Neste artigo, entre outros temas, vou abordar a precessão dos equinócios, as fases da Lua, e os eclipses lunar e solar. Na parte I falei-vos dos movimentos que o nosso planeta descreve, rotação e translação, bem como as suas consequências. Expliquei ainda a origem das estações do ano. No final, de modo a suscitar o vosso interesse para esta segunda parte, informei-vos que daqui a uns milhares de anos o Natal será a meio do Verão (no hemisfério Norte)! Como é que tal será possível? É fácil! Se as estações do ano se devem à inclinação do eixo de rotação da Terra, então basta que o eixo não esteja fixo. Recordo aqui a animação que coloquei na primeira parte:

    Como podem ver, é Verão no hemisfério terrestre que recebe mais luz do Sol. Os hemisférios Sul e Norte não recebem (em simultâneo) a mesma “quantidade” de luz devido à inclinação (do eixo) da Terra, como vêem nesta figura. Concretizando, em Agosto temos o Verão no hemisfério Norte, e o Inverno no hemisfério Sul, porque o hemisfério Norte aparece “inclinado” em direcção ao Sol. Passados 6 meses, em Fevereiro, a Terra deu meia volta em torno do Sol, mantendo a mesma inclinação em relação ao plano da órbita, o que significa que agora o Sol aparece-lhe “do outro lado”, e como tal nesta altura temos o hemisfério Sul a receber mais luz. Como disse, para que o hemisfério Norte possa festejar o Natal no Verão, tal implica que esta inclinação do eixo tenha que variar, em particular, teremos que ter o hemisfério Norte “inclinado” para o “lado do Sol” em Dezembro. De facto tal irá acontecer, porque o eixo não está fixo! A este efeito de alteração de orientação do eixo terrestre dá-se o nome de precessão dos equinócios. O fenómeno de precessão não é exclusivo do eixo de rotação da Terra. Um peão também sofre precessão da mesma forma:

    Não quero aqui discutir em detalhe a Física que concerne a precessão (ficará para um artigo futuro onde irei abordar giroscópios), pelo que digo-vos apenas que no caso da Terra o efeito resulta do facto de o planeta não ser uma esfera perfeita e uniforme, o que faz com que hajam efeitos gravíticos do Sol e da Lua sobre o eixo de rotação terrestre. Assim, a orientação do eixo de rotação varia periodicamente ao longo do tempo. O período é de cerca de 26 mil anos, o que implica que daqui a 26 mil anos tudo estará como está agora. Daqui a meio período, isto é, 13 mil anos, as estações do ano estarão invertidas, o que significa que poderemos ter o Natal e o Carnaval no Verão (no hemisfério Norte, enquanto que no hemisfério Sul será Inverno). Nessa altura, a Estrela Polar não irá indicar o Norte (no hemisfério Norte)! Notem que a Estrela Polar indica actualmente o Norte, porque o eixo de rotação está alinhado com ela. É por isso que no decorrer da noite esta estrela não muda de lugar:

    A Terra roda, mas a Estrela Polar mantém a sua posição no céu nocturno (de dia também lá está, mas o Sol é suficientemente brilhante para nos impedir de a ver). Em contraste, todas as outras estrelas rodam aparentemente no céu (a Terra é que roda). A animação de cima, bem como a primeira imagem deste artigo mostram isto mesmo: são fotos de longa exposição, o que é equivalente a uma sobreposição de várias fotos tiradas com um pequeno intervalo de tempo entre elas. Os arcos de circunferência são desenhados pelos trajectos que as estrelas fizeram aparentemente no céu durante o tempo em que foram tiradas as fotos. A Estrela Polar aparece no centro destes arcos de circunferência (não na primeira foto, porque essa foi tirada no hemisfério Sul). Como a orientação do eixo da Terra vai mudar, a Estrela Polar deixará de nos indicar o Norte. Daqui por 12 mil anos poderemos usar a estrela Vega (que é uma das estrelas mais brilhantes no céu nocturno). Por outras palavras, nessa altura o eixo da Terra estará a apontar para essa estrela. Faço aqui uma nota: o leitor sabe como encontrar a Estrela Polar no céu? Não, não é a estrela mais brilhante! Primeiro identifica a Ursa Maior (constelação em forma de mata-moscas com 7 estrelas bastante brilhantes, sendo a sua identificação normalmente fácil):

“Big Dipper” corresponde à Ursa Maior, enquanto que a “Little Dipper” é a Ursa Menor. A “Polaris” é a Estrela Polar.

    De seguida, traça “virtualmente” a linha da seta como na imagem acima. Esta linha imaginária mede cerca de cinco vezes a distância (aparente) entre as duas estrelas da Ursa Maior da qual a seta parte. A Estrela Polar é então fácil de identificar nesta zona do céu, porque é bastante mais brilhante que as outras suas vizinhas (notar que identificar a Ursa Menor não é muito fácil, a menos que o leitor procure uma zona bastante escura para observar o céu, longe da poluição luminosa das cidades; nesse caso a Polar é a estrela da “cauda” da Ursa Menor, como indica a imagem de cima). Uma vez que a Polar está alinhada com o eixo de rotação, isso significa que se estivermos no Pólo Norte a Estrela Polar aparece-nos no zénite, ou seja, por cima da nossa cabeça. Como é evidente, neste local não consegue indicar o norte. À medida que nos distanciamos do Pólo Norte em direcção ao Equador da Terra, a posição da Estrela Polar vai ficando cada vez mais baixa (próxima do horizonte, que é como que a linha imaginária que separa o céu da Terra, veja a imagem abaixo.)

 A linha do horizonte é a linha mais ou menos horizontal que divide o céu das montanhas nesta foto.

     No hemisfério Sul não conseguimos ver a Estrela Polar, porque a Terra está literalmente a “estorvar”, claro. Caso o leitor se sinta um pouco confuso com esta explicação, convido-o a imaginar o problema, considerando uma esfera (Terra) e um ponto distante no espaço. Ao colocar um observador em diferentes locais da superfície da esfera, o ponto distante irá aparecer em posições aparentes diferentes para o observador. O leitor poderá perguntar: como pode a Estrela Polar aparecer sempre no mesmo sítio no céu nocturno tendo em consideração que a Terra tem um movimento de translação em torno do Sol? O leitor refere-se ao efeito de paralaxe (discutido no artigo das   medições astronómicas   para calcular a distância da Terra a uma estrela distante). De facto, este efeito faz com que a posição aparente da estrela varie um pouco, mas muito pouco, porque a Estrela Polar está muito distante. Este é um efeito bastante simples que o leitor pode comprovar: se focar os seus olhos num objecto próximo (o seu polegar, por exemplo), se fechar alternadamente o olho esquerdo e o olho direito verifica que a posição aparente do polegar muda, sendo que o desvio é tanto maior quanto mais próximo estiver o polegar dos seus olhos. Se olhar para um objecto muito distante, fechar alternadamente os seus olhos não irá alterar a posição aparente do objecto. Nesta analogia, a distância entre os olhos equipara-se ao diâmetro da órbita da Terra em torno do Sol (considerando em boa aproximação a órbita circular). Voltando à precessão dos equinócios, como o ciclo demora 26 mil anos, tal implica que o leitor durante a sua vida não irá constatar alterações significativas nas estações do ano devido a este fenómeno. O fenómeno só é apreciável a uma escala de milhares de anos. Aqui surge-nos a Astrologia, inventada há milhares de anos, a qual tenta correlacionar a vida de cada um de nós com a posição dos astros. A correlação não existe, e os astrólogos nem se preocuparam em actualizar a posição dos astros tendo em conta a precessão dos equinócios (como referi no artigo Astronomia versus Astrologia). Se o signo do leitor for o Leão, por exemplo, fique sabendo que isso era verdade há milhares de anos, mas não agora: será Caranguejo (aproximadamente um signo “para trás”). Mas não se preocupe em passar a ler as previsões para o seu “novo” signo, porque a aldrabice é a mesma.

    Passo agora a um outro movimento celeste, o mais fácil de reparar no céu nocturno. A protagonista é a Lua, que periodicamente nos mostra diferentes fases (ainda que a face seja sempre a mesma, como discuti no artigo sobre o efeito de maré). A Lua demora pouco menos de um mês a dar uma volta em torno da Terra, e enquanto dá essa volta, aparece-nos de formas diferentes durante a noite:

    A imagem de cima mostra o movimento da Terra em torno do Sol distante durante aproximadamente 1 mês, bem como o movimento da Lua em torno da Terra. Para diferentes posições da Lua em relação à Terra e ao Sol, temos sucessivamente Lua Nova (1), Quarto Crescente (3), Lua Cheia (5), Quarto Minguante (7), e novamente Lua Nova (9). A área verde na última Lua Nova representa o trajecto que a Lua teve que fazer a mais para voltar a apresentar-se como Lua Nova. Confuso? O leitor recorda-se da distinção entre dia sideral e dia solar apresentada na primeira parte? Neste caso temos algo semelhante: a Lua demora 27.3 dias a dar uma volta em torno da Terra, contudo, como a Terra também anda em torno do Sol, isto implica que a posição relativa da Terra, Sol e Lua sejam diferentes passados 27.3 dias (mês sideral), pelo que a Lua tem que “andar” um pouco mais de modo a ter a mesma aparência no céu nocturno. Assim, o chamado mês sinódico tem 29.5 dias, e corresponde ao período completo que a Lua leva a repetir a sua fase. A posição do Sol é importante porque nós vemos a luz que a Lua reflecte. A Lua em si reflecte sempre a mesma “quantidade” de luz (exceptuando eclipses lunares), mas dependendo da sua orientação em relação à Terra, podemos receber mais ou menos luz (em Lua Nova, a luz é reflectida em direcção ao Sol, não chegando à Terra nenhuma luz proveniente dessa reflexão). Pela imagem podem tirar uma conclusão óbvia: o Sol, a Terra e a Lua não estão no mesmo plano. Se estivessem, não conseguiríamos ver a Lua Cheia, porque a Terra estaria à frente do Sol, impedindo que a luz solar iluminasse a Lua. Notem que na imagem as fotos das fases da Lua correspondem àquilo que podemos ver no hemisfério Norte. No hemisfério Sul observa-se o simétrico (em relação a um eixo de simetria vertical). Por outras palavras, enquanto que em Portugal chamamos mentirosa à Lua por ela se nos apresentar na forma de um ‘C’ enquanto “diminui” de tamanho, e de um ‘D’ quando “cresce”; já no Brasil a Lua não é mentirosa!… Um outro aspecto que se pode compreender da análise da imagem de cima é sobre o porquê de a Lua não aparecer sempre há mesma hora no céu. Como se deve depreender da imagem e do senso comum, em Lua Nova, a Lua não aparece, enquanto que em Lua Cheia podemos contemplar a Lua durante toda a noite. No caminho intermédio entre os dois extremos, temos a noite a aparecer à tarde e a pôr-se cedo, enquanto “cresce”. Depois de passada a Lua Cheia, a Lua vai aparecendo cada vez mais tarde, à medida que “decresce”, aparecendo já só de madrugada antes de voltar a ser Lua Nova. Desafio o leitor a tentar compreender isto apenas analisando a imagem de cima (bastará considerar cada um dos casos representados na figura de cima, e imaginar a Terra a rodar sobre si própria – durante um só dia poderá considerar a posição da Lua e do Sol fixos). Já agora acrescento que a órbita da Lua em torno da Terra não é um círculo perfeito, é uma elipse. Consequentemente, por vezes está mais próxima, outras vezes está um pouco mais distante. Quando calha a estar mais próxima e a ser Lua Cheia, dá-se aquilo a que chamamos uma Super Lua, onde a Lua aparenta ser ligeiramente maior (muito ligeiramente). 

    E os eclipses, como é que ocorrem? Já dei a dica essencial em cima: se a Lua, a Terra, e o Sol ficarem no mesmo plano e em linha, então teremos um eclipse. Eclipsar significa tornar invisível, por isso, um eclipse lunar ocorre quando a Lua desaparece do céu nocturno devido à presença da Terra, que impede que a luz do Sol ilumine a Lua. Como é evidente, este eclipse acontece durante a Lua Cheia e é observado de noite:

    Em Lua Nova, temos a situação contrária, isto é, neste caso é a Lua que se coloca à frente da Terra, impedindo a luz solar de chegar à Terra. Como a Lua é relativamente pequena (e tendo em conta a sua distância em relação à Terra), é difícil termos a sorte de estar num local onde a luz solar seja totalmente impedida de nos chegar aos olhos. (É escusado referir que este eclipse ocorre durante o dia.)

    Não temos eclipses todos os meses porque o plano orbital da Lua não coincide com o plano orbital da Terra (em torno do Sol). Os planos intersectam-se, e de vez em quando temos a sorte de encontrar os três astros alinhados (todos estes movimentos são bem conhecidos, de modo que é possível prever com a antecedência que se desejar o próximo eclipse). Faço notar também que é tão provável ter um alinhamento perfeito para um eclipse lunar como para um eclipse solar. Contudo, tendo em conta que a Terra oculta muito mais facilmente de forma parcial ou completa a Lua, do que a Lua oculta o Sol, é então muito mais fácil observar eclipses lunares. Uma vez tendo referido eclipses, para completar, tenho que referir a “eclíptica”. Como já aqui referi várias vezes (neste artigo e na primeira parte), a órbita da Terra em torno do Sol define um plano, o plano da eclíptica:

    O nome provém do facto de os eclipses ocorrerem quando a Lua intersecta este plano (em linha com a Terra e com o Sol). No céu diurno, o Sol tem um dado trajecto que corresponde a este plano. O leitor está recordado que o sistema solar aparenta a forma de um disco como na imagem seguinte? 

    Isto significa que os planetas do sistema solar (a despromoção do Plutão já foi discutida  noutro artigo ) partilham (mais ou menos) a mesma eclíptica. Consequentemente, o trajecto que o Sol faz de nascente para poente no céu diurno é acompanhado por semelhante trajecto, em “linhas” bastante próximas, por todos os planetas do sistema solar (se não está a compreender a que “linhas” me refiro, recorde a antepenúltima imagem da primeira parte). A Lua também anda lá perto, porque a inclinação da sua órbita em relação à eclíptica é de apenas 5º.

    A própria galáxia (Via Láctea) tem a forma de um disco (em espiral, como referido na primeira parte). Este disco define um plano que não coincide com a eclíptica, mas que também define uma “linha” no céu, sendo a mesma bem visível no céu nocturno (principalmente em locais escuros, longe da poluição luminosa):

    O nome “Via Láctea” tem origem neste espectáculo visual, claro. Esta “via” é definida pelos milhares de milhões de estrelas que constituem a nossa galáxia. A galáxia não é um disco perfeito, pelo que também encontramos muitas outras estrelas dispersas pelo céu. Todas as estrelas que vêem no céu pertencem à nossa galáxia! Com um pequeno telescópio é possível observar outras galáxias, as quais aparecem ao telescópio como uns pequeníssimos aglomerados de pontinhos luminosos.

    Se o leitor gostar de Astronomia e se tiver um smartphone, recomendo-lhe a instalar a aplicação “Google Sky Map”, a qual o ajudará a identificar as constelações, estrelas e planetas visíveis no céu nocturno. No seu computador poderá instalar o Stellarium, com o qual poderá conhecer melhor o céu nocturno, bem como planear futuras observações. Por outro lado, informo que no Verão a Ciência Viva organiza o “Astronomia no Verão” (em Portugal), em que é dada a oportunidade grátis a qualquer pessoa de observar o céu em inúmeros pontos do país através de telescópios (se nunca experimentou, fica o desafio). Infelizmente, a descoberta de como iluminar as nossas cidades conduziu a um ofuscar da beleza dos céus. Contudo, a beleza permanece “lá”, só exige que procuremos o lugar certo para a apreciar. 

“Quem é que não rezou esta manhã ao Deus Sol?”

Marinho Lopes (colaborador do Ciência com Todos e doutorando em Física na U. de Aveiro) - texto primeiramente publicado no Blog do autor: Sophia of Nature.

Ver original em: https://sophiaofnature.wordpress.com/2014/10/26/os-movimentos-celestes-parte-ii/

    Quão rápido gira a Terra em torno de si própria? E em torno do Sol? Será que o Sol está parado? E a própria galáxia move-se? Qual a origem das estações do ano? Qual a diferença entre “dia sideral”, “dia solar”, e “dia natural”? Neste artigo irei responder a todas estas questões! A primeira “surpresa” que se aprende em relação aos movimentos celestes é sobre o facto de a Terra rodar sobre si própria. Este movimento dá origem ao dia e à noite, sendo de dia num dado local da Terra quando este local recebe luz do Sol. Depois surge a noite, porque como a Terra rodou, esse local deixou de receber luz do Sol. 

Para ilustrar este facto simples aos mais novos pode-se usar um globo (de preferência sobre uma plataforma que permita a sua rotação), com o auxílio de uma lâmpada (Sol), como na figura. Para o efeito ser ainda mais claro, poder-se-á fazer a “demonstração” num quarto escuro, apenas com a referida lâmpada acesa.

    A que velocidade roda a Terra sobre si própria?

    É muito fácil calcular esta velocidade. Como sabem, uma velocidade é dada por uma distância a dividir por um tempo. 1 km/h é a velocidade necessária para percorrer um quilómetro numa hora. No caso da rotação da Terra, sabemos que este movimento demora 1 dia (sideral), ou seja, 24 hora (na verdade demora um pouco menos), e que a distância percorrida é o perímetro da circunferência sobre o equador (isto é, a distância que teriam que percorrer para darem uma volta à Terra sobre o equador). É necessário por isso saber qual o raio da Terra, o qual, aproximando a Terra a uma esfera, é cerca de 6371 km. Portanto:

Velocidade = distância / tempo = Perímetro / 1 dia = 2π raio / 24 h = 1668 km/h

    Notem que usei a “fórmula” do perímetro, que não é mais que a definição da constante matemática Pi: o perímetro de qualquer círculo a dividir pelo seu diâmetro é igual a esta constante.

    O valor obtido para a velocidade é equivalente a cerca de 460 metro por segundo. Notem que este é um valor médio: se tiverem no topo de uma montanha, por exemplo, a distância é ligeiramente maior, pelo que a velocidade também o será.

    Já agora, acrescento uma curiosidade: por vezes, quando se viaja, ficamos um pouco confusos com os fusos horários – “é uma hora a mais, ou a menos que em Portugal”? Para chegarem à resposta sem consultarem nada, basta pensarem um pouco. O Sol nasce de Este e põe-se em Oeste (de acordo com o sentido de rotação da animação de cima), o que implica que se faz de dia mais cedo em locais mais a Este, já que é daí que o Sol “vem”. Logo, como os fusos horários permitem que as horas de dia no relógio sejam mais ou menos as mesmas em todo o lado (com as devidas excepções, como as noites brancas na Rússia…), isso significa que, digamos, 8h em Paris, onde se faz de dia mais cedo que em Lisboa, terá que corresponder a uma hora mais tardia que em Lisboa, onde, por isso, são 7h. (Peço desculpa se estou a ofender o leitor com noções tão óbvias.)

    Além do movimento de rotação, o leitor também está certamente a par do movimento de translação, isto é, o movimento que a Terra faz em torno do Sol. De novo podemos fazer a questão:

    A que velocidade “anda” a Terra em torno do Sol?

    A Terra demora 1 ano a completar uma órbita. Qual a distância percorrida? A órbita é uma elipse, mas a sua excentricidade é reduzida, pelo que se pode aproximar a uma circunferência. (A excentricidade mede o quanto uma elipse é “achatada”. Excentricidade nula corresponde a uma circunferência.) Em média, o Sol dista da Terra aproximadamente 150 milhões de quilómetro. Assim, usando a fórmula de cima:

Velocidade = distância / tempo = Perímetro / 1 ano = 2π raio / (365 x 24 h) = 107 mil km/h

    Esta velocidade corresponde a quase 30 quilómetro por segundo (ou seja, dez mil vezes inferior à velocidade da luz).

    Se a Terra se move assim tão depressa, qual a razão para que não notemos a sua velocidade? Bom, simplificando: quando vão de carro (a velocidade mais ou menos constante) se não olharem para o exterior também não notam a velocidade, porque o carro não se move em relação a vós, isto é, vocês acompanham o movimento do carro. No caso da Terra, olhar para o exterior significa olhar para o céu. De facto, o Sol dá um rápido passeio pelo céu! E de noite, também a Lua e os outros astros fazem um movimento semelhante (no mesmo sentido de rotação, como é evidente, tal como as árvores “fogem” todas para “trás” quando vamos de carro)! Naturalmente, o movimento que observam numa noite corresponde à rotação da Terra. Para notarem a translação, terão que comparar, por exemplo, a variação da posição das estrelas no céu nocturno (com a paralaxe, como referido  neste artigo , consegue-se medir a que distância estão essas estrelas da Terra).

    Esta animação de cima pretende ilustrar a translação da Terra, notem, porém, que as distâncias estão todas erradas. Primeiro, a Terra é muito menor que o Sol. Enquanto que o raio da Terra, como referi em cima, é pouco mais que 6300 km, o raio do Sol é aproximadamente igual a 696 mil km, ou seja, cerca de 109 vezes maior que a Terra! Por outro lado, estas distâncias são insignificantes em comparação com a distância Terra-Sol, que, como referi, corresponde a cerca de 150 milhões de km (216 vezes maior que o raio do Sol). É portanto extremamente provável que o leitor nunca tenha visto uma representação do sistema solar fiel à verdadeira escala (pelo menos no que toca às distâncias entre os planetas e o Sol).

    O leitor mais perspicaz poderá pensar: então se a Terra roda sobre si própria, e em simultâneo tem o movimento de translação, isso implica que ao fim de uma rotação sobre si própria, o Sol já não está bem no mesmo sítio que estava há um dia atrás. De facto, assim é. Esse é chamado de “dia solar”, que é um pouco maior que o “dia sideral”. Se por um lado o “dia sideral” é o tempo que a Terra demora a dar uma volta sobre si própria, em contraste o “dia solar” é o tempo que a Terra demora a ver o Sol no “mesmo sítio” (coincidiria com o “dia sideral” se a Terra não tivesse movimento de translação). É o dia solar que tem por definição 24 hora! O dia sideral demora 23 hora e 56 minuto e 4 segundo.

    E será que o Sol está parado?

    Não. O Sol também roda sobre si próprio a uma velocidade de 7189 km/h. Isto para nós não nos faz grande diferença, uma vez que o Sol emana luz por “todos os lados”. Além disso, o Sol também tem movimento de translação! Mais uma vez, como no exemplo do carro, a Terra vai à boleia do Sol, pelo que não o “vê” mover-se. Na verdade, o Sistema Solar como um todo tem um movimento orbital em torno do centro da nossa galáxia, a Via Láctea. O raio médio desta órbita é de cerca de 27 mil e 200 anos-luz, ou seja, como a luz viaja a uma velocidade de 300 mil km/s, isso implica que a luz que sai do Sol demora mais de 27 mil anos a chegar ao centro da galáxia, (se fizerem as contas, isto corresponde a um número “astronómico” de quilómetros: 27 seguido de 16 zeros, ou seja, 270 Pm, em que P corresponde a “peta”=1000 “tera”= 1 milhão de “giga”). O Sistema Solar demora entre 225 a 250 milhões de anos a fazer o passeio, o que significa que viaja a uns meros 220 km/s (nota, os valores que indico neste artigo são todos aproximados, pelo que devem só ter em conta a ordem de grandeza dos valores, e não o seu valor exacto; se compararem com outros sites, poderão encontrar valores ligeiramente diferentes).

Representação da nossa galáxia. Trata-se de uma galáxia em espiral, na qual reconhecem 4 braços principais, aos quais podemos associar as constelações do Centauro, Sagitário, Perseu e Cisne. Além destes braços, há ainda alguns mais pequenos, como o de Órion, do qual o Sistema Solar faz parte. Faço aqui a ressalva de que o leitor nunca viu na sua vida (nem irá ver) uma foto da Via Láctea! Nem mesmo do Sistema Solar! Tudo o que pode observar são representações, ou fotos de galáxias (ou sistemas estelares) semelhantes aos nossos, isto porque nunca nos afastámos o suficiente da Terra para capturarmos essas fotos!

    E a própria galáxia estará parada?

    Naturalmente que não! Às escalas astronómicas, a gravidade é a força dominante, a qual faz com que tudo o que tenha massa ande por aí a viajar!

    Mas voltemos cá ao nosso pequenino planeta: Qual a origem das estações do ano?

    Infelizmente, muitos imaginam que o Verão ocorre quando a Terra está mais próxima do Sol, enquanto que o Inverno acontece quando a Terra está mais distante, isto tendo em conta que a órbita da Terra em torno do Sol não é uma circunferência perfeita (é uma elipse). Como é evidente, se pensarmos um pouco notamos de imediato que esta concepção está necessariamente errada, uma vez que as estações do ano não ocorrem no mesmo período do ano em todo o planeta. Quando é Verão no hemisfério Norte, é Inverno no hemisfério Sul, e vice-versa. O verdadeiro motivo para a existência de estações do ano é consequência do facto de os dias serem mais longos no Verão e no Inverno mais curtos. A este dia chama-se “dia natural”, que corresponde ao período de tempo entre o nascer do Sol, e o pôr do Sol. Enquanto o dia sideral, tempo que a Terra leva a dar uma volta sobre si própria, é constante ao longo do ano, o dia natural depende da estação do ano. Ou melhor, como consequência do que disse em cima, a estação do ano depende do “tamanho” do dia natural. O leitor talvez se esteja a questionar: “mas então, não faria mais sentido que o dia maior do ano ocorresse a meio do Verão, ao invés de marcar o seu começo?” Não, porque aquilo que retém o calor que sentimos é principalmente a atmosfera e os oceanos, os quais vão aquecendo lentamente de tal modo que a causa e o efeito estão desfasados, visto que o “efeito” (aquecimento) não se consegue adaptar instantaneamente à “causa” (dia maior). Assim, em média, o dia mais quente do ano não coincide com o dia natural maior do ano (para um dado hemisfério), é sempre um dia posterior a esse.

    Nesta explicação falta o mais importante: por que razão o “tamanho” dos dias varia?

    Tendo em conta que a velocidade de rotação que indiquei em cima é constante, isto implica que a duração do dia só pode ser maior se a trajectória que o Sol faz no céu for maior no Verão do que no Inverno. De facto assim é:

 “Winter Solstice” corresponde ao solstício de Inverno, enquanto que “Summer Solstice” corresponde ao de Verão. Esta figura representa os trajectos que o Sol faz no céu nos dias menor e maior do ano (nos outros dias toma uma trajectória intermédia).

    E como é que se obtém estas duas trajectórias diferentes? Muito fácil: basta a Terra estar inclinada (em combinação com o facto de a Terra orbitar o Sol)! Ou para ser mais correcto, o eixo de rotação da Terra está inclinado em relação ao plano da sua órbita em torno do Sol. A animação seguinte ilustra bem o que acabei de explicar:

     Se a Terra não estivesse inclinada, o dia natural seria aproximadamente igual à noite, isto é, teria aproximadamente 12h, e não existiriam estações do ano.

    Não obstante o que referi em cima, a distância da Terra ao Sol varia, e com isso varia também a intensidade de calor que recebemos dele. O dia do ano em que estamos mais perto do Sol é no dia 4 de Janeiro, o que faz com que o Verão no hemisfério Sul seja mais quente que o do hemisfério Norte (onde o “pico” do Verão corresponde a um maior afastamento do Sol).

    Na segunda parte irei abordar a precessão dos equinócios, que explica o porquê de daqui a uns milhares de anos termos o Natal a meio do Verão (no hemisfério Norte!); as fases da Lua; eclipses; entre outros.

    P.S.: o facto de ter escrito neste artigo as unidades no singular (quilómetro, hora…) foi propositado, porque é essa a convenção científica.

Tradução: Kepler explica aos seus ouvintes – “Portanto, como vêem, a órbita de um planeta é elíptica.”, os quais pensam para si – “O que é uma órbita?” – “O que é um planeta?” – “O que significa elíptica?” Este cartoon ilustra bem a dificuldade que por vezes se tem em explicar certos fenómenos ao público leigo, uma vez que, antes de explicar seja o que for, é necessário definir os próprios conceitos que se vão usar.

Marinho Lopes (colaborador do Ciência com Todos e doutorando em Física na U. de Aveiro) - texto primeiramente publicado no Blog do autor: Sophia of Nature.

Ver original em: http://sophiaofnature.wordpress.com/2014/09/14/os-movimentos-celestes-parte-i/

    O Homem sempre teve curiosidade em saber quanto mede um objecto qualquer, muitas vezes sem haver uma razão para tal interesse. Medir um objecto é algo relativamente fácil se esse objecto não for nem muito grande, nem muito pequeno. Neste artigo vou-me focar nas medições do muito grande. É claro que não se trata de medições directas, mas sim indirectas, ou seja, obtidas através de cálculos (os quais usam medidas directas de outras variáveis).

Como medir o raio da Terra?

    Curiosamente a primeira medição foi feita muito antes de toda a humanidade estar convencida que de facto a Terra era redonda. Foi Eratóstenes, matemático e astrónomo grego, que viveu entre 285 a.C. e 194 a.C., quem primeiro conseguiu medir o raio da Terra, com uma precisão notável (pois as aproximações em causa eram boas).

    A Figura 1 ilustra a ideia:

Figura 1: Em Siena, ao meio dia, os “raios” de luz chegam perpendiculares à Terra, enquanto que ao mesmo tempo, em Alexandria, os raios chegam com uma certa inclinação, devido à curvatura da Terra.

    Erastóstenes supõe (e bem) que o Sol está muito distante da Terra e como tal os “raios” de luz chegam à Terra praticamente paralelos, sendo assim pôde fazer um cálculo muito simples, tendo em conta que sabia quantos quilómetros separavam Siena de Alexandria: cerca de 800km. O ângulo que os “raios” de luz faziam em Alexandria com a perpendicular já era fácil de medir na altura de Erastóstenes: o ângulo medido foi de 7º. Como o círculo tem 360º, surge então uma “regra de três simples” evidente para determinar o perímetro da Terra: se 7 está para 800, então 360 está para 360×800/7, ou seja, cerca de 41 mil quilómetros. Como o perímetro é 2pi R, então o raio é igual a cerca de 6 mil e 500 quilómetros (o valor correcto é 6378 km).

Como medir a distância da Terra à Lua?

    Outro astrónomo e matemático grego, desta vez Hiparco (190-120 a.C.), foi o primeiro a determinar esta distância (é também o criador do primeiro astrolábio, descobriu a precessão dos equinócios, etc.).

    O problema foi resolvido do seguinte modo:

Figura 2: Os astros não estão à escala, nem as distâncias entre eles, claro. As letras ‘a’, ‘b’, ‘c’ e ‘d’ são ângulos, R o raio da Terra e X a distância da Terra à Lua.

    O ângulo ‘d’ determina-se pelo tempo que demora um eclipse lunar. Se a Lua demora cerca de 28 dias a dar uma volta completa à Terra (360º), e demorar cerca de 100 minutos no eclipse lunar, isso corresponde a duas vezes o ângulo ‘d’, e como tal temos mais uma regra de três simples: 2d=360×100/(28 dias x 24h x 60 minutos) = 1º, portanto d=0. 5º, aproximadamente. Não sei se será evidente para o leitor, mas é fácil de deduzir que os ângulos presentes têm a seguinte relação: a+b=c+d. Se for evidente, poderá passar já para o próximo parágrafo, pois vou explicar como obter essa equação: a soma interna dos ângulos de um triângulo é 180º. Considerem que em vez de dois triângulos, temos apenas um triângulo (obtuso) composto pela junção daqueles dois e chame-se ‘f’ ao ângulo obtuso. Logo, como ‘c’ e ‘d’ são medidos sobre a horizontal, tem-se que c+d+f=180 (ângulo raso). Por outro lado, a soma dos ângulos internos do triângulo obtuso dá-nos a+b+f=180. Ambas as expressões dão 180, logo c+d+f=a+b+f, corta-se o ‘f’ e fica-se com a equação que se queria obter: a+b=c+d.

    O ângulo ‘a’ obtém-se da observação do raio da Terra a partir do Sol – como o Sol está muito distante, ‘a’ é muito menor que todos os outros ângulos presentes, pelo que a expressão fica aproximadamente: b=c+d. ‘c’ é o chamado semi-diâmetro angular solar, pois é metade do diâmetro que vemos do Sol, a partir da Terra, em medida angular, que pode ser medido indirectamente observando o Sol. O resultado da altura foi de cerca de 0,25º. Sendo assim, b=0,5+0,25=0,75º. O seno de b é igual ao raio da Terra a dividir pela distância da Terra à Lua, logo a distância da Terra à Lua: X=R/sen(b), pelo que chega-se à relação aproximada de que a distância da Terra à Lua deverá ser de cerca de 76 vezes o raio da Terra. Hiparco, tendo sido mais cuidadoso que eu aqui e levando em consideração o erro associado às suas medidas, estimou que essa distância era de 62 a 74 vezes o raio da Terra. O valor real é entre 57 a 64 vezes (visto que a distância varia). Actualmente a distância pode ser estimada usando os espelhos que os americanos deixaram na Lua: aponta-se um LASER a esses espelhos e espera-se que a luz do LASER regresse. Como a luz do LASER viaja a uma velocidade conhecida (velocidade da luz, claro), obtém-se a distância multiplicando a velocidade pelo tempo (e dividindo por dois, porque o tempo medido é o tempo da luz ir e voltar, ou seja, o dobro da distância). A Lua situa-se a cerca de 384 mil quilómetros da Terra (em média, pois a órbita não é circular, mas sim elíptica).

Como medir a distância da Terra ao Sol?

    Sem surpresa, outro astrónomo grego deu a resposta a esta questão pela primeira vez: o primeiro defensor do Heliocentrismo, Aristarco de Samos (310 a.C. – 230 a.C.).

    Eis o desenho:

Figura 3: Quando a Lua está em Quarto Crescente ou Minguante, o sistema Terra-Sol-Lua forma um triângulo rectângulo.

    Ele mediu o ângulo em que o vértice é a Terra directamente e usou um valor conhecido da distância da Terra à Lua (o que indica que Hiparco não terá sido o primeiro a fazer a estimativa antes indicada – se a biblioteca de Alexandria não tivesse ardido, talvez soubéssemos hoje quem teria sido o primeiro a fazer tal façanha (e como, não necessariamente pelo mesmo método que Hiparco usou)), para estimar a distância da Terra ao Sol.

    Os cálculos são triviais: o co-seno do ângulo medido é igual ao cateto adjacente (distância Terra-Lua) sobre a hipotenusa (distância Terra-Sol) – é só substituir os dois valores conhecidos e resolver em ordem à hipotenusa.

    A estimativa de Aristarco de Samos não foi muito rigorosa: deduziu que a distância do Sol à Terra era de cerca de 20 vezes a distância da Terra à Lua, quando na verdade é de aproximadamente 400 vezes. Apesar do raciocínio de Aristarco ter sido correcto, as medidas usadas não o eram (as tabelas de valores para o co-seno também ainda não eram muito precisas). O valor correcto da distância da Terra ao Sol é aproximadamente de 150 milhões de quilómetros (1 UA, ou seja, define uma unidade astronómica). Tal como no caso da Lua, também a órbita da Terra em torno do Sol não é circular, pelo que esta distância varia um pouco.

    A título de curiosidade acrescento ainda que este astrónomo calculou várias outras distâncias astronómicas, tendo tido particular sucesso na determinação do diâmetro da Lua (obteve que este é três vezes menor que o diâmetro da Terra, quando na verdade é 3,7 vezes). Para isto baseou-se na sombra projectada da Terra na Lua, num eclipse lunar (desafio-vos a fazer o desenho geométrico que ilustra a ideia e que lhe permitiu chegar à estimativa, bem como determinar a equação).

Como medir a distância da Terra a uma estrela?

    O primeiro método usado para fazer estas estimativas é chamado de paralaxe, ou triangulação (actualmente há outros métodos, como o uso de radar).

    Observe-se o esquema:

Figura 4: Duas medições são feitas da posição angular de uma dada estrela – uma agora, outra daqui a 6 meses.

    Como a Terra se movimenta em torno do Sol, a posição aparente das estrelas vai alterando-se ao longo do ano no céu. Assim, para se fazer um triângulo, faz-se uma medição angular de uma estrela numa dada altura e outra daí a seis meses. Desta forma, a distância da Terra ao Sol é usada como referência.

    Com medições cuidadas da posição das estrelas no céu é fácil de estimar o ângulo em causa e depois é apenas usar a trigonometria simples já antes aplicada para os outros casos (não mostro para este caso, para não me tornar demasiado repetitivo).

    A estrela mais próxima é a Alfa Centauri (a terceira mais brilhante do céu) que se situa a uma distância de aproximadamente 4,3 anos-luz (ou seja, a distância que a luz demora a percorrer nesse tempo: 4,3×365 dias x24h x60 minutos x60 segundos x300 000 km/s, que é cerca de 40 000 000 milhões de quilómetros).

    O primeiro cientista a usar este método foi Friedrich Wilhelm Bessel, em 1838, para medir a distância a que a estrela binária 61 Cygni está da Terra.

Figura 5: “Olhar para a vastidão do universo faz-me compreender o quão insignificante tu és.”

Marinho Lopes (colaborador do Ciência com Todos e doutorando em Física na U. de Aveiro) - texto primeiramente publicado no Blog do autor: Sophia of Nature.

Ver original em: http://sophiaofnature.wordpress.com/2011/08/23/medicoes-astronomicas/

    Alguns de vós talvez já tenham pensado que um bom passatempo é olhar para o céu à noite. De facto, quando se vê documentários sobre astronomia, por exemplo, é normal ficar-se com uma certa vontade de olhar para essa imensidão que esmaga a nossa pequenez. Desafio-vos a pôr em prática esse desejo, mas antes permitam-me que altere um pouco as vossas expectativas, para que não fiquem depois desapontados.

    Vou então contar uma história elucidativa, que poderia acontecer a qualquer um de vós (ou talvez não, se não encontrarem neste artigo nenhuma novidade). “Era uma vez o senhor X que ficou com vontade de observar o céu um pouco mais além do que os olhos lhe permitiam. Para isso, foi ao supermercado e viu um telescópio com uma publicidade aliciante inscrita na caixa: «Veja o céu com um telescópio melhor do que aquele que Galileu usou para observar a Lua e as luas de Júpiter… Por apenas Y€». O senhor X pensa: «Y€ não é caro, e poderei ver coisas muito interessantes!» Portanto, o senhor X compra, leva para casa e à noite observa o céu… Porém, o que vê deixa muito a desejar, sente-se enganado.”

    Y é, à partida, um valor a rondar os 100€. Na caixa poderão ler que o telescópio tem ampliações soberbas, contudo é frequente que o telescópio não venha preparado para o uso de tão grandes ampliações (maior ampliação exige necessariamente uma maior área de captação da luz, ou seja, um tubo mais “grosso”). Telescópios deste nível são por norma melhores para observar as “estrelas” do prédio ao lado, do que as outras que estão no céu…

    Deixo então uma lista de considerações que penso serem importantes:

• Ir a uma sessão de Astronomia (por exemplo “Astronomia no Verão”, podem ver onde estão a decorrer no site da Ciência Viva), para ficarem com uma ideia razoável do que é possível ver com um telescópio ainda amador, mas que terá provavelmente mais um zero que Y;
• Se continuarem com vontade de fazer observações, fiquem a saber que ter o telescópio não chega:
• Devem observar num local onde não haja iluminação, pois a mesma afecta a qualidade com que podem observar o céu (que obviamente deve estar limpo, sem nuvens), portanto observar na cidade é difícil!
• Devem comprar uma revista de astronomia, a qual deverá vir com um mapa do céu, o que ajuda muito para saberem o que estão a ver… Alternativamente, caso tenham um smart phone, podem tentar encontrar uma aplicação que vos indique o que está no céu. Se tiverem um computador portátil, tablet, etc., que possam levar convosco para a observação, poderão usar o software gratuito Stellarium.
• Para apontar um telescópio para um dado astro é preciso alguma habilidade – não desesperem! Uma forma de contornar este problema é comprar uma mira, o que facilita mesmo muito esse apontar (a mesma pode ser comprada numa loja de astronomia, no país existem umas três ou quatro, creio que situadas em Aveiro, Lisboa, Marinha Grande e talvez no Porto). (Com um telescópio de 2000 ou mais €, já podem “pedir” ao telescópio para apontar sozinho, e até “seguir” os astros, visto que estes estão sempre a “fugir”, dado que a Terra roda sobre si própria!…)
• Notar que o que veem no telescópio pode estar invertido! (Depende da configuração do telescópio.) Por outro lado, não esperem ver um céu cheio de astros, cheio de cores, etc., isso vê-se nos livros, não ao telescópio! O melhor astro para observar é a Lua, se não gostarem desse, terão uma desilusão.
• O que podem conseguir observar: Lua (ver crateras, sombra das montanhas), anéis de Saturno, luas de Júpiter, anel de Lira e pouco mais.  Observar a Andrómeda, por exemplo, além de não ser muito fácil, pode ser uma experiência desapontante, pois vê-se apenas uma pequena “mancha” muito pouco nítida, que parece ser apenas sujidade na lente do telescópio.


O dispositivo na mão do observador serve para ele escolher para onde quer que o telescópio “olhe”.

    Não me interpretem mal: o que se vê num telescópio dos mais baratos é na mesma interessante, só é bom é não ter expectativas demasiado elevadas. O primeiro ponto que indiquei antes é o principal, falem primeiro com quem já faz astronomia amadora há muito tempo e observem o céu com as indicações deles, a partir dessa experiência já saberão com o que contar.

    * Como referido no artigo, fica a sugestão de participarem numa sessão de Astronomia no Verão. Consultem o site do Ciência Viva para encontrarem aquela que irá decorrer mais perto de vós: http://www.cienciaviva.pt/veraocv/2013/

Marinho Lopes (colaborador do Ciência com Todos e doutorando em Física na U. de Aveiro) - texto primeiramente publicado no Blog do autor: Sophia of Nature.

Ver original em: http://sophiaofnature.wordpress.com/2011/05/29/astronomia-amadora/

    A resposta à questão colocada no título foi dada por Isaac Newton, aliás ele foi mais longe. Não só explicou porquê que a Lua não caía na Terra, como também conseguiu compreender porquê que as leis de Kepler (sobre as órbitas dos planetas) eram verdade, porquê que os planetas andam à volta do Sol e em simultâneo, com a mesma teoria, expôs a forma como tudo caía na Terra, (em particular a maçã que alegadamente lhe caiu na cabeça)! Parece quase um paradoxo pensar que com a mesma explicação se consegue dizer porquê que as maçãs caem, mas não a Lua. Esta explicação está presente, claro, na Lei da Atracção Universal, ou se preferirem: Lei da Gravitação Universal, inventada por Newton.

    Nesta exposição, porém, não vou explicar detalhadamente essa lei, irei apenas focar-me nos elementos importantes que me conduzam à resposta da questão antes colocada.

Isaac Newton (1643-1727). Provavelmente o Físico mais importante de sempre.

    Um ano antes de Newton nascer, morreu Galileu Galilei, aquele que descobriu que toda e qualquer trajectória de um objecto lançado ao ar descreve uma parábola (trata-se de um tipo de curva específica). É algo que todos podemos comprovar no nosso dia-a-dia: se lançarmos uma pedra ao ar (preferencialmente atirando-a para a frente, claro), a pedra acaba sempre por descrever um “caminho aéreo” com um tipo de curvatura parabólico.

    Para quem sabe um pouco de matemática, saberá que uma curva parabólica é descrita por uma função quadrática. Por exemplo:

    Se atirarem algo em frente, de uma dada altura, o que esperam observar será uma trajectória deste tipo:

    O tipo de trajectória é igual ao anterior, claro, apenas com a diferença de que o movimento começa no ponto mais alto.

    Tendo isto em mente, partamos para um dos pensamentos brilhantes de Newton: o conhecido “Canhão de Newton”. Imaginem que constroem uma torre muito alta, e no topo desta colocam um canhão. Se a torre fosse suficientemente alta para estar fora da atmosfera terrestre (na realidade, do ponto de vista de engenharia, tal empreendimento seria praticamente impossível), os projécteis disparados não sofreriam resistência do ar. Se o canhão fosse suficientemente potente, podem começar a imaginar as trajectórias dos projécteis a poderem-se desenhar em relação ao planeta Terra como um todo, ou seja, num referencial que é aproximadamente esférico (e não um plano, como se pode aproximar em situações do dia-a-dia), como podem observar na seguinte figura:

    Como podem ver, para uma determinada força de lançamento que o canhão consiga aplicar no projéctil, este poderá sobrevoar toda a Terra e voltar ao ponto de origem, ou seja, de onde foi disparado! Notar um aspecto muito importante: como estamos acima da atmosfera, a resistência ao movimento pode ser considerada nula, logo, se pensarem na lei da conservação da energia, sabem que o projéctil que voltou ao ponto de origem tem a mesma energia do que quando foi disparado, pois se não há resistência, a energia conservou-se, tanto a potencial (porque a altura se manteve constante), como a cinética (em consequência da potencial ter sido constante, bem como a energia total ser necessariamente constante).

    Pode-se dizer que nesta situação o projéctil está sempre a cair para a Terra, mas numa direcção que o leva para fora da Terra (a direcção da velocidade nunca aponta em direcção à Terra).

    É este o princípio pelo qual se colocam satélites (artificiais) a orbitar a Terra. Claro que nesse caso a analogia sofre uma pequena variação, que é o canhão em vez de estar em cima de uma torre, está simplesmente à superfície da Terra, mas a apontar para cima… (Evidentemente que terá que ser mais “potente” neste caso, para obter o mesmo efeito que o outro era capaz, visto que a força gravítica é maior “cá em baixo” e tem que ser vencida a resistência do ar na descolagem.)

Vídeo do lançamento de um vaivém espacial (Discovery).

    A Lua, como sabem, é ela mesma um satélite (natural), que continua em órbita da Terra e assim continuará, devido a este mesmo princípio. A diferença é que no caso da Lua, ela não foi lançada. Está lá devido à forma como se formou (mas isso poderá ser tema para outra discussão). (Na verdade, a Lua está-se a afastar da Terra devido ao efeito de Maré, mas não se preocupem com a hipótese de ficarem sem luar, pois está-se a afastar apenas a uma taxa de 3 cm ao ano.)

Marinho Lopes (colaborador do Ciência com Todos e doutorando em Física na U. de Aveiro) - texto primeiramente publicado no Blog do autor: Sophia of Nature.

Ver original em: http://sophiaofnature.wordpress.com/2011/05/24/porque-e-que-a-lua-nao-cai/

Vejam este pequeno vídeo simplificador da ideia desta teoria:

    Uma das questões fundamentais com que qualquer pessoa se depara é a da razão de estar vivo, de existir. Na Ciência, sendo um conhecimento de todos, procura-se entender a razão de todos nós existirmos. Darwin deu um ajuda: evoluímos de outros seres. Mas se sabemos que a Terra nem sempre existiu, isto implica que a vida neste planeta tenha tido um começo. Pegando novamente na Teoria do Evolucionismo consegue-se perceber que se os organismos são sempre mais complexos, então o começo deverá ter acontecido da transição do “não ter vida” para o “organismo mais simples, primordial e fundamental”. Depois de identificadas as “peças” essenciais da vida, deveria bastar reconhecer as moléculas que as constituem e determinar as condições necessárias para transformar essas moléculas, nessas “peças”. Apesar de haver várias teorias que tentam explicar essa transformação, a verdade é que nenhuma foi confirmada em laboratório. Sendo assim impõe-se a questão: será que esta incompreensão não se deva a alguma razão que nos transcenda? Essa razão pode ser simplesmente uma condição com a qual nunca nos deparámos, por não ocorrer neste planeta. Mas num outro planeta nada nos garante que tal não exista. E é com esta hipótese que podemos chegar à Teoria da Panspermia: a vida terrestre pode ter origem extraterrestre.

    A ideia não é nova: Anaxagoras, 500 A.C., já a tinha proposto. Mas só voltou a ser considerada e estudada novamente a partir do século XVIII, com Benoît de Maillet (1743), Jöns Jacob Berzelius (1834), Kelvin (1871), Hermann von Helmholtz (1879), Svante Arrhenius (1903) e muitos outros, posteriormente.

William Thomson, mais conhecido por Lord Kelvin (1824-1907). Físico e engenheiro, deu importantes contributos em várias áreas da Física, em particular na Termodinâmica (tendo sido o primeiro a estimar o zero absoluto - a menor temperatura possível -273.15 ºC).

    Esta teoria não assume apenas a possibilidade de que a Terra tenha sido “contaminada” com vida. O mesmo é igualmente plausível para qualquer outro planeta, a diferença é que nem todos os planetas têm condições para receber a vida (que supostamente é transportada em asteróides, claro). Do mesmo modo, também a própria Terra poderá estar em condições de enviar vida para outros planetas.

    Como? É uma boa questão. Pode-se imaginar alguns cenários, como por exemplo um asteróide que entre e saia da atmosfera terrestre sem embater no planeta, conseguindo levar alguns organismos que possam sobreviver à viagem de milhões de anos que deverá ocorrer até que chegue a outro planeta. É uma hipótese extremamente remota, mas se num bilião de asteróides, um o consiga, então não deveremos desprezar este cenário (a probabilidade indicada não é real, tal nunca foi calculado, pois não se têm dados suficientes para se fazer uma análise estatística do problema, como é evidente).

    Mais importante que isso, a teoria divide-se em duas hipóteses distintas: ou supõe que a vida transportada teve início num dado planeta, ou então supõe que estas “sementes da vida” sempre existiram no universo. É claro que esta última possibilidade tem perdido adeptos, pois é uma hipótese impossível se assumirmos que a Teoria do Big Bang é verdadeira, ou seja, se o universo não é eterno, então tal implica que qualquer coisa dentro dele também tenha tido um princípio, como tal a vida não podia “cá andar desde sempre” (nem faz sentido que tenha sido criada aquando do Big Bang, claro).

    “Mas afinal: há provas que confirmem a teoria?” Provas irrefutáveis e incontornáveis não há e arrisco-me a profetizar que assim continue. Existem factos geobiológicos que sugerem que a vida não teve tempo de se desenvolver no planeta, que teve que vir de fora, para poder aparecer quando apareceu. Existem microorganismos que conseguem sobreviver milhões de anos num estado inactivo (como que uma hibernação), conseguindo voltar ao estado metabolicamente activo quando encontram as condições necessárias para isso. Existem fortes evidências de que no sistema solar, noutros planetas e luas, tenha havido condições favoráveis à vida (ou até mesmo que ainda haja). A probabilidade de haver vida noutros locais do universo é actualmente considerada quase pela unanimidade dos cientistas de ser suficientemente elevada para podermos dizer: “Não estamos sozinhos.”. E, por fim, talvez possamos assumir que dado o número de possibilidades sob investigação de “sementes da vida” (meteoritos com supostos microorganismos extraterrestres), é plausível assumir que a Teoria da Panspermia é viável, no entanto, não devemos esquecer que a maioria destes estudos têm dado resultados inconclusivos, bem como outros nos mostram que, por exemplo, dificilmente uma bactéria num meteorito sobreviveria ao impacto do meteorito com a Terra (supondo que o meteorito não é pulverizado só com a entrada na atmosfera). Por outro lado, mesmo que seja possível a disseminação da vida no universo habitável pelos meios que a Teoria da Panspermia refere, tal não implica que isso tenha acontecido na Terra!

Chuva vermelha de Kerala. Embora a sua origem seja ainda fonte de debate, uma das teorias avançadas é que esta poderia conter microorganismos de origem extraterrestre.

    A título de curiosidade refiro ainda que, em 1973, Francis Crick e Leslie Orgel sugeriram uma variante a esta teoria, chamaram-lhe: Panspermia Directa. Directa, porque seria induzida, não seria um acaso! Ou seja, esta teoria formula a hipótese de uma civilização extraterrestre avançada ter tido o intento de espalhar a vida pelo universo, enviando para todo o lado as “sementes da vida”.

Marinho Lopes (colaborador do Ciência com Todos e doutorando em Física) - texto primeiramente publicado no Blog do autor: Sophia of Nature.

Ver original em: http://sophiaofnature.wordpress.com/2011/05/18/teoria-da-panspermia/

    Existem vários métodos de detecção de planetas extrasolares, sendo um deles consequência da perturbação dinâmica que o planeta produz na estrela. Este método tem três técnicas fundamentais: o pulsar timing, a velocidade radial e a astrometria. Além desse método, irei ainda explanar a fotometria (ocultações); a gravitational lensing; e a imaging.

    A perturbação dinâmica de uma estrela por um planeta resulta da atracção gravitacional que o planeta produz sobre a estrela: do mesmo modo que a estrela induz um movimento elíptico no planeta em torno do centro de massa do sistema planeta-estrela, também o planeta induz um movimento elíptico na estrela de igual período em torno do centro de massa do sistema, com a particularidade de ser uma órbita muito menor, visto que na maioria dos casos este centro de massa se situa dentro da própria estrela, isto se a massa do planeta for muito inferior à massa da estrela, como é normal que seja.

    Os pulsares são estrelas de neutrões que têm um elevado campo magnético, o qual foca a luz emitida num feixe segundo uma direcção (nos dois sentidos). Se a estrela rodar e o feixe interceptar a Terra uma vez por rotação, é possível detectar pulsos periódicos de luz provenientes dessa estrela. Como dito anteriormente, se existir um planeta a orbitar a estrela, o movimento desta será afectado, no caso dos pulsares, o período medido será alterado: se a estrela se estiver a afastar da Terra, o período será ligeiramente maior, se a estrela se estiver a aproximar, o período será ligeiramente inferior. Através desta medição da alteração do período no pulse timing não só é possível deduzir a existência de um planeta, como é também possível a determinação do semi-eixo maior da órbita do mesmo, bem como um limite mínimo para a massa do planeta. Contudo, é difícil de encontrar planetas com esta técnica, pois os pulsares são criados em supernovas (grandes explosões estelares), as quais não são muito frequentes. Além disso, o interesse actual está em encontrar planetas potencialmente habitáveis, pelo que não faz sentido procurar pulsares, visto que a supernova teria com certeza erradicado qualquer possibilidade de vida que houvesse nos planetas mais próximos.

    A detecção dessa perturbação (do planeta sobre a estrela) pode ser também observada através de medidas da velocidade radial da estrela. Esta técnica é também conhecida como a espectroscopia Doppler, visto que a velocidade radial da estrela é calculada tendo em conta o efeito de Doppler. Quando a estrela se aproxima da Terra, há um blueshift em termos de frequências no espectro de absorção da estrela, enquanto que se estiver a afastar, há um redshift no espectro (Figura 1). O efeito Doppler também ocorre em ondas mecânicas, sendo um exemplo representativo os sons que se ouvem quando um carro de fórmula 1 se aproxima e se afasta do “observador”: quando se aproxima o som torna-se mais agudo, quando se afasta torna-se mais grave. Por outras palavras, a frequência do som é maior na aproximação e menor no afastamento. No caso da radiação electromagnética, fala-se em blueshift (desvio para o azul) e redshift (desvio para o vermelho), porque a luz azul tem maior frequência que a luz vermelha, pelo que um “desvio para o azul” significa simplesmente um desvio para maiores frequências, e “para o vermelho” um desvio para menores frequências. Os dados desta técnica permitem inferir sobre o semi-eixo maior da órbita do planeta, bem como estimar um limite inferior para a massa do planeta. Esta tem sido a técnica mais bem sucedida no que toca a descobertas de planetas extrasolares, no entanto é preciso ter cuidado com a análise dos resultados, visto que algumas estrelas apresentam actividade sísmica na sua superfície, o que leva a que o seu espectro de absorção também tenha um carácter periódico de desvios para o vermelho e para o azul, sem que porém haja qualquer planeta a induzir essas variações.

    Outra forma de medir essa perturbação gravitacional é através da astrometria, a qual consiste na medição da variação da posição angular da estrela, devido à atracção gravitacional do planeta. Esta técnica apresenta uma maior sensibilidade para planetas de elevada massa e grandes períodos orbitais, que orbitem estrelas de massa reduzida. A grande vantagem desta técnica é que permite obter dados sobre a massa (em vez de apenas um limite inferior, como as técnicas antes referidas) e a inclinação orbital do planeta. A maior desvantagem é que o diâmetro angular medido da estrela depende da distância a que esta está da Terra: quanto maior for a distância da estrela à Terra, maior será o efeito de perspectiva, ou seja, menor será o diâmetro angular determinado, assim, apenas estrelas suficientemente próximas da Terra podem ser analisadas segundo esta técnica. Consequentemente, poucos foram os planetas extrasolares descobertos com este método de detecção.

Figura 1 – A: Esquema representativo do efeito Doppler no espectro da estrela, devido à presença do planeta.

B: Esquema representativo do princípio da astrometria.

    Na fotometria (transit photometry) é medida a redução do brilho de uma estrela devido à passagem de um planeta que esteja em trânsito (é denominado como trânsito o fenómeno de se ter um planeta a passar em frente a uma estrela, relativamente a nós). Para um planeta do tamanho de Júpiter, a redução no brilho é de cerca de 1%. Como é evidente, este método é particularmente sensível para grandes planetas que orbitem perto das suas estrelas. O tempo que decorre entre um eclipse parcial e o seguinte corresponde ao período orbital do planeta. Consegue-se ainda determinar qual a velocidade orbital do planeta, tendo em conta a duração do eclipse. Destas duas informações é dedutível a massa do planeta. É ainda possível determinar o raio e a densidade do planeta tendo por base o tempo que a intensidade luminosa leva a diminuir (estágio 2 da Figura 2). A grande desvantagem desta técnica é o facto de pressupor um alinhamento entre a estrela, o planeta e o telescópio, o que é uma condição bastante exclusiva, daí poucos planetas extrasolares terem sido descobertos através desta técnica, até agora.

    Tendo em conta a Teoria da Relatividade Geral, sabe-se que um planeta curva o espaço-tempo, o que significa que em certos casos essa curvatura induzida pelo planeta pode levar a que o planeta produza uma amplificação da luz proveniente da estrela. Esta amplificação pode ser detectada com o método gravitational lensing (Figura 2), no entanto, até agora, poucos foram os planetas detectados segundo esta técnica. Esta técnica apenas permite deduzir a massa do planeta.

Figura 2 – A: O esquema representa a diminuição do brilho devido à passagem do planeta em frente da estrela.

B: Simulação da ampliação do brilho de uma estrela, causado pelo  feito de lensing que o planeta produz.

    Por fim, com o método imaging tentam-se obter imagens dos próprios planetas. Esta é uma técnica que dificilmente devolve bons resultados, isto porque como os planetas não têm luz própria, a única forma de os ver é através da luz que reflectem, a qual, obviamente, tem um brilho muito menor que o da estrela, não sendo, deste modo, possível observar o planeta, visto que o brilho da estrela suplanta e “esconde” o brilho do planeta.

Marinho Lopes (colaborador do Ciência com Todos e doutorando em Física) - texto primeiramente publicado no Blog do autor: Sophia of Nature.

Ver original em: http://sophiaofnature.wordpress.com/2011/05/17/metodos-de-deteccao-de-planetas-extrasolares/

    “Quando andava na escola aprendi que o Sistema Solar tinha 9 planetas: Mercúrio, Vénus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Úrano, Neptuno e Plutão. Agora parece que voltou aos 8, mas que é isto? Mandaram para lá uma bomba atómica e destruíram o planeta?”

    Até 1930, também só havia oito planetas: a situação não é nova. Em ambos os casos, o facto de existirem apenas oito astros classificados como planetas no nosso Sistema Solar não está relacionado com a real existência dos mesmos – até 1930, eram oito, porque Plutão ainda não tinha sido observado; agora a questão está na própria classificação. Plutão foi desclassificado de “planeta”, não porque Plutão tenha mudado muito desde 1930, mas antes porque alterámos a nossa definição de “planeta”. A razão pela qual isso aconteceu pode-se dizer que foi pela recente observação de “muitos” outros candidatos a planetas no nosso sistema solar! A definição começou a parecer muito ampla, pelo que se decidiu restringi-la de modo a não incluir astros completamente “desproporcionados” (em relação aos conhecidos, claro), bem como não se dar a situação incómoda de se ter que estar constantemente a alterar manuais escolares (por exemplo) devido à descoberta de um novo planeta e, como tal, de certo modo a ter que estar sempre a actualizar um conhecimento de domínio público (é preferível todos concordarem em relação ao número de planetas, do que uns defenderem que são 9, outro que são 10 e por aí adiante, o que acabaria só por confundir as pessoas leigas na matéria).

    Um planeta, segundo a definição que entrou em vigor em Agosto de 2006 e que levou à despromoção de Plutão, deve de obedecer às seguintes condições:

• Orbitar o Sol (noutro sistema planetário será evidentemente outra estrela);
• Não ser satélite, ou seja, não orbitar um outro astro que orbite o Sol;
• Ser suficientemente massivo para ser redondo (a gravidade encarrega-se de arredondar objectos massivos, pois essa é a forma de equilíbrio);
• Ser suficientemente massivo para dominar a sua órbita, ou seja, não será desviado (significativamente) desta devido à presença de outros astros além do Sol.

    Plutão não obedece à última condição, pois encontra-se na vizinhança da chamada Cintura de Kuiper a qual perturba de forma significativa a sua órbita.

    Plutão, porém, para não se sentir injustiçado, foi compensado com uma nova definição: Planeta Anão. Planetas anões, como poderiam adivinhar, são astros que têm a particularidade de obedecer a toda a definição de “planeta” antes referida, exceptuando a última condição.

    E agora a parte que penso que pode surpreender alguns: sabiam que já existem mais planetas anões além de Plutão? É verdade, existe Éris, que se descobriu em 2005 e que se situa logo “depois” de Plutão. Como podem estar a adivinhar: foi Éris que trouxe a discórdia quanto à definição de “planeta” e que acabou por despromover o seu colega Plutão.

    Mas há ainda outro e num local surpreendente: entre Marte e Júpiter temos Ceres, com cerca de 1000 km de diâmetro (menor que a Lua, que tem um diâmetro de quase 3500km), descoberto em 1801. Foi aclamado primeiramente como planeta, sendo depois despromovido e passando a ser o primeiro Planeta Anão, denominação que na altura apenas se prendeu com a questão do tamanho (daí que em cima tenha escrito “nova definição”, ainda que o nome já existisse, com significado diferente). Ceres constitui um terço da massa total da cintura de asteróides que se encontra entre Marte e Júpiter.

Nota: O presente texto já foi escrito há bastante tempo – talvez agora já não seja muito pertinente, embora muita gente já nem se lembre que Plutão foi de facto “despromovido”…

Marinho Lopes (colaborador do Ciência com Todos e doutorando em Física) - texto primeiramente publicado no Blog do autor: Sophia of Nature.

Ver original em: http://sophiaofnature.wordpress.com/2011/05/15/plutao-o-discriminado/

Primavera começa este ano no dia 20 de Março pelas 5h14. Mas não é certo e sabido que a Primavera começa sempre no dia 21? Então o que é que aconteceu para que esta estação se tenha antecipado algumas horas este ano?

Estará a Terra a acelerar na sua viagem de translação à volta do Sol? Nada disso. Mas, para podermos perceber o fenómeno, precisamos de caracterizar o que é que determina o início da Primavera.

Em termos astronómicos, o início desta estação é definido pelo momento em que ocorre o equinócio boreal no hemisfério norte, ou o equinócio austral no hemisfério sul. A palavra equinócio provem das palavras latinas aequus (igual) e nox (noite), ou seja, significa noites iguais. Isto acontece quando a orbita aparente do Sol (isto é, o movimento aparente do Sol para um observador na Terra) cruza o plano que resulta da projeção do equador terrestre no horizonte celeste. Por outras palavras, refere-se aos momentos em que o dia e a noite têm a mesma duração, ou seja 12 horas.

Ao longo de um ano terrestre, isto verifica-se duas vezes em cada hemisfério: no início da Primavera e no início do Outono. Note-se que estas estações ocorrem inversamente em cada hemisfério: o inicio da Primavera no hemisfério norte coincide com o início do Outono no hemisfério sul e vice-versa.

Para um mesmo hemisfério, no nosso caso o norte, os dois equinócios ocorre exactamente em lados opostos da órbita da Terra à volta do Sol. Contudo, as datas em que acontecem não dividem o ano em partes iguais! Não é difícil calcular, a partir das datas médias verificadas para os equinócios e da duração média do ano (média porque temos de ter em conta os anos bissextos), que o equinócio da Primavera ocorre 179,25 dias depois do equinócio de Outono, e que este último se encontra 186 dias após a Primavera que o precede.

Isto explica-se pelo facto de a órbita da Terra à volta do Sol ser elíptica e não circular, como sabemos desde 1609 graças a Kepler (1571 – 1630), e pelo facto de a Terra se encontrar mais próxima do Sol (o periélio) nos primeiros dias de Janeiro.

Ora acontece que esta maior proximidade ao Sol, faz com que a velocidade da Terra nesta altura do ano seja a maior de toda a sua órbita e, tal como é predito pela 2ª lei de Kepler, ela se mova mais rapidamente em direção ao equinócio da Primavera do que quando se aproxima do equinócio de Outono, depois de passar pelo ponto em que o nosso planeta se encontra mais distante do Sol (o afélio, a 5 de Julho).

Curiosamente, Ptolomeu (90 – 168) também notou a desigualdade na duração das estações, mas tentou explicar a observação a partir de uma órbita circular do Sol ao redor da Terra, mas não centrada exatamente nesta, ou seja contendo um epiciclo.

Acresce, ao que se disse atrás, que o período entre dois equinócios primaveris é cerca de 6 horas maior do que um ano comum (365 dias). Assim, a Primavera de um dado ano inicia-se 6 horas mais tarde do que a Primavera do ano comum anterior, no calendário gregoriano. Ao fim de 3 anos, verifica-se um adiantamento de cerca de 18 horas.

Contudo, o acerto no calendário introduzido pelo ano bissexto, produz um atraso aparente de 6 horas. Ao longo de um mesmo século, o equinócio tende a ocorrer mais cedo até que ocorram acertos no calendário por sequência de 7 anos comuns.

De facto, neste século só houve dois anos em que a Primavera ocorreu a 21 (2003 e 2007) e prevê-se que se inicie no dia 19 de Março em 2040.

António Piedade (texto publicado no âmbito do projeto: Ciência na Imprensa Regional - Ciência Viva, a 19 de Março de 2012)

Versão original em: http://dererummundi.blogspot.pt/2011/05/primaveras-marcianas.html