1.
SISTEMA SOLAR

2.
<ul><li>MERCÚRIO </li></ul><ul><li>Trânsito de Mercúrio </li></ul><ul><li>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. </li></ul><ul><li>A superfície de Mercúrio faz lembrar a Lua </li></ul><ul><li>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. </li></ul><ul><li>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 radiotelescópio 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. </li></ul>

3.
<ul><li>VÉNUS </li></ul><ul><li>Vénus é o segundo planeta mais próximo do Sol e o planeta mais próximo da Terra. As perguntas intrigantes que este planeta &quot;gêmeo&quot; 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 obliqüidade dos planetas podem explicar a rotação anómala de Vénus . </li></ul>

4.
<ul><li>No seu período de maior brilho, para um observador na Terra, Vénus é o objeto 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 freqüência, 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. </li></ul><ul><li>Vénus é o planeta mais quente do sistema solar devido a um poderoso efeito de estufa </li></ul><ul><li>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. </li></ul>

5.
<ul><li>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 idéia 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. </li></ul>

6.
<ul><li>TERRA </li></ul><ul><li>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. </li></ul><ul><li>Movimento de translação </li></ul><ul><li>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. </li></ul><ul><li>Movimento de rotação, o dia e a noite. </li></ul><ul><li>Pêndulo de Foucault. A rotação da Terra leva a um movimento aparente do plano de oscilação do pêndulo </li></ul><ul><li>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. </li></ul>

7.
<ul><li>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. </li></ul><ul><li>Precessão do eixo de rotação da Terra </li></ul><ul><li>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 Exarco. 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 &quot;estrela polar&quot; 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. </li></ul>

8.
<ul><li>MARTE </li></ul><ul><li>Marte , depois da Terra, é o planeta mais fácil de estudar. </li></ul><ul><li>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. </li></ul><ul><li>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. </li></ul>

9.
<ul><li>Terá havido água líquida em Marte? </li></ul><ul><li>Canais em Marte, evidência de correntes de água que terão existido no planeta </li></ul><ul><li>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 </li></ul>

10.
<ul><li>Júpiter </li></ul><ul><li>A massa de Júpiter é duas vezes e meia a massa combinada de todos os outros corpos do sistema solar à excepção do Sol. </li></ul><ul><li>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: 9h 50m 28s 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 9h 55m 41s. 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. </li></ul><ul><li>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. </li></ul>

11.
<ul><li>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. </li></ul><ul><li>Júpiter é um planeta com um interior quente, consequência da sua própria acção gravítica. </li></ul><ul><li>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. </li></ul><ul><li>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 atmosfera tenha um diâmetro de apenas 11000 km (mais pequeno que a Terra). A esta profundidade a temperatura é de 22000 K, ou 21726 ºC. </li></ul>

12.
<ul><li>SATURNO </li></ul><ul><li>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. </li></ul><ul><li>3 séculos a descobrir o mistério dos anéis de Saturno. </li></ul><ul><li>Estrutura dos anéis de Saturno </li></ul><ul><li>1610 - Galileu foi o primeiro a observar Saturno com um telescópio, detectando duas saliências em lados opostos do planeta. </li></ul><ul><li>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. </li></ul><ul><li>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. </li></ul><ul><li>séc. XIX - É identificado um terceiro anel ( C ), muito ténue, na zona interior. </li></ul>

13.
<ul><li>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. </li></ul><ul><li>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. </li></ul><ul><li>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. </li></ul><ul><li>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. </li></ul><ul><li>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. </li></ul>

14.
<ul><li>URANO </li></ul><ul><li>Urano foi o primeiro planeta a ser descoberto na era moderna </li></ul><ul><li>Até ao séc. XVIII apenas se conheciam 6 planetas no sistema solar. Em 1781, William Herschel, identificou um objeto 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 Netuno, os dois planetas encontram-se nas regiões longínquas do sistema solar mas têm características que os distinguem dos outros gigantes jovianos. </li></ul><ul><li>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 registro 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 . </li></ul>

15.
<ul><li>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 Netuno se tenham formado mais próximos do Sol do que estão hoje actualmente, entre 4 e 10 U.A., tendo migrado para as suas órbitas atuais devido às perturbações gravitacionais de Júpiter e Saturno. Isto porque, nas posições atuais de Urano e Netuno, 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 &quot;curto&quot;. 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 Netuno são muito mais leves do que aqueles planetas ). A sua superfície parece homogênea 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. </li></ul><ul><li>Estrutura interna de Urano </li></ul><ul><li>Urano, ao contrário dos outros gigantes gasosos, não parece ter uma fonte de calor interno relevante. Medições nos infravermelhos registram 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 contração gravitacional. Esta ausência de fonte de energia interna ajuda a explicar a atmosfera &quot;pouco&quot; 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. </li></ul>

16.
<ul><ul><li>NEPTUNO </li></ul></ul><ul><li>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 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. </li></ul><ul><li>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 . </li></ul><ul><li>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. </li></ul><ul><li>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, </li></ul>

17.
<ul><li>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 ativo 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. </li></ul><ul><li>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. </li></ul><ul><li>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 ions 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. </li></ul><ul><li>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. </li></ul>

19.
LEIS DE KEPLER

20.
<ul><li>Primeira Lei de Kepler: Lei das Órbitas Elípticas </li></ul><ul><li>&quot;O planeta em órbita em torno do Sol descreve uma elipse em que o Sol ocupa um dos focos&quot;. </li></ul><ul><li>Esta lei definiu que as órbitas não eram circunferências, como se supunha até então, mas sim elipses. </li></ul><ul><li>Segunda Lei de Kepler: Lei das áreas </li></ul><ul><li> </li></ul><ul><li> </li></ul><ul><li>Ilustração da segunda lei de Kepler </li></ul><ul><li>&quot;A linha que liga o planeta ao Sol varre áreas iguais em tempos iguais&quot;. </li></ul><ul><li>Esta lei determina que os planetas se movem com velocidades diferentes, dependendo da distância a que estão do Sol. </li></ul><ul><li>Periélio é o ponto mais próximo do Sol, onde o planeta órbita mais rapidamente. </li></ul><ul><li>Afélio é o ponto mais afastado do Sol, onde o planeta move-se mais lentamente. </li></ul><ul><li>Terceira Lei de Kepler: Lei dos tempos </li></ul><ul><li>&quot;Os quadrados dos períodos de revolução dos planetas são proporcionais aos cubos dos eixos maiores de suas órbitas&quot;. </li></ul><ul><li>Ou seja, sendo T o período de revolução (ano do planeta) e D o eixo maior da órbita de um planeta, tem-se: </li></ul><ul><ul><li>, com k constante. </li></ul></ul><ul><li>Esta lei indica que existe uma relação entre a distância do planeta e o tempo que ele demora para completar uma revolução em torno do Sol. Portanto, quanto mais distante estiver do Sol mais tempo levará para completar sua volta em torno desta estrela. </li></ul>

21.
<ul><li>A rotação da Terra é o movimento giratório que a Terra realiza ao redor do seu eixo , no sentido anti-horário , para um referencial observando o planeta do espaço sideral sobre o pólo Norte. A duração do dia - tempo que leva para girar 360 graus (uma volta completa) - é de 23 horas, 56 minutos, 4 segundos e 9 centésimos (23h 56min 4,09s), em relação às estrelas fixas. Em relação ao Sol, o tempo de rotação é de 24 h. </li></ul><ul><li>Movimento de rotação da Terra, com o eixo da Terra, os pólos Norte e Sul e o equador. A metade de cima, na figura, é o hemisfério Norte e metade de baixo é o hemisfério Sul. </li></ul><ul><li>A translação consiste no avanço do centro da Terra ao longo de uma curva fechada em redor do Sol. Dizemos que descreve uma órbita (ou trajetória). Essa órbita parece circular mas, em rigor, é uma curva chamada elipse. Esse movimento dá-se com a velocidade de trinta quilômetros por segundo: isto significa que, em cada segundo, a Terra anda 30 quilômetros. Durante a translação, o eixo de rotação da Terra faz um ângulo de 23º com o plano da órbita da Terra. </li></ul><ul><li>Podemos, pois, comparar o nosso planeta a uma bailarina, que dá voltas em torno de si própria. Mas essa bailarina não está sempre no mesmo sítio. O movimento da Terra em volta do Sol é semelhante ao de uma bailarina que, rodando sobre si mesma, anda em volta de um ponto do palco. Para complicar, não é uma bailarina vertical, mas sim um pouco inclinada. </li></ul>ROTAÇÃO DA TERRA

22.
TRANSLAÇÃO DA TERRA <ul><li>A translação da Terra é o movimento elíptico que a Terra realiza ao redor do Sol. Esse movimento, juntamente com a inclinação do eixo de rotação da Terra, é responsável pelas estações do ano. </li></ul><ul><li>O movimento demora 365 dias e seis horas a ser realizado, isto é, na verdade, um ano não bissexto tem um défice de 6 horas e 4 minutos em relação ao real movimento de translação. Este défice, ao fim de 4 anos de &quot;acumulação&quot;, origina 24 horas (6h*4anos=24h) e é &quot;compensado&quot; com um ano bissexto. </li></ul><ul><li>O sentido de translação da Terra é anti-horário se observado do espaço sideral do Norte para o Sul. Se observado do Sul para o Norte este movimento seria horário .Para eliminar esta ambigüidade, podemos utilizar a convenção matemática do vetor velocidade angular . Este vetor aponta para o norte, paralelo ao eixo de rotação, que se encontra no centro de massa do sistema Terra-Sol. A rotação da Terra segue o movimento no mesmo sentido, estando o seu eixo de rotação inclinado de 23° em relação ao plano de sua órbita. </li></ul>

23.
<ul><li>No senso comum, uma Constelação é um grupo de estrelas que aparecem próximas umas das outras no céu que quando são ligadas formam uma imagem de um animal, objeto ou seres fictícios. Em Gramática, é o coletivo de estrelas (qualquer conjunto de estrelas pode ser chamado de constelação). Mas para a Astronomia, constelação é uma região do céu, conforme proposto por Eugène Joseph Delporte em 1930 e adotado pela União Astronômica Internacional . </li></ul><ul><li>Nesse conceito astronômico, pertencem a uma constelação não somente estrelas, mas qualquer objeto celeste que, visto a partir da Terra, esteja contido na mesma região, mesmo sem qualquer ligação astrofísica com outro objeto ou estrela da constelação. Na verdade, normalmente estão bastante distantes uns dos outros. Tudo o que está em uma constelação mantém apenas um vínculo (uma ligação) aparente. </li></ul><ul><li>Todos os povos sempre observaram o céu- além de o observarem por prazer, também se orientavam por ele- e projetaram nele imagens que faziam parte de sua vida diária. No hemisfério sul reconhecem-se facilmente o Cruzeiro do Sul. As Três Marias são facilmente reconhecidas dentro do retângulo de Orion. Das constelações do zodíaco, Escorpião é a que mais se parece com o nome que recebeu. </li></ul><ul><li>Diferentes povos deram diferentes nomes a constelações, como a constelação de Ursa Maior. </li></ul><ul><li>São definidas 88 constelações, que podem ser classificadas em: </li></ul><ul><li>Boreais – que localizam-se no hemisfério celeste norte, </li></ul><ul><li>Austrais – que localizam-se no hemisfério celeste sul, e </li></ul><ul><li>Zodiacais - que são cortadas pela eclíptica, localizando-se próximas dos limites entre os hemisférios norte e sul celestes. </li></ul><ul><li>Equatoriais - que são cortadas pelo equador celeste. </li></ul><ul><li>Algumas das constelações boreais são: Andrômeda, Áries, Cisne, Dragão, Perseu e Ursa Maior . Já entre as austrais estão: Centauro, Cruzeiro do Sul, Lobo e Sagitário. São visíveis na altura da linha do equador celeste, entre outras: Baleia, Peixes, Capricórnio e Orion. </li></ul>Constelações

24.
<ul><li>Divisão das Constelações nos Hemisférios </li></ul><ul><li>As constelações podem ser divididas da seguinte maneira nos hemisférios: </li></ul><ul><li>Boreais : Leo Minor , Lacerta , Ursa Maior , Perseus , Lynx , Lyra , Hércules , Triangulum , Corona Borealis , Cassiopéia , Andromeda , Auriga , Canes Venatici e Cygnus . </li></ul><ul><li>Austrais : Circinus , Centaurus , Phoenix , Pavo , Norma , Columba , Microscopium , Corona Australis , Lupus , Crux , Dorado , Musca , Indus , Horologium , Fornax , Pictor , Carina , Piscis Austrinus , Antlia , Volans , Vela , Ara , Tucana , Triangulum Australe , Caelum , Grus , Puppis , Pyxis , Reticulum , Sculptor e Telescopium . </li></ul><ul><li>Zodiacais : Pisces , Aries , Virgo , Aquarius , Taurus , Scorpius , Ophiuchus , Sagittarius , Capricornus , Leo , Cancer , Gemini e Libra </li></ul><ul><li>Circumpolares Norte : Draco , Cepheus , Camelopardalis e Ursa Minor </li></ul><ul><li>Circumpolares sul : Octans , Chamaeleon , Mensa , Apus e Hydrus </li></ul><ul><li>Equatoriais : Vulpecula , Boötes , Canis Minor , Canis Major , Sextans , Serpens , Scutum , Aquila , Sagitta , Monoceros , Eridanus , Delphinus , Crater , Equuleus , Corvus , Coma Berenices , Hydra , Orion , Pegasus , Cetus e Lepus . </li></ul>

25.
Satélites naturais <ul><li>Um satélite natural ou lua (em letra minúscula) ou ainda planeta secundário é um corpo celeste que orbita um planeta ou outro corpo menor. Dessa forma, o termo satélite natural poderia se referir a planetas anões orbitando a uma estrela, ou até uma galáxia anã orbitando uma galáxia maior. Porém, ele é normalmente um sinônimo de lua , usado para identificar satélites não artificiais de planetas, planetas anões ou pequenos planetas. Por exemplo, a Lua é o satélite natural da Terra. </li></ul><ul><li>Há 240 objetos no Sistema Solar classificados como luas. Dentre esses, 166 orbitam 8 planetas, 4 orbitam planetas anões e mais algumas dezenas orbitam corpos menores do sistema solar. </li></ul><ul><li>Porém, algumas luas são maiores que alguns planetas principais, como Ganímedes e Titã, satélites de Júpiter e Saturno, respectivamente, que são maiores que Mercúrio. Assim sendo estes satélites, se não orbitassem planetas, seriam eles mesmos planetas. Apesar disso, existem outros satélites que são muito menores e têm menos de 5 km de diâmetro, como várias luas do planeta Júpiter. </li></ul><ul><li>Caronte, a lua de Plutão tem mais ou menos metade do diâmetro deste último, e visto que o primeiro não gira exatamente em torno do segundo (visto que o baricentro do sistema plutoniano localiza-se acima da superfície plutoniana), o que leva certos astrônomos a pensarem no conjunto como um planeta duplo. De fato, o próprio sistema Terra-Lua (embora o baricentro do sistema esteja dentro da Terra, e a Lua tenha menos de um quarto o diâmetro terrestre) é, também, considerado por alguns astrônomos como um planeta duplo. </li></ul>

27.
<ul><li>Um satélite artificial é qualquer corpo feito pelo homem e colocado em órbita ao redor da Terra ou de qualquer outro planeta. Hoje em dia, ao contrário do que ocorria no início da história dos satélites artificiais, o termo satélite vem sendo usado praticamente como um sinônimo para &quot;satélite artificial&quot;. O termo &quot;satélite artificial&quot; tem sido usado quando se quer distingui-los dos satélites naturais, como a Lua. </li></ul><ul><li>Atualmente estão em órbita, para além dos satélites do Sistema de Posicionamento Global, satélites de comunicações, satélites científicos, satélites militares e uma grande quantidade de lixo espacial, ou seja, não se deve se referir à satélites apenas como um meio de transporte de dados ou apenas um meio de mapear ou espionar o sistema terrestre. </li></ul>SATÉLITES ARTIFICIAIS

28.
Tipos de satélites por função Armas anti-satélites , --- por vezes chamados de satélites assassinos, são satélites projetados para destruir satélites &quot;inimigos&quot; e outros tipos de alvos em órbita. Tanto os Estados Unidos quanto a antiga URSS têm esses tipos de satélites. Satélites astronômicos --- são satélites usados para observações astronômicas, tanto no óptico, quanto em outras bandas do espectro eletromagnético. Satélites de comunicação --- são satélites estacionários utilizados em telecomunicação . Satélites do Sistema Global de Navegação (GPS) --- são satélites que enviam sinais de rádio a receptores móveis na Terra possibilitando a determinação precisa de sua localização geográfica. A recepção direta do sinal dos satélites GPS, combinada com uma eletrônica cada vez melhor, permite que o sistema GPS determine a posição com um erro de poucos metros, em tempo real. Satélites de reconhecimento --- são satélites projetados para observação da Terra ou antigos satélites de comunicação utilizados para fins militares ou de espionagem. Pouco se sabe sobre a capacidade real desses satélites, pois os países que os desenvolvem geralmente não divulgam informações sobre eles. Satélites de observação da Terra --- são satélites projetados para uso não-militar, para, por exemplo, monitoramento ambiental, meteorologia, mapeamento geográfico, etc. Satélites meteorológicos --- são satélites projetados essencialmente para monitorar o tempo e o clima na Terra .

29.
<ul><li>Tipos de satélites </li></ul><ul><li> </li></ul><ul><li>MILSTAR :Um satélite militar de comunicação </li></ul><ul><li>Biossatélites --- são satélites projetados para levar ao espaço organismos vivos para experimentação científica. </li></ul><ul><li>Satélites miniaturizados --- são satélites com dimensões e massas reduzidas. Hoje, esses satélites são categorizados como minisatélites (500–200 kg), microsatélites (menos de 200 kg) e nanosatélites (menos de 10 kg). </li></ul><ul><li>Satélites de energia solar --- são satélites que usam células solares para captar a energia solar e a convertem em um feixe de microondas, transmitido para grandes antenas na Terra por potentes transmissores a bordo do satélite. A energia captada pela antena pode então ser usada como uma fonte alternativa de energia. </li></ul><ul><li>Estações espaciais --- são estruturas fabricadas pelo homem e projetadas para permitir que seres humanos possam viver no espaço exterior. Uma estação espacial difere de uma espaçonave . Ao contrário das espaçonaves, as estações espaciais não possuem capacidade de propulsão nem de aterrissagem. Por outro lado as estações espaciais são projetadas para permitir a permanência humana por médios períodos de tempo, que variam de semanas até alguns anos. </li></ul>

30.
17 4.498.252.900 49.572 Netuno 15 2.870.972.200 51.118 Urano 95 1.426.725 400 120.536 Saturno 318 778.412.010 142.984 Júpiter 0,1 227.936.640 6794 Marte 1 149.597.870 12.756 Terra 0,9 108.208.930 12.104 Vênus 0,1 57.910.000 4880 Mercúrio 332.946 1.392.000 Sol Massa do planeta (Terra = 1) Distância média ao Sol (km) Diâmetro (km) Nome

31.
<ul><li>Os fusos horários geralmente estão centrados nos meridianos das longitudes que são múltiplos de 15° ; no entanto, como se vê no mapa anexo, as formas dos fusos horários podem ser bastante irregulares devido às fronteiras nacionais dos vários países ou devido a questões políticas (caso da China , que poderia abranger algo como 4 fusos horários, mas obriga todo o país a utilizar o horário de Pequim com evidentes distorções no oeste chinês, onde quando não é inverno o sol nasce por volta das nove horas da manhã ). </li></ul><ul><li>Todos os fusos horários são definidos em relação ao Tempo Universal Coordenado (UTC), o fuso horário que contém Londres quando esta cidade não está no horário de verão onde se localiza o meridiano de Greenwich, o qual divide o fuso horário. </li></ul>FUSO HORÁRIO