta fases e exibe sempre a mesma face (situação designada como acoplamento de maré), fato que gerou inúmeras especulações a respeito do teórico lado escuro da Lua, que na verdade fica iluminado quando estamos no período chamado de Lua nova. Seu período de rotação é igual ao período de translação. A Lua não tem atmosfera e apresenta, embora muito escassa, água no estado sólido (em forma de cristais de gelo). Não tendo atmosfera, não há erosão e a superfície da Lua mantém-se intacta durante milhões de anos. É apenas afetada pelas colisões com meteoritos.
É a principal responsável pelos efeitos de maré que ocorrem na Terra, em seguida vem o Sol, com uma participação menor. Pode-se dizer do efeito de maré aqui na Terra como sendo a tendência de os oceanos acompanharem o movimento orbital da Lua, sendo que esse efeito causa um atrito com o fundo dos oceanos, atrasando o movimento de rotação da Terra cerca de 0,002 s por século, e, como consequência, a Lua se afasta de nosso planeta em média 3 cm por ano.

A Lua é, proporcionalmente, o maior satélite natural do nosso Sistema Solar. Sua massa é tão significativa em relação à massa da Terra que o eixo de rotação do sistema Terra-Lua encontra-se muito longe do eixo central de rotação da Terra. Alguns astrônomos usam este argumento para afirmar que vivemos em um dos componentes de um planeta duplo, mas a maioria discorda, uma vez que para que um sistema planetário seja duplo é necessário que seu eixo de rotação esteja fora dos dois corpos.

Formação da Lua:

A ilustração da hipótese do impacto gigante que acredita-se ter formado a Lua.

A origem da Lua é incerta, mas as similaridades no teor dos elementos encontrados tanto na Lua quanto na Terra indicam que ambos os corpos podem ter tido uma origem comum. Nesse aspecto, alguns astrônomos e geólogos alegam que a Lua teria se desprendido de uma massa incandescente de rocha liqüefeita primordial, recém-formada, através da força centrífuga.
Outra hipótese, atualmente a mais aceita, é a de que um planeta desaparecido e denominado Theia, aproximadamente do tamanho de Marte, ainda no princípio da formação da Terra, teria se chocado com nosso planeta. Tamanha colisão teria desintegrado totalmente o planeta Theia e forçado a expulsão de pedaços de rocha líquida. Esses pequenos corpos foram condensados em um mesmo corpo, o qual teria sido aprisionado pelo campo gravitacional da Terra. Esta teoria recebeu o nome de Big Splash.
Há ainda um grupo de teóricos que acreditam que, seja qual for a forma como surgiram, haveria dois satélites naturais orbitando a Terra: o maior seria a Lua, e o menor teria voltado a se chocar com a Terra, formando as massas continentais.

Geologia lunar:

Ilustração esquemática da estrutura interna da Lua.

O conhecimento sobre a geologia da lua aumentou significantemente a partir da década de 1960 com as missões tripuladas e automatizadas. Apesar de todos os dados recolhidos ao longo de todos esses anos, ainda há perguntas sem respostas que unicamente serão contestadas com a instalação de futuras bases permanentes e um amplo estudo sobre a superfície da lua. Graças a sua distância da Terra, a Lua é o único corpo, junto com a Terra, que se conhecem detalhadamente sua geologia. As missões tripuladas Apollo contribuíram com a recoleção de 382 kg de rochas e amostras do solo, e as sondas automáticas soviéticas Luna cerca de 326 gr, dos quais seguem sendo o objeto de estudo para a compreensão sobre a formação de corpos celestes.

Solo:

As explorações e os estudos do solo da Lua levaram os cientistas a concluir que a queda de meteoros em sua superfície desprotegida de atmosfera é a principal causa de seu solo ser esburacado já que atmosfera pode frear ou diminuir a velocidade desses objetos, ao colidirem, razão pela qual abrem mais crateras contra a superfície lunar do que na terra.

Faces:

A Lua fotografada por um telescópio doméstico de 180mm e ocular de 9mm usando uma câmera comum de 8 megapixels.

As partes mais próximas de um objecto em órbita em volta de um planeta sofrem uma atracção gravitacional maior deste (porque estão a uma menor distância dele) do que as mais distantes, ou seja, há um gradiente de gravidade. Isso faz com que se gere um binário que leva o objecto a acabar por ficar orientado no espaço de modo a que seja a sua parte com uma maior massa a ficar voltada para o planeta. É esse efeito que explica porque é que a Lua assume uma taxa de rotação estável que mantém sempre a mesma face voltada para a Terra. O seu centro de massa está distanciado do seu centro geométrico de cerca de 2 km na direcção da Terra.
Curiosamente, não se sabe porquê, do lado voltado para a Terra a sua crosta é mais fina quanto à amplitude de relevo e é onde estão concentrados os mares - as zonas mais planas.
As designações "continentes" e "mares" não devem ser entendidas com o mesmo significado que têm na Terra.

Os continentes são escarpados e constituídos por rochas mais claras (anortositos), essencialmente formados por feldspatos, que reflectem 18% da luz incidente proveniente do Sol. Apresentam, em geral, um maior número de crateras de impacto e ocupam a maior extensão da superfície lunar. Os mares lunares não têm água, apresentam a sua superfície mais plana do que a dos continentes, fazendo lembrar a superfície livre de um líquido. São escuros, constituídos por basaltos, reflectindo apenas cerca de 6% a 7% da luz incidente. A formação dos mares, que são mais abundantes na face visível do que na face não visível (lado escuro), relaciona-se com os impactos meteoríticos.

Lado visível da Lua.

Lado escuro da Lua.

De onde vem o dia e a noite:

Aquecimento Global mito ou realidade?

Pessoas não acreditam que possa ser realidade.
A terra como sempre esquentando muito, as geleiras derretendo, muitos animais correndo riscos de extinção, correndo riscos de desaparecerem no mapa. Esses são alguns dos sérios problemas que o aquecimento global pode causar.
Afinal o que é aquecimento global?? o aquecimento global é calor que envolve a terra, isto é: a terra ela possui uma camada de gás carbônico que impede a liberação de raios solares, serem muitos quentes e fortes sobre a terra, o fato das indústrias liberarem muitas composição química na fumaça isso levou a camada de gás carbônico a se romper.
Onde o nosso planeta cada dia que passa a sua temperatura aumenta muito, e muitos dos dias chove muito forte, porque o calor do sol é liberado em excesso e é onde leva chuvas fortes, com muitos estragos nas cidades.
O desmatamento é uma das causas também, porque as pessoas sem conscientização elas fazem queimadas e nem se dão conta que a fumaça pode proliferar no aquecimento global.
Antes de se tomar alguma atitude a esse respeito é bom as pessoas pensarem antes de fazer qualquer queimada, porque ela não tem nenhuma vantagem e sim uma grande desvantagem de ajudar no aquecimento global. Ajude você também seja amigo (a) do meio ambiente, ele precisa de você.

 Água: indispensável para a sobrevivência

Introdução

Na composição da água entram dois gases: duas partes de hidrogênio (símbolo: H) e uma parte de oxigênio (símbolo: O). Sua fórmula química é H2O.
Três quartos da superfície da Terra são recobertos por água. Trata-se de quase 1,5 bilhão de km3 de água em todo o planeta, contando oceanos, rios, lagos, lençóis subterrâneos e geleiras. Parece inacreditável afirmar que o mundo está prestes a enfrentar uma crise de abastecimento de água. Mas é exatamente isso o que está para acontecer, pois apenas uma pequeníssima parte de toda a água do planeta Terra serve para abastecer a população.
Vinte e nove países já têm problemas com a falta d'água e o quadro tende a piorar. Uma projeção feita pelos cientistas indica que no ano de 2025, dois de três habitantes do planeta serão afetados de alguma forma pela escassez - vão passar sede ou estarão sujeitos a doenças como cólera e amebíase, provocadas pela má qualidade da água. É uma crise sem precedentes na história da humanidade. Em escala mundial, nunca houve problema semelhante.
Tanto que, até 30 anos atrás, quando os primeiros alertas foram feitos por um estudo da Organização das Nações Unidas (ONU), ninguém dava importância para a improvável ameaça.

A água e o corpo humano

Os primeiros seres vivos da Terra surgiram na água há cerca de 3,5 bilhões de anos. Sem ela, acreditam os cientistas, não existiria vida. A água forma a maior parte do volume de uma célula. No ser humano, ela representa cerca de 70% de seu peso. Uma pessoa de 65 kg, por exemplo, tem 45 kg de água em seu corpo. Daí sua importância no funcionamento dos organismos vivos. O transporte dos sais minerais e de outras substâncias, para dentro ou para fora da célula, é feito por soluções aquosas. Mesmo a regulagem da temperatura do corpo depende da água - é pelo suor que "expulsamos" parte do calor interno.

Dia Mundial da Água

A Organização das Nações Unidas instituiu, em 1992, o Dia Mundial da Água - 22 de março. O objetivo da data é refletir, discutir e buscar soluções para a poluição, desperdício e escassez de água no mundo todo. Mas há muitos outros desafios: saber usá-la de forma racional, conhecer os cuidados que devem ser tomados para garantir o consumo de uma água com qualidade e buscar condições para filtrá-la adequadamente, de modo a tirar dela o máximo proveito possível.

Os Direitos da Água

A ONU redigiu um documento intitulado Declaração Universal dos Direitos da Água. Logo abaixo, você vai ler os seus principais tópicos:

1. A água não é uma doação gratuita da natureza; ela tem um valor econômico: é rara e dispendiosa e pode escassear em qualquer região do mundo.
2. A utilização da água implica respeito à lei. Sua proteção constitui uma obrigação jurídica para todo homem ou grupo social que a utiliza.
3. O equilíbrio e o futuro de nosso planeta dependem da preservação da água e de seus ciclos. Estes devem permanecer intactos e funcionando normalmente para garantir a continuidade da vida sobre a Terra. Este equilíbrio depende da preservação dos mares e oceanos, por onde os ciclos começam.
4. Os recursos naturais de transformação da água em água potável são lentos, frágeis e muito limitados. Assim sendo, a água deve ser manipulada com racionalidade e precaução.
5. A água não é somente herança de nossos predecessores; ela é, sobretudo, um empréstimo a nossos sucessores. Sua proteção constitui uma necessidade vital, assim como a obrigação moral do homem para com as gerações presentes e futuras.
6. A água faz parte do patrimônio do planeta. Cada continente, cada povo, cada nação, cada região, cada cidade, cada cidadão é plenamente responsável pela água da Terra.
7. A água não deve ser desperdiçada, nem poluída, nem envenenada. De maneira geral, sua utilização deve ser feita com consciência para que não se chegue a uma situação de esgotamento ou de deterioração da qualidade das reservas atualmente disponíveis.
8. A água é a seiva de nosso planeta. Ela é condição essencial de vida de todo vegetal, animal ou ser humano. Dela dependem a atmosfera, o clima, a vegetação e a agricultura.
9. O planejamento da gestão da água deve levar em conta a solidariedade e o consenso em razão de sua distribuição desigual sobre a Terra.
10. A gestão da água impõe um equilíbrio entre a sua proteção e as necessidades econômica, sanitária e social.

Ciclo da Água

A água, na natureza, está sempre mudando de estado físico. Sob a ação do calor do Sol, a água da superfície terrestre se evapora e se transforma em vapor d'água. Este vapor sobe para a atmosfera e vai se acumulando. Quando encontra camadas frias, se condensa, formando gotinhas de água que juntam-se a outras gotinhas e formam as nuvens.
As nuvens formadas, quando ficam muito pesadas por causa da quantidade de água nelas contida, voltam à superfície terrestre em forma de chuva. Uma parte da água das chuvas penetra no solo e forma lençóis de água subterrâneos. Outra parte corre para os rios, mares, lagos, oceanos etc. Com o calor do Sol, a água volta a evaporar.
 

Água potável e água tratada

A água é considerada potável quando pode ser consumida pelos seres humanos. Infelizmente, a maior parte da água dos continentes está contaminada e não pode ser ingerida diretamente. Limpar e tratar a água é um processo bastante caro e complexo, destinado a eliminar da água os agentes de contaminação que possam causar algum risco para a saúde, tornando-a potável. Em alguns países, as águas residuais, das indústrias ou das residências, são tratadas antes de serem escoadas para os rios e mares. Estas águas recebem o nome de depuradas e geralmente não são potáveis. A depuração da água pode ter apenas uma fase de eliminação das substâncias contaminadoras, caso retorne ao rio ou ao mar, ou pode ser seguida de uma fase de tratamento completa, caso se destine ao consumo humano.

Água Contaminada

Um dos principais problemas que surgiram neste século é a crescente contaminação da água, ou seja, este recurso vem sendo poluído de tal maneira que já não se pode consumi-lo em seu estado natural. As pessoas utilizam a água não apenas para beber, mas também para se desfazer de todo tipo de material e sujeira. As águas contaminadas com numerosas substâncias recebem o nome de águas residuais. Se as águas residuais forem para os rios e mares, as substâncias que elas transportam irão se acumulando e aumentam a contaminação geral das águas. Isto traz graves riscos para a sobrevivência dos organismos.
Existem vários elementos contaminadores da água. Alguns dos mais importantes e graves são:

• Os contaminadores orgânicos: são biodegradáveis e provêm da agricultura (adubos, restos de seres vivos) e das atividades domésticas (papel, excrementos, sabões). Se acumulados em excesso produzem a eutrofização das águas.
• Os contaminadores biológicos: são todos aqueles microrganismos capazes de provocar doenças, tais como a hepatite, o cólera e a gastroenterite. A água é contaminada pelos excrementos dos doentes e o contágio ocorre quando essa água é bebida.
• Os contaminadores químicos: os mais perigosos são os resíduos tóxicos, como os pesticidas do tipo DDT (chamados organoclorados), porque eles tendem a se acumular no corpo dos seres vivos. São também perigosos os metais pesados (chumbo, mercúrio) utilizados em certos processos industriais, por se acumularem nos organismos.

Mar

Desde a Antiguidade, os mares são os receptores naturais de grandes quantidades de resíduos. O Mediterrâneo, o mar do Norte, o canal da Mancha e os mares do Japão são alguns dos mais contaminados do mundo. Os agentes contaminadores que trazem maior risco ao ecossistema marinho são:

• Os acidentes com barcos petroleiros que provocam grandes desastres ecológicos, poluindo a água do mar.
• O petróleo, como conseqüência dos acidentes, descuidos ou ações voluntárias.
• Os produtos químicos procedentes do continente, que chegam ao mar por meio da chuva e dos rios ou das águas residuais.

O problema já começou

A falta d'água já afeta o Oriente Médio, China, Índia e o norte da África. Até o ano 2050, as previsões são sombrias. A Organização Mundial da Saúde (OMS) calcula que 50 países enfrentarão crise no abastecimento de água.
China - O suprimento de água está no limite. A demanda agroindustrial e a população de 1,2 bilhão de habitantes fazem com que milhões de chineses andem quilômetros por dia para conseguir água.
Índia - Com uma população de 1 bilhão de habitantes, o governo indiano enfrenta o dilema da água constatando oesgotamento hídrico de seu principal curso-d'água, o rio Ganges.
Oriente Médio - A região inclui países como Israel, Jordânia, Arábia Saudita e Kuwait. Estudos apontam que dentro de 40 anos só haverá água doce para consumo doméstico. Atividades agrícolas e industriais terão de fazer uso de esgoto tratado.
Norte da África - Nos próximos 30 anos, a quantidade de água disponível por pessoa estará reduzida em 80%. A região abrange países situados no deserto do Saara, como Argélia e Líbia.

Motivo para guerras

A humanidade poderá presenciar no terceiro milênio uma nova modalidade de guerra: a batalha pela água. Um relatório do Banco Mundial de 1995 já anunciava que as guerras do próximo século serão motivadas pela disputa de água, diferentemente dos conflitos do século XX, marcados por questões políticas ou pela disputa do petróleo. Uma prévia do que pode ocorrer num futuro próximo aconteceu em 1967, quando o controle da água desencadeou uma guerra no Oriente Médio.
Naquele ano, os árabes fizeram obras para desviar o curso do rio Jordão e de seus afluentes. Ele é considerado o principal rio da região, nasce ao sul do Líbano e banha Israel e Jordânia. Com a nova rota, Israel perderia boa parte de sua capacidade hídrica. O governo israelense ordenou o bombardeamento da obra, acirrando ainda mais a rivalidade com os países vizinhos.

Riqueza brasileira

Quando o assunto é recursos hídricos, o Brasil é um país privilegiado. O território brasileiro detém 20% de toda a água doce superficial da Terra. A maior parte desse volume, cerca de 80%, localiza-se na Amazônia.
É naquela região desabitada que está a maior bacia fluvial do mundo, a Amazônica, com 6 milhões de quilômetros quadrados, abrangendo, além do Brasil, Bolívia, Peru, Equador e Colômbia. A segunda maior bacia hidrográfica do mundo, a Platina, também está parcialmente em território brasileiro.
Mas a nossa riqueza hídrica não se restringe às áreas superficiais: o aqüífero Botucatu/Guarani, um dos maiores do mundo, cobre uma área subterrânea de quase 1,2 milhão de quilômetros quadrados, 70% dos quais localiza-se em território brasileiro. O restante do potencial hídrico distribui-se de forma desigual pelo país. Apesar de tanta riqueza, as maiores concentrações urbanas encontram-se distantes dos grandes rios, como o São Francisco, o Paraná e o Amazonas.
Assim, dispor de grandes reservas hídricas não garante o abastecimento de água para toda a população.

Seca no Nordeste

Este é um problema que tem solução. Desviar parte da água do rio São Francisco para a região semi-árida é uma idéia antiga. Na prática, seria construída uma rede de canais para abastecer açudes dos Estados atingidos pela falta d'água, como Pernambuco, Ceará e Paraíba. Especialistas calculam que um projeto desse seria capaz de levar água a 200 municípios e 6,8 milhões de brasileiros.

Como economizar água

Não demore muito tempo no chuveiro. Em média, um banho consome 70 litros de água em apenas 5 minutos, ou seja, 25.550 litros por ano.
Preste atenção ao consumo mensal da conta de água. Você poderá descobrir vazamentos que significam enorme desperdício de água. Faça um teste; feche todas as torneiras e os registros de casa e verifique se o hidrômetro - aparelho que mede o consumo de água - sofre alguma alteração. Se alterar, o vazamento está comprovado.
Você pode economizar 16.425 litros de água por ano ao escovar os dentes, basta molhar a escova e depois fechar a torneira. Volte a abri-la somente para enxaguar a boca e a escova.
Prefira lavar o carro com balde em lugar da mangueira. O esguicho aberto gasta aproximadamente 600 litros de água. Se você usar balde, o consumo cairá para 60 litros.
Cuidado: Nada de "varrer" quintais e calçadas com esguicho; use a vassoura!

Curiosidades

Cada brasileiro gasta 300 litros de água por dia. Apenas metade disso seria suficiente para suprir todas as necessidades. Além disso, grande parte dos reservatórios está contaminada, principalmente em regiões mais populosas.
Na maioria dos países, é no campo que ocorre o maior consumo de água: a agricultura intensiva consome mais de quinhentos litros por pessoa ao dia. De 1900 até os nossos dias, a superfície de cultivo irrigado triplicou. Os sistemas tradicionais de irrigação aproveitam apenas 40% da água que utilizam. O resto evapora ou se perde.

 

 

Ônibus espacial Atlantis está pronto para decolar no dia 8 de julho

O ônibus espacial Atlantis está pronto para o lançamento em direção à Estação Espacial Internacional no dia 8 de julho, anunciou a Agência Aeroespacial Americana (NASA) nesta terça-feira (28), após uma reunião para revisar os planos do último voo da historia de um ônibus espacial americano.

O Atlantis está programado para decolar do Centro Espacial Kennedy, na Florida (sudeste dos EUA), às 11H26 (12H26 em Brasília), afirmou a agência, na que será a última missão do programa dos Estados Unidos de ônibus espacial que durou 30 anos.

A missão final do ônibus espacial, conhecida como STS-135, vai durar 12 dias e conta com uma tripulação de quatro astronautas americanos a bordo.

Assim que o Atlantis voltar à Terra, o programa de ônibus espaciais dos Estados Unidos será concluído oficialmente, deixando a Rússia como a única nação no mundo capaz de transportar os astronautas ao espaço.

Companhias privadas competem para construir a próxima geração de naves espaciais americanas, mas é pouco provável que elas fiquem prontas antes de 2015.

Como se forma a chuva:

Poluição: Uma coisa que muitas pessoas não estão nem aí:

Como se forma a neve?

 Fenômeno que costuma encantar turistas e, ao mesmo tempo, infernizar a vida de quem mora nas regiões de clima frio, a neve é uma forma de precipitação e consiste na queda de cristais de gelo. Lincoln Muniz Alves, meteorologista do Centro de Previsão de Tempo e Estudos Climáticos, explica que esses cristais normalmente se formam nas nuvens em que a temperatura interna está entre -20°C e -40°C. 

"Com os movimentos verticais no interior da nuvem, os cristais de gelo mais vapor de água congelado se juntam com outros e, ao atingirem um determinado peso, caem em direção ao solo. Entretanto, só chegarão como neve se o ar estiver muito frio em todo o percurso. Se o ar estiver quente, os cristais podem tornar-se vapor de água outra vez ou derreter e cair como granizo ou chuva", detalha.
Segundo Alves, a neve pode ser úmida ou seca: "A úmida é feita de grandes flocos e se forma quando a temperatura está quase zero. É perfeita para fazer bolas de neve, mas difícil de limpar. A neve seca é poeirenta, fácil de limpar e forma-se quando a temperatura está bem abaixo de zero. O granizo é normalmente neve derretida, mas pode ser chuva semicongelada, formada quando as gotas de chuva evaporam e esfriam ao cair".
O meteorologista diz ainda que cada floco de neve tem uma geometria particular, e que não há dois exatamente iguais. De acordo com a literatura, as formas do cristal são divididas em aproximadamente 80 categorias. "Podem ter a forma de agulhas, prismas, lâminas, hexágonos e colunas. A forma depende da temperatura, altura e água contida na nuvem", afirma.
No Brasil, a neve ocorre de forma ocasional, especialmente nas partes mais altas dos planaltos serranos do Rio Grande do Sul e Santa Catarina. Segundo Alves, também já foi registrada em pontos isolados nos Estados de São Paulo, Minas Gerais e Rio de Janeiro.

Por que a lua aparece de dia no céu?

Simplesmente porque sua superfície de silicato reflete muito a luz do sol. Ao contrário do que nos acostumamos a pensar, a lua não é o oposto do sol: nada impede que ambos os astros estejam no céu ao mesmo tempo, dependendo do ângulo em que a Terra está virada.

O professor do departamento de Astronomia da Universidade Federal do Rio Grande do Sul Charles Bonato explica que há períodos do mês em que o sol ilumina, ao mesmo tempo, a Terra e a Lua - do nosso ponto de vista, bem entendido.
"Na verdade, o Sol sempre ilumina ambos. Vermos isso depende do ângulo em que o planeta está", conta. Segundo Bonato, é mais comum ver a Lua de dia quando está nas fases crescente e minguante.
No primeiro caso, é possível ver o satélite já a partir do meio-dia. No segundo caso, a lua minguante fica no céu durante a manhã e some próximo à hora do almoço.

O que aconteceria se a Terra parasse de girar?

O assunto já foi tema de filmes sobre catástrofes, mas ainda assim causa incertezas na comunidade científica sobre suas reais conseqüências. Para o biólogo Wellinton Delitti, do Departamento de Ecologia do Instituto de Biociência da USP, se um dia a Terra parar de girar, o mais provável é a extinção total de vida no planeta.

Delitti acredita que o fenômeno começaria paralisando inicialmente o sistema climático, a circulação marinha e a vida dos seres humanos. Para ele, "uma área do planeta ficaria virada para o Sol, podendo ficar exposta a altas temperaturas, assim como outra parte ficaria totalmente escura, com a possibilidade de baixíssimas temperaturas".

Em razão disso, a possibilidade de algum ser vivo sobreviver seria bastante remota. "Talvez tivessem alguma chance os organismos que vivem no fundo do mar, próximos a abismos que expelem calor das profundezas da Terra, já que eles têm a vida baseada na quimiossíntese (que não depende da luz solar)."
Apesar disso, o biólogo destacou que o mais provável seria "uma catástrofe inimaginável que destruiria todo o ecossistema terrestre".

Biólogo aposta em extinção total caso o planeta Terra pare de girar um dia

Já o professor Marcelo Knobel, do Instituto de Física da Unicamp, destaca que as circunstâncias do fim do movimento de rotação da Terra seriam determinantes.
"A Terra sairia de uma velocidade de aproximadamente 900 km/h (em latitude de 45°) para zero, causando uma forte freada, mas essa velocidade pode variar, dependendo da latitude."
Segundo ele, provavelmente os prédios e casas do mundo inteiro cairiam e uma espécie de terremoto assolaria a superfície terrestre. Já a gravidade não mudaria em absolutamente nada e poucas coisas seriam alteradas em relação a isso.
Knobel acrescentou ainda que o conceito de dia e noite sofreria graves mudanças, ou seja, o dia no planeta não teria mais um período de 24 horas, e sim, a duração de um ano. "Essa variação depende absolutamente da rotação terrestre", completou.

Um dia o Sol pode explodir?

Não, uma catastrófica e repentina explosão solar nunca deve acontecer. Segundo a astrônoma da Universidade Federal do Rio Grande do Sul (UFRGS) Thaisa Storchi Bergmann, tal fenômeno acontece somente com estrelas cuja massa é de cinco a dez vezes maior do que a do Sol.

"Estrelas como o Sol morrem menos catastroficamente. O Sol, daqui a alguns bilhões de anos, vai comecar e expandir suas camadas externas, que se extenderão até a distância de Marte, aproximadamente", diz Thaisa.
Nesta fase ele vai se transformar numa estrela chamada de gigante vermelha. Neste momento todos estaremos mortos, pois a temperatura na Terra ficará muito alta, impedindo a vida no planeta.
"Depois, o Sol vai perder as camadas externas, chegando na fase de nebulosa planetária. O que sobrar será uma uma estrela muito compacta, com cerca de uma massa do Sol e compactada num raio igual ao da Terra, a chamada anã branca", explica.
Portanto, ao contrário das conhecidas supernovas, que morrem por meio de uma explosão, o Sol vai morrer aos poucos, terminando sua vida como uma estrela anã branca.

Como se forma um Furação?

Os furacões formam-se depois que os raios do Sol incidem durante vários dias sobre o oceano, provocando o aquecimento da massa de ar situada próximo de sua superfície líquida, quando a sua umidade se eleva. Quanto mais ar quente e úmido sobe, mais a temperatura diminui, o que favorece a condensação do vapor em gotas de chuva para formar as nuvens. Quanto mais umidade e calor existirem, mais evaporação irá ocorrer, o que poderia provocar o surgimento de várias centenas de tempestades.

Duas são as condições essenciais para a formação de um furacão. Em primeiro lugar, a evaporação de massa de água, além de ser suficiente, deve ocorrer acima dos oceanos, onde a temperatura varia entre 26,5º C e 27ºC. Esta última condição explica por que os furacões se formam sempre próximo dos trópicos. Aliás, é o calor liberado por ocasião da condensação do vapor d`água que dá ao furacão a sua potência. Em segundo lugar, a massa de tempestade deve situar-se ou se deslocar a 5º de latitude norte ou sul do equador, onde a força de Coriolis começa a ocorrer.

A força de Coriolis é um fenômeno produzido pela rotação da Terra ao redor de seu eixo. Esta força induz um movimento de rotação à massa tempestuosa, que começa a se enrolar sobre si mesma no sentido anti-horário no hemisfério norte e no sentido horário no hemisfério sul. À medida que se afasta do equador, a força de Coriolis é mais intensa, de modo que a rotação das massas tempestuosas será mais rápida e os ventos se tornarão mais rápidos.

Assim que o furacão toca o continente, ele encontra águas mais frias ao norte no hemisfério norte ou ao sul no hemisfério sul. O calor e a umidade necessários para a sua manutenção tornam-se insuficientes e começa o seu declínio. Além do mais, quando ele se desloca sobre o continente, o furacão perde rapidamente energia e velocidade em virtude de seu atrito com a superfície terrestre.

Se a trajetória do furacão o conduz para o equador, onde a força de Coriolis é nula, em conseqüência, além de perder a sua velocidade de rotação, ele se tornará uma mera massa tempestuosa.

No interior dos furacões, os ventos variam de 117 km/h a 300 km/h. Segundo a sua intensidade, o diâmetro do furacão pode atingir os 2.000 quilômetros e pode deslocar-se por vários milhares de quilômetros. Alguns se deslocam à velocidade de 20 a 25km/h, apesar da velocidade excessiva dos ventos que o fazem girar.

Um fato curioso e notável é que no centro olho do furacão a tempestade é mais calma. Nesta zona, a pressão é muito baixa, podendo ocorrer ventos de somente 30km/h.

O maior perigo é quando um furacão atinge a costa, após ter percorrido uma grande extensão sobre o mar: produz então a denominada maré de tempestade. Um montículo de água se forma sob o centro do furacão, onde a água se eleva por aspiração. Sobre o oceano, esse relevo semelhante a uma bossa e ligeiramente visível vai crescendo à medida que se aproxima da costa. Ao tocar a costa, a água invade as terras, provocando destruições indescritíveis. O tufão de Bangladesh, em 1970, causou a maior taxa de mortalidade; cerca de 300 mil pessoas submergiram em vagas inimagináveis. Recentemente, em 1992, o tufão Andrew, ao tocar a Flórida e a Louisiana, causou destruições avaliadas em quase 26 bilhões de dólares.