O Sistema Solar

A Editora Blucher acaba de lançar o livro SISTEMA SOLAR – Uma exploração visual dos planetas, das luas e outros corpos celestes que orbitam nosso Sol.

Nunca antes as maravilhas do Sistema Solar – seus planetas, planetas anões, o Sol, as luas, o cinturão de asteroides e o Cinturão de Kuiper – foram tão acessíveis aos leitores de todas as idades. Começando com uma visão geral fascinante e depois em uma organização por planetas ordenados de acordo com a distância do Sol, “Sistema Solar” de Marcos Chown, nos leva em uma viagem pelo tempo e espaço com direito a um lugar na primeira fileira para testemunhar o nascimento explosivo do Sistema Solar, uma viagem em direção (e depois em profundidade) a cada um dos seus oito planetas, e uma exploração igualmente profunda dos asteroides e cometas.

Além de completo em seu conteúdo, o livro “Sistema Solar” consegue unir informação e imagem de forma harmoniosa, mostrando a beleza e a imensidão espacial através da leitura.

 

 

Clique na imagem acima para folhear o livro.

Sobre o autor:

Marcus Chown é um renomado escritor e radialista. Ele foi radioastrônomo no California Institute of Technology e hoje é consultor de cosmologia da revista New Scientist. Ele vive em Londres, Inglaterra.

Recomendamos que você conheça o fantástico hotsite do Sistema Solar.

A estrela dos Magos

“Onde está o rei dos judeus que é nascido? Porque vimos no Oriente a Sua estrela e viemos adorá-lo”. Mateus, Cap. 2, v. 2.

Acorde em qualquer manhã deste dezembro e olhe para leste do céu, mais ou menos uma hora antes do amanhecer. Verá então um dos mais belos corpos celestes, a viva luz branco-azulada de um verdadeiro farol, muitas vezes mais brilhante do que Sírio, a mais brilhante das estrelas. Com exceção da Lua, verificara que o objeto mais luminoso que jamais viu nos céus da noite. Será visível até mesmo quando o Sol se levantar poderá encontrá-lo ainda que seja ao meio-dia, se souber o local exato para onde olhar.

É o planeta Vênus, nosso mundo irmão, a refletir através dos abismos do espaço a luz do sol, cintilando sua inviolada concha de nuvem. Cada nove meses aparece no céu da manhã, elevando-se pouco antes do Sol e todos quantos vêem este brilhante arauto do advento do Natal, inevitavelmente se lembrarão da estrela que conduziu os magos a Belém.

Qual foi essa estrela, presumindo-se que tenha alguma explicação natural? Poderia, na realidade, ter sido Vênus? Um livro pelo menos foi escrito para provar esta teoria, mas que não suportará um exame sério. Para todos os povos do mundo Oriental, Vênus foi um dos mais familiares objetos do céu, e ainda hoje serve como uma espécie de despertador para os árabes nômades. Quando se levanta, indica a hora em que devem começar a sua peregrinação, para que alcancem maior progresso em sua jornada antes que o calor do Sol queime o deserto. Durante milênios, brilhando ainda com mais intensidade do que podemos observar em nossos nevoentos céus do norte, Vênus tem observado o despertar dos acampamentos e as caravanas que começam a movimentar-se.

Mesmo para os comuns e pouco educados judeus do reinado de Herodes, não poderia de modo algum ter havido nada mais notável do que Vênus. E os magos não eram homens comuns: certamente eram peritos em astronomia e deviam ter conhecido melhor o movimento dos planetas do que noventa e nove por cento das pessoas de hoje. Para explicar a Estrela de Belém, devemos dar uma busca alhures.

A Bíblia nos dá muito poucas pistas. Assim sendo, tudo o que podemos fazer é considerar algumas possibilidades que, a esta distância no tempo, não podem ser nem provadas nem desmentidas. Uma dessas possibilidades – a mais espetacular e mais amedrontadora – foi descoberta somente há poucos anos, mas estudemos em primeiro lugar as teorias mais antigas.

Além de Vênus, existem quatro outros planetas visíveis a olho nu – Mercúrio, Marte, Júpiter e Saturno. Durante os seus movimentos através do céu, algumas vezes dois planetas parecem passar muito perto um do outro, embora, na realidade, naturalmente mantenham milhões de milhas de distância.

Tais ocorrências são chamadas de “conjunções”. Em determinada ocasião podem parecer tão próximos que, a olho nu, os planetas não podem ser separados. Tal fato aconteceu com Marte e Vênus a 4 de outubro de 1953 quando, por breve tempo, os dois planetas pareciam ter-se fundido para formar uma única estrela. Trata-se de espetáculo raro e admirável, que fez o grande astrônomo Johannes Kepler devotar muito do seu tempo para provar que a Estrela de Belém foi uma conjunção especial de Júpiter e Saturno. Estes planetas muito se aproximaram (lembrem-se que esta aproximação é apenas do ponto de vista da Terra, pois na realidade estão a meio bilhão de milhas de distância) em maio do ano 7 A.C., ou seja, muito perto da data de nascimento de Cristo, que provavelmente teve lugar na primavera dos anos 7 ou 6 A.C. (Tal afirmativa ainda surpreende muita gente porém, como é sabido que Herodes faleceu no início do ano 4 A.C., Cristo deve ter nascido antes do ano 5 A.C. Devemos adicionar seis anos ao calendário, para que A. D. atinja a sua verdadeira significação.)

No entanto, a explicação de Kepler não convence, como também não a teoria sobre Vênus. Cálculos mais precisos do que ele podia fazer no século dezessete, mostraram que essa particular conjunção não foi tão aproximada e que os planetas estiveram sempre bastante afastados, mas que a olho nu dificilmente podiam ser vistos separados. Além disso, houve uma conjunção mais acentuada no ano 66 A.C. que, de acordo com a teoria de Kepler, deveria ter levado uma delegação de homens sábios a Belém, sessenta e seis anos mais cedo!

De qualquer maneira, é lícito imaginar que os magos estivessem tão familiarizados com tais acontecimentos como com quaisquer outros movimentos planetários, e o relato bíblico indica que a Estrela de Belém esteve visível por um período de semanas – pois os magos devem ter necessitado de muito tempo para chegar à Judéia, ter a entrevista com Herodes, para então seguir até Belém. E a conjunção de dois planetas dura apenas uns poucos dias, pois rapidamente se separam no espaço, seguindo mais uma vez os seus particulares caminhos.

Podemos transpor a dificuldade de presumirmos que os magos eram astrólogos (“magos” e “mágicos” seguem a mesma trilha) e que de alguma maneira deduziram a época do nascimento do Messias devido a uma especial conjunção de planetas que, para eles – ainda que para ninguém mais – tivesse uma significação única. Não deixa de ser interessante que a conjunção de Júpiter e Saturno no ano 7 A.C. se tenha verificado no signo de Peixes. Acontece que, embora os velhos judeus fossem bastante sensatos para acreditar em astrologia, supunha-se que a constelação de Peixes a eles estava ligada. Qualquer acontecimento especial portanto, sob o signo de Peixes, dirigiria naturalmente a atenção dos astrólogos orientais para Jerusalém.

Esta teoria é simples e plausível mas, ligeiramente desapontadora. Todos nós gostamos de pensar que a Estrela de Belém foi algo mais dramático e que nada tinha a ver com os familiares planetas, cujo comportamento era perfeitamente conhecido há milhares de anos antes da morte de Cristo. Naturalmente que, se alguém aceita literalmente como verdade a afirmação de que “a estrela que viram no oriente ia diante deles até que chegou e parou sobre onde estava o Menino”, nenhuma explicação natural é possível. Qualquer corpo celeste – estrela, planeta, cometa ou seja o que for – participa do movimento normal do céu, elevando-se no oriente e descendo algumas horas mais tarde no ocidente. Somente a Estrela Polar – porque está situada sobre o invisível eixo sobre o qual a Terra se move – parece imóvel no céu e pode atuar como um guia fixo e constante.

Mas a frase “ia diante deles”, como outras da Bíblia, pode ser interpretada de muitas maneiras. Pode ser que a estrela, fosse qual fosse, estivesse tão próxima do Sol que somente pudesse ser vista durante um curto período perto do amanhecer e que portanto nunca pudesse ter estado visível, a não ser no céu do oriente. Como Vênus, quando é a estrela da manhã, devia levantar-se pouco antes do Sol para em seguida perder-se na luminosidade do novo dia, antes que pudesse alçar-se muito alto no céu. Desta forma, os sábios magos poderiam tê-la visto à sua frente no início de cada dia, perdendo-a em seguida de vista à medida em que a luz se tornava mais intensa e antes que se voltasse para o sul. Muitas outras suposições são também possíveis.

Muito bem, então: podemos nós descobrir algum fenômeno astrológico suficientemente assustador para causar surpresa ao homem já completamente familiarizado com os movimentos das estrelas e dos planetas e que possa ajustar-se ao relato bíblico?

Vejamos se um cometa pode corresponder às especificações. Neste século, não tem havido cometas realmente espetaculares – embora tenha havido nos idos de 1800 – e a maioria das pessoas não sabe como eles se parecem ou como se comportam, chegando mesmo a confundi-los com meteoros, que qualquer um pode ver se observa o céu numa noite clara durante cerca de meia noite.

No entanto, dois tipos de objetos não podem ser mais diferentes. Um meteoro é um resíduo de matéria, normalmente menor do que um grão de areia, que se queima pela fricção à medida em que força passagem pelas camadas exteriores da atmosfera terrestre. Mas um cometa pode ser milhões de vezes maior do que toda a Terra e pode dominar o céu da noite durante semanas inteiras. Um cometa realmente grande pode parecer um holofote brilhando por entre as estrelas e não é de surpreender que objeto tão portentoso sempre tenha causado alarme quando aparece nos céus. Conforme Calpúrnia disse a César:

“Quando os mendigos morrem, cometas não são vistos. Mas os céus chamejam quando falecem os príncipes”.

Muitos cometas têm um centro brilhante ou núcleo, à semelhança das estrelas, que é inteiramente sobrepujado pela sua enorme cauda – um luminoso apêndice que tanto pode ter a forma de uma estreita faixa como a de um enorme e difuso leque. À primeira vista parece muito improvável que alguém pudesse ter chamado tal objeto de estrela mas, na realidade, os antigos relatos se referem algumas vezes aos cometas – não impropriamente aliás – como “estrelas cabeludas”.

Os cometas são imprevisíveis: os grandes surgem sem aviso, correndo por entre os planetas, em volteio veloz em torno do Sol, para em seguida voar em direção às estrelas e não tornar a ser vistos novamente por centenas ou mesmo milhares de anos. Somente alguns cometas maiores – como o de Halley, por exemplo – aparecem em períodos relativamente curtos e têm sido observados em muitas ocasiões. O cometa de Halley, que leva setenta e cinco anos para dar a volta em sua órbita, tem conseguido aparecer por ocasião de vários acontecimentos históricos. Esteve visível exatamente antes do saque de Jerusalém, no ano 66 D.C. e antes da invasão da Inglaterra pelos normandos em 1066 D.C. Naturalmente nos velhos tempos (ou mesmo nos modernos, para este assunto), jamais foi muito difícil encontrar um desastre bem indicado para ser atribuído a qualquer cometa. Não é surpreendente portanto que a sua reputação como mensageiro do mal tenha perdurado tanto tempo.

É perfeitamente possível que um cometa tenha aparecido exatamente antes do nascimento de Cristo. Tentativas têm sido feitas, sem sucesso porém, para determinar se um dos cometas conhecidos era visível por volta daquela data. (O cometa de Halley esteve visível, conforme se poderá ver pelas indicações acima, apenas poucos anos mais cedo, em relação ao seu aparecimento antes da queda de Jerusalém). Mas o número de cometas cujas rotas e cujas periodicidades conhecemos é muito pequeno, em comparação ao colossal número que sem dúvida alguma existe. Se um cometa brilhou sobre Belém, pode não voltar a ser visto da Terra por cem mil anos.

Podemos traçar um quadro do amanhecer oriental – um facho de luz elevando-se a leste, talvez verticalmente em direção ao zênite. A cauda de um cometa sempre está voltada para o Sol, de maneira que podia aparecer um grande arco apontando para leste. Ao levantar do Sol, tornar-se-ia menos visível, mas na manhã seguinte estaria quase que no mesmo lugar, continuando a indicar o caminho aos viajantes. Poderia ter estado visível durante semanas, antes de desaparecer mais uma vez nos abismos do espaço.

O quadro é dramático e atraente. Pode até mesmo ser a explicação correta. Um dia, talvez, saberemos.

Existe, porém, outra teoria e esta é a que a maioria dos astrônomos provavelmente aceitaria hoje. Na verdade, faz com que as outras explicações pareçam lugares comuns, triviais, porque nos leva a contemplar um dos mais espetaculares – e terrificantes – acontecimentos que jamais foram descobertos em todo o reino da natureza.

Esqueçamos agora planetas e cometas e outros habitantes do nosso próprio Sistema Solar, pequeno e apertado. Sigamos agora para o real espaço, para além das estrelas, em direção a outros sóis, muitas vezes maiores do que o nosso, cuja imensa distância do nosso mundo os transformou em diminutos pontos de luz.

A maioria das estrelas brilha sem oscilação na sua luminosidade, por séculos e séculos. Sírio apresenta-se agora exatamente como Moisés a viu, como o homem de Neandertal a contemplou, assim como os dinossauros – se se deram ao trabalho de voltar-se para o céu estrelado. O seu brilho pouco mudou durante a completa história da Terra e ainda será o mesmo daqui a bilhões de anos.

Mas existem algumas estrelas – as chamadas “novae” ou novas – que, devido a causas internas, subitamente se tornam verdadeiras bombas atômicas celestiais. Uma estrela desta natureza pode explodir tão violentamente que se pode tornar cem mil vezes mais brilhante dentro de poucas horas. Em determinada noite pode ser invisível a olho nu e já na próxima poderá dominar inteiramente o céu. Se o nosso Sol vier a tornar-se uma “nova” deste tipo, a Terra será derretida, transformando-se em escória, e em questão de minutos não será mais que uma baforada de fumo e apenas os planetas mais afastados sobreviverão.

As novas não são incomuns: podem ser observadas todos os anos, embora poucas estejam tão perto que possam ser visíveis, a não ser através de telescópios. São os desastres de rotina, do dia-a-dia do Universo.

Duas ou três vezes em cada mil anos, porém, acontece algo que torna uma nova algo tão simples e irrelevante como um vaga-lume ao entardecer. Quando uma estrela se torna uma supernova, o seu brilho aumenta não cem mil vezes mas bilhões de vezes, no decurso de poucas horas. A última vez em que tal acontecimento foi presenciado por olhos humanos foi em 1604 D.C. Houve uma outra supernova em 1572 D.C., tão brilhante que se tornou visível em pleno dia. E os astrônomos chineses mencionam uma em 1054 D.C. É bem possível que a Estrela de Belém fosse uma supernova e, se assim foi, pode-se chegar a muitas conclusões surpreendentes.

Suponhamos que a Supernova de Belém fosse tão brilhante quanto a de 1572 D.C. – com freqüência chamada “a estrela de Tycho”, em homenagem ao grande astrônomo que a observou naquele tempo. Uma vez que tal estrela pode ser vista durante o dia, deve ter sido tão brilhante quanto Vênus. Como sabemos que uma supernova na realidade é cem milhões de vezes mais brilhante do que o nosso Sol, um cálculo muito simples nos informa quão distante deveria ter estado para aparentar um brilho igual ao de Vênus.

Torna-se evidente, portanto, que a Supernova de Belém estava a mais de três mil anos luz – ou, se você prefere, a 18 quadrilhões de milhas de distância. Tal cálculo significa que a sua luz tinha estado viajando pelo menos três mil anos antes que atingisse a Terra e portanto Belém, de maneira que a medonha catástrofe da qual foi o símbolo teve lugar a cinco mil anos antes, quando a Grande Pirâmide acabava de ser concluída.

Em imaginação, cruzemos os abismos do espaço e do tempo e retrocedamos ao momento da catástrofe. Deveríamos encontrar-nos observando uma estrela comum — um sol, por exemplo, não diferente do nosso. Devia haver planetas à sua volta. Não sabemos como são comuns os planetas no esquema do universo e quantos sóis detêm estes pequenos companheiros. Mas não há razão para pensar que são raros e muitas novas devem ser as piras funerárias de alguns mundos e talvez de raças, maiores que os nossos.

Não há nenhum aviso, de maneira alguma, apenas um aumento constante da intensidade da luz desse sol. Dentro de minutos, a mudança será notada. E dentro de uma hora os mundos vizinhos estarão queimando-se. A estrela se expande como um balão, expelindo granadas de gás a mil milhas por hora, à medida que atingem as camadas do seu espaço exterior. Num dia, o seu brilho será tão extraordinário, que produzirá mais luz do que todos os outros sóis do universo reunidos. Se havia planetas, estes agora não passam de pequenas labaredas, dentro das granadas de fogo ainda em expansão. A conflagração se prolongará por semanas, antes que a estrela que morre entre em colapso e se aquiete.

Mas consideremos o que acontece com a luz da nova, que se move mil vezes mais rapidamente do que a onda deslocadora da explosão. Dispersar-se-á no espaço e depois de quatro ou cinco anos atingirá a estrela mais próxima. Se houver planetas circulando em volta desta estrela, subitamente serão iluminados por um segundo sol, que não lhes trará calor apreciável, mas que será suficientemente brilhante para expulsar a noite completamente, porque terá mais do que mil vezes a luminosidade da nossa lua cheia. Toda esta luz será proveniente de um simples ponto brilhante, uma vez que, mesmo para o seu vizinho mais próximo, a Supernova Belém parecerá pequena demais para se apresentar como um disco.

Século após século o casulo de luz continuará a expandir-se em volta da sua fonte. O seu brilho incidirá sobre incontáveis sóis e durante algum tempo se refletirá nos céus dos seus planetas. Na realidade, e mesmo dentro da estimativa mais conservadora, esta grande estrela nova terá brilhado sobre milhões de mundos antes que a sua luz chegasse à Terra — e para todos aqueles mundos terá parecido ainda mais brilhante do que pareceu aos homens que conduziu à Judéia.

E isto em decorrência do fato de que, à medida em que a luz se expande, também diminui. Lembremo-nos de que, na época em que atingiu Belém, provinha da superfície de uma esfera a seis mil anos-luz de distância. Mil anos antes, quando Homero compunha a canção de Tróia, a nova teria parecido duas vezes mais brilhante a quaisquer observadores colocados mais acima de Belém, do que tinha sido no tempo e local da explosão.

Esse é um estranho pensamento e um mais estranho ainda está para vir: porque a luz da Supernova Belém está ainda se expandindo através do espaço. De há muito deixou a Terra para trás, vinte séculos já se passaram desde que o homem viu pela primeira e última vez a sua luz. Agora esta luz se espalha sobre urna esfera a dez mil anos-luz de distância e correspondentemente é menos intensa. É simples calcular portanto, quão brilhante a supernova deve ser para quaisquer seres que a possam estar contemplando agora como uma nova estrela dos seus céus. Para eles, ainda será mais brilhante do que qualquer outra estrela de todos os céus, porque o seu brilho terá decaído apenas em cinqüenta por cento durante os seus extra dois mil anos de viagem.

Neste exato momento, portanto, a Estrela de Belém pode estar ainda brilhando nos céus de mundos sem conta, circundando distantes sóis. Todos os observadores daqueles mundos vê-la-ão surgir subitamente para em seguida esmaecer aos poucos, exatamente como aconteceu aos magos há dois mil anos passados, quando o feixe de luz que se expandia atingiu a Terra. E por milhares dos anos que virão, na sua radiância em declínio, prosseguindo em direção às fronteiras do Universo, a Supernova Belém ainda terá o poder de maravilhar a todos que puderem vê-Ia.

Mais do que qualquer outra coisa, a astronomia ensina ao homem a humildade. Sabemos agora que o nosso Sol não passa de um membro de pouca projeção em uma vasta família de estrelas e já não pensamos em nós mesmos como sendo o centro da criação. Mas ainda assim é extraordinário pensar que antes que essa luz tenha declinado para além dos limites da visão, participamos da contemplação da Estrela de Belém com os seres de talvez milhares de mundos e que, para muitos deles, situados mais perto da fonte de explosão, deve ter constituído uma visão ainda mais bela do que chegou a ser para quaisquer olhos neste mundo.

Como a terão eles recebido? E o que lhes teria trazido, boas ou más novas?

 Arthur C. Clarke

O Bê-a-bá do Telescópio

Abertura: Abertura é o fator mais importante na escolha de um telescópio. A função primordial de todos os telescópios é coletar a luz. Em qualquer ampliação, quanto maior a abertura, melhor será a imagem.

A abertura de um telescópio é o diâmetro da lente objetiva ou espelho primário especificado em polegadas ou em milímetros (mm). Quanto maior for a abertura, mais luz será coletada e mais brilhante (e melhor) será a imagem, que terá um nível maior de detalhes e nitidez.

Considerando-se o seu orçamento e os requisitos de portabilidade, selecione um telescópio com a maior abertura possível.

Distância Focal: É a distância, em um sistema óptico, a partir da lente (ou espelho primário) até o ponto onde o telescópio está no foco (ponto focal), em milímetros.

Quanto maior for a distância focal do telescópio, em geral, mais poder ele tem, maior é a imagem e menor campo de visão. Por exemplo, um telescópio com uma distância focal de 2.000 mm tem o dobro da potência e metade do campo de visão de um telescópio de 1.000 mm.

A maioria dos fabricantes especifica a distância focal de seus instrumentos. Mas pode-se utilizar a seguinte fórmula para calculá-la: A distância focal é a abertura (em milímetros) vezes a razão focal.

Por exemplo, se um telescópio possui abertura de 8 polegadas (203,2 milímetros) e razão focal de f/10, a distância focal seria 203,2 x 10 = 2.032 milímetros.

Razão focal: Trata-se da relação da distância focal com o diâmetro de um sistema óptico. Para encontrar a razão focal, divida a distância focal do sistema pelo diâmetro do elemento primário (lente ou espelho) do sistema óptico. Por exemplo, um telescópio com diâmetro de 8″ (203,2 milímetros), com um comprimento focal de 2.032 milímetros é um sistema de f/10 (2032/203.2)

Telescópios com grande razão focal (f/10 ou mais) são ideais para a observação de objetos luminosos como a Lua e planetas; já telescópios com baixa razão focal (f/6 ou menos) são indicados para a observação de objetos tênues, como galáxias e nebulosas.

Buscador (ou buscadora): Trata-se de um telescópio de baixa potência com mira que é montado no lado de um telescópio de alta potência.

A buscadora é usada para localizar e ajudar a centralizar um objeto com o telescópio principal.

Um segundo tipo de buscadora chamada Red Dot ou StarPointer, emprega uma luz vermelha em vez de mira, que é projetada visualmente, sem ampliação. Ambos são usados para ajudar a localizar os objetos com mais facilidade.

Montagem: É a estrutura mecânica que suporta o tubo óptico, de modo que possa ser movido para cima e para baixo (altitude) e esquerda ou direita (azimute), como movimentos separados. Existem dois tipos básicos de montagem de telescópios: Altazimutal e montagem equatorial.

A montagem Altazimutal é a forma mais simples de montagem, com dois movimentos – a altitude (para cima e para baixo) e azimute (direita e esquerda). São equipados com controles slow-motion para fazer os ajustes precisos, o que ajuda na manutenção de rastreamento suave. Este tipo de montagem é ideal para observações terrestres por varrer o céu em baixa potência, mas não é recomendado para fotografia de longa exposição, porque não é alinhado com o eixo da Terra.

A montagem Equatorial tem dois eixos que são perpendiculares entre si, porém, o eixo da esquerda para a direita foi tão inclinado que é paralela ao eixo da Terra em vez de no horizonte. Com uma montagem equatorial, apenas o eixo que é paralelo ao eixo da Terra, deve ser girado, o que o torna ideal para fotografia de longa exposição, tendo em vista que a rotação de campo é eliminada.

Tubo Óptico: Tubos ópticos de alumínio atingem o equilíbrio térmico rapidamente, o que é importante para a visão do telescópio.

Tubos ópticos de fibra de carbono são menos propensos a acidentes e riscos e proporcionam excelentes propriedades de expansão térmica que ajudam a manter um foco nítido necessário para belas imagens CCD.

Ocular: São responsáveis pelo aumento do telescópio. Oculares de baixa potência proporcionam um maior campo de visão enquanto oculares de alta potência fornecer mais ampliação.

Uma ocular de até 12 mm é normalmente considerada de alta potência, uma ocular entre 12 a 25 mm é considerada de média potência e uma ocular de 25 mm ou maior é considerada de baixa potência.

Para determinar o poder da ocular, divida o comprimento focal do telescópio (em mm) pela distância focal da ocular (em mm). Ao trocar uma ocular de uma determinada distância focal para outra, você pode aumentar ou diminuir a potência do telescópio. Por exemplo, uma ocular de 30 milímetros usada em um telescópio com comprimento focal de 2.032 milímetros, daria uma potência de 68x (2032/30 = 68) e uma ocular de 10 milímetros usada sobre o mesmo instrumento produzirá uma potência de 203x (2032 / 10 = 203).

Como as oculares são intercambiáveis, um telescópio pode ser usado em uma variedade de potências para diferentes aplicações.

Para saber mais sobre oculares, recomendamos a leitura do artigo Um pouco mais a respeito dos óticos.

Ampliação: Um dos fatores menos importantes na compra de um telescópio é o poder de ampliação. O Poder de ampliação, de um telescópio é na verdade a relação entre dois sistemas independentes de ótica: 1) o telescópio em si, e 2) a ocular que você está usando.

Para determinar o poder de ampliação, divida o comprimento focal do telescópio (em mm) pela distância focal da ocular (em mm). Ao trocar uma ocular de uma determinada distância focal para outra, você pode aumentar ou diminuir a potência do telescópio. Por exemplo, uma ocular de 30 milímetros usada em um telescópio com comprimento focal de 2.032 milímetros, daria uma potência de 68x (2032/30 = 68) e uma ocular de 10 milímetros usada sobre o mesmo instrumento produzirá uma potência de 203x (2032 / 10 = 203).

Como as oculares são intercambiáveis, um telescópio pode ser usado em uma variedade de potências para diferentes aplicações.

Existem limites para o poder de amplificação de telescópios. São determinados pelas leis da óptica e da natureza do olho humano. Como regra geral, a potência máxima utilizável é igual a 60 vezes a abertura do telescópio (em polegadas) em condições ideais. Potências superiores a esta, geralmente, proporcionam imagens com pouca nitidez e de menor contraste. Por exemplo, a potência máxima de um telescópio com abertura de 60 milímetros (2,4 polegadas) é 142x. À medida que aumenta o poder, a nitidez e os detalhes da imagem diminuirão.

Não acredite nos fabricantes que anunciam um telescópio de apenas 60 mm de abertura (2,4 polegadas) com ampliação de 375x ou 750x (a potência máxima não passa de 142x), pois isso não é verdade.

A maioria de sua observação será feita com potências inferiores (6 a 25 vezes a abertura do telescópio, em polegadas). Com estes poderes inferiores, as imagens serão muito mais brilhantes e nítidas.

Há também um limite inferior de potência, que é entre 3 a 4 vezes a abertura do telescópio durante a noite. Durante o dia, o limite inferior é de cerca de 8 a 10 vezes a abertura. Potências inferiores a esta não são úteis para a maioria dos telescópios.

Para saber mais sobre especificações enganosas, com valores de ampliação que não correspondem à realidade, recomendamos a leitura do artigo Telescópio Arapuca.

Ampliação Máxima: Trata-se do poder visual máximo que um telescópio pode alcançar antes que a imagem começa a ficar muito escura e com pouca nitidez. Em geral, a ampliação máxima é de aproximadamente 50x a 60x por polegada de abertura. Mas a aplicação desta regra depende das condições atmosféricas. Em noites com mais turbulência na atmosfera, observando em 30x a 40x por polegada de abertura você terá um melhor resultado do que usar a regra de 50x a 60x.

Ampliação Mínima: A menor ampliação útil é de aproximadamente 3,5 x por polegada de abertura do telescópio. Uma ampliação menor do que esta não seria recomendada visualmente: aparecerá uma mancha escura no centro do campo de visão com telescópios Schmidt-Cassegrain ou newtonianos. Isto é devido à obstrução do espelho secundário.

Campo de visão angular: A “quantidade de céu” que você pode ver através de um telescópio é chamado de campo de visão real e é medido em graus de arco (campo angular). Quanto maior é o campo de visão, maior será a área do céu que você pode ver. O campo de visão angular pode ser calculado. Por exemplo, se você estivesse usando uma ocular com um campo aparente de 50 graus e o poder do telescópio com essa ocular foi 100x, então o campo de visão seria de 0,5 graus (50/100 = 0,5).

Os fabricantes normalmente especificam o campo aparente (em graus) de seus projetos de oculares.

Diagonal Estelar: É um espelho em ângulo ou prisma que é utilizado em telescópios (refratores e Schmidt-Cassegrain), que permite a visualização de objetos que estão em um ângulo de 90° da direção em que o telescópio está apontando. Ela permite uma visualização mais confortável quando o telescópio está apontado diretamente para cima.

Vistos através da ocular, a imagem está do lado certo, mas é invertida da esquerda para a direita.

Tripé: Três pernas feitas em metal, plástico ou madeira, usado como uma plataforma para montar um telescópio, binóculos ou câmera. Todas as três pernas devem estar ajustadas para a mesma altura para garantir máxima estabilidade.

Magnitude estelar limite: Os astrônomos usam um sistema de magnitudes para indicar quão brilhante é uma estrela. Um objeto tem uma certa magnitude numérica. Quanto maior o número de magnitude, mais fraco é o objeto.

Em uma escala, a cada numeração maior, o brilho do objeto será aproximadamente 2,5 vezes mais tênue. A estrela mais fraca que você pode ver com seu olho nu (com céu escuro) é de cerca de sexta magnitude, enquanto que as estrelas mais brilhantes são magnitude zero (ou mesmo um número negativo).

A estrela mais fraca que você pode ver com um telescópio (em excelentes condições de observação) é chamada de magnitude limite. A magnitude limite está diretamente relacionada à abertura, onde maiores aberturas permitem ver estrelas mais fracas. Uma fórmula aproximada para o cálculo da magnitude limite visual é: 7.5 + 5 x log (abertura em centímetros). Por exemplo, a magnitude limite de um telescópio de abertura de 8″ é 14,0, ou seja:

7,5 + (5 x log 20,32) = 7,5 + (5 x 1.3) = 14,0

Condições atmosféricas e da acuidade visual do observador, muitas vezes, podem reduzir a magnitude limite.

Obs.: Magnitude limite fotográfica é de cerca de dois ou mais magnitudes mais fracas que magnitude limite visual.

Resolução (Rayleigh): Esta é a habilidade de um telescópio para processar detalhes. Quanto maior a resolução, o melhor o detalhe. Quanto maior for a abertura de um telescópio, o instrumento será capaz de ter uma maior a resolução.

Resolução (Dawes): O “Limite de Dawes” é a capacidade que o telescópio tem de separar dois objetos estreitamente espaçados (estrelas binárias) em duas imagens distintas medido em segundos de arco. Teoricamente, para se determinar este limite basta dividir 4,56 pela abertura do telescópio (em polegadas). Por exemplo, em um telescópio de abertura de 8″ a resolução Dawes é de 0,6 segundos de arco (4,56 dividido por 8 = 0,6).

Poder de resolução Dawes é uma função direta da abertura de tal forma que quanto maior a abertura, melhor este poder de resolução. No entanto, as condições atmosféricas e a acuidade visual do observador podem contribuir para a diminuição deste valor.

Obstrução do espelho secundário: Telescópios refletores catadioptricos, utilizam um pequeno espelho secundário que é colocado no tubo óptico para enviar a luz do espelho primário para a posição adequada para visualização. O espelho secundário bloqueia um pouco da luz que entra pela frente do tubo óptico e chega ao o espelho primário. Isso é chamado de obstrução do espelho secundário e pode diminuir o contraste, embora o efeito é muito pequeno em uma obstrução de cerca de 40% da abertura do telescópio.

Comprimento do tubo óptico: A distância da frente para a traseira do conjunto do tubo óptico

Barra de Contrapesos: Barra de metal com contrapesos que é acoplada à montagem do telescópio. São utilizados para equilibrar adequadamente o telescópio.

Contrapesos: O uso de acessórios na diagonal afeta o equilíbrio do telescópio e pode prejudicar o motor de rotação. Contrapesos restauram o equilíbrio correto, aumentando a facilidade no manuseio e melhorando a precisão de rastreamento.

Velocidade de movimentação: Trata-se da velocidade de movimentação um telescópio em um ou ambos os eixos sob o poder dos motores de acionamento.

Velocidade de Tracking: Velocidades que um telescópio utiliza para acompanhar devidamente os objetos celestes no céu.

Conversões:

1 polegada = 25,40 milímetros ou 2,54 centímetros
1 milimetro = 0,0393700787 polegada.

Para saber mais sobre telescópios, recomendamos a leitura do artigo Conhecendo o Telescópio.

Antes da compra de seu primeiro telescópio, recomendamos a leitura do artigo Comprando um bom Telescópio.

Conhecendo o Sistema Solar: Saturno

Saturno é o sexto planeta a partir do Sol e o segundo maior no Sistema Solar com um diâmetro equatorial de 119.300 quilômetros (74.130 milhas). Muito do que se sabe sobre o planeta é devido às explorações da Voyager em 1980/81.

Saturno é visivelmente achatado nos pólos, como resultado da rotação muito rápida do planeta no seu eixo. O seu dia dura 10 horas e 39 minutos, e demora cerca de 29,5 anos terrestres para dar a volta ao Sol. A atmosfera é principalmente composta por hidrogênio com pequenas quantidades de hélio e metano. Saturno é o único planeta menos denso do que a água (cerca de 30%). No hipotético caso de se encontrar um oceano suficientemente grande, Saturno flutuaria nele. A coloração amarela enevoada de Saturno é marcada por largas faixas atmosféricas semelhantes, mas mais fracas, às de Júpiter.

O vento sopra em altas velocidades, em Saturno. Perto do equador, atinge uma velocidade de 500 metros por segundo (1.100 milhas por hora). O vento sopra principalmente na direção leste. Encontram-se os ventos mais fortes perto do equador e a velocidade decresce uniformemente a maiores latitudes. Nas latitudes superiores a 35 graus, os ventos alternam entre leste e oeste conforme a latitude aumenta.

Os Anéis de Saturno

O sistema de anéis de Saturno faz do planeta um dos mais belos do Sistema Solar. Os anéis estão divididos em diferentes partes, que incluem os anéis brilhantes A e B e um anel C mais fraco. O sistema de anéis tem diversos espaçamentos. O espaçamento mais notável é a Divisão Cassini, que separa os anéis A e B. Giovanni Cassini descobriu esta divisão em 1675. A Divisão Encke, que divide o anel A, teve o seu nome baseado em Johann Encke, que a descobriu em 1837. As sondas espaciais mostraram que os anéis principais são na realidade formados por um grande número de anéis pequenos e estreitos. A origem dos anéis é obscura. Pensa-se que os anéis podem ter sido formados a partir das grandes luas que foram desfeitas pelo impacto de cometas e meteoróides. A composição exata dos anéis não é conhecida, mas mostram que contêm uma grande quantidade de água. Podem ser compostos por icebergs e/ou bolas de gelo desde poucos centímetros até alguns metros de diâmetro. Muita da estrutura elaborada de alguns dos anéis é devida aos efeitos gravitacionais dos satélites vizinhos. Este fenômeno é demonstrado pela relação entre o anel F e duas pequenas luas que pastoreiam a matéria do anel.

Também foram encontradas formações radiais no grande anel B pelas sondas Voyager. Pensa-se que as formações são compostas por partículas finas, do tamanho de grãos de pó. Entre as imagens obtidas pelas sondas Voyager observou-se a formação e a dissipação dos raios. Apesar das cargas eletrostáticas poderem criar raios pela levitação das partículas de pó acima do anel, a causa exata da formação destes raios não está bem compreendida.

As Luas de Saturno

Saturno tem 18 satélites oficialmente reconhecidos. Além disso, há outros satélites não confirmados. Um circula na órbita de Dione, um segundo está localizado entre as órbitas de Tétis e Dione, e um terceiro está localizado entre Dione e Rea. Os satélites não confirmados foram encontrados nas fotografias da Voyager, mas não foram confirmados em nenhuma outra visita. Recentemente, o Telescópio Espacial Hubble obteve imagens de quatro objetos que podem ser novas luas.

Podem ser feitas algumas generalizações acerca dos satélites de Saturno. Apenas Titan tem uma atmosfera apreciável. Muitos dos satélites têm uma rotação síncrona. As exceções são Hiperion, que tem uma órbita caótica, e Febe. Saturno tem um sistema de satélites regular. Isto é, os satélites têm órbitas quase circulares no plano equatorial. As duas exceções são Japeto e Febe. Todos os satélites têm uma densidade de < 2 gm/cm3. Isto indica que eles são compostos por 30 a 40% de rochas e 60 a 70% de água gelada. Muitos dos satélites refletem 60 a 90% da luz que os atinge. Os quatro satélites exteriores refletem menos do que isto e Febe reflete apenas 2% da luz que o atinge.

Propriedades de Saturno:

  • Massa (kg): 5,688e+26
  • Massa (Terra = 1): 9,5181e+01
  • Raio Equatorial (km): 60.268
  • Raio Equatorial (Terra = 1): 9,4494e+00
  • Densidade Média (gm/cm^3): 0,69
  • Distância média do Sol (km): 1.429.400.000
  • Distância média do Sol (Terra = 1): 9,5388
  • Período rotacional (horas): 10,233
  • Período orbital (anos): 29,458
  • Velocidade média orbital (km/seg): 9,67
  • Excentricidade orbital: 0,0560
  • Inclinação do eixo (graus): 25,33
  • Inclinação orbital (graus): 2,488
  • Gravidade à superfície no equador (m/seg^2): 9,05
  • Velocidade de escape no equador (km/seg): 35,49
  • Albedo geométrico visual: 0,47
  • Magnitude (Vo): 0,67
  • Temperatura média das nuvens: -125°C
  • Pressão atmosférica (bars): 1,4

Composição atmosférica:

  • Hidrogênio: 97%
  • Hélio: 3%

Clique aqui para fazer o download da tabela com informações sobre os anéis de Saturno, em formato PDF (54 Kb).

Clique aqui para fazer o download da tabela com informações sobre as luas de Saturno, em formato PDF (58 Kb).

Obs.: É necessário ter instalado o Acrobat Reader em seu computador para abrir o arquivo. Você pode fazer o download da versão mais recente do Acrobat Reader clicando no link abaixo:

Conhecendo o Sistema Solar: Júpiter

Júpiter é o quinto planeta mais próximo do Sol e é o maior no Sistema Solar. Se Júpiter fosse oco, caberiam mais de mil Terras no seu interior. Contém também mais matéria do que todos os outros planetas juntos. Tem uma massa de 1,9e27 kg e um diâmetro de 142.800 quilômetros (88.736 milhas) no equador.

As Luas de Júpiter

Há cerca de quatro séculos, mais precisamente em 1610, Galileu Galilei virou o seu telescópio, feito em casa, para os céus e descobriu três pontos luminosos, que primeiro pensou serem estrelas, ligados ao planeta Júpiter. Estas estrelas estavam alinhadas com Júpiter. Despertando o seu interesse, Galileu observou as estrelas e descobriu que elas se moviam na direção errada. Quatro dias mais tarde apareceu outra estrela. Depois de observar as estrelas durante as semanas seguintes, Galileu concluiu que não eram estrelas mas corpos planetários em órbita à volta de Júpiter. Estas quatro estrelas passaram a ser conhecidas por Satélites Galileanos.

Durante os séculos seguintes foram descobertas outras 12 luas, obtendo-se um total de 16. Finalmente, em 1979, o mistério destes novos mundos congelados foi resolvido pelas sondas Voyager quando ultrapassaram o sistema de Júpiter. Ainda em 1996, a exploração destes mundos sofreu um grande avanço quando as naves Galileu iniciaram a sua longa missão de observação de Júpiter e das suas luas.

Doze das luas de Júpiter são relativamente pequenas e parecem mais ter sido capturadas do que formadas em órbita à volta de Júpiter. As quatro maiores luas galileanas, Io, Europa, Ganímedes e Calisto, parecem ter sido formadas por agregação como parte do processo de formação do próprio Júpiter. A tabela disponível para download ao final deste artigo sumariza o raio, massa, distância ao centro do planeta, descobridor e data da descoberta de cada uma das luas de Júpiter.

Júpiter tem um sistema de anéis, que é muito tênue e totalmente invisível da Terra. Os anéis foram descobertos em 1979 pela Voyager 1. A atmosfera é muito profunda, talvez compreendendo todo o planeta, e tem algumas semelhanças com a do Sol. É composta principalmente de hidrogênio e hélio, com pequenas porções de metano, amônia, vapor de água e outros componentes. A grande profundidade dentro de Júpiter, a pressão é tão elevada que os átomos de hidrogênio estão quebrados e os elétrons estão livres, de tal modo que os átomos resultantes consistem de simples prótons. Isto produz um estado em que o hidrogênio se torna metálico.

Os Anéis de Júpiter

Nome

Distância*

Largura

Espessura

Massa

Albedo

Halo

92.000 km

30.500 km

20.000 km

?

0,05

Principal

122.500 km

6.440 km

< 30 km

1 x 10^13 kg

0,05

Gossamer Interior

128.940 km

52.060 km

?

?

0,05

Gossamer Exterior

181.000 km

40.000 km

?

?

0,05

*A distância é medida do centro do planeta até ao início do anel.

Faixas coloridas latitudinais, nuvens atmosféricas e tempestades ilustram o dinâmico sistema meteorológico de Júpiter. O padrão das nuvens mudam de hora para hora, ou de dia para dia. A Grande Mancha Vermelha é uma tempestade complexa que se move numa direção anti-horária. Na borda, a matéria parece rodar em quatro a seis dias; perto do centro, o movimento é menor e numa direção quase aleatória. Podem-se descobrir cadeias de outras tempestades mais pequenas e redemoinhos pelas diversas faixas de nuvens.

Foram observadas emissões aurorais, semelhantes às auroras boreais da Terra, nas regiões polares de Júpiter. As emissões aurorais parecem estar relacionadas a matéria de Io que cai na atmosfera de Júpiter, movendo-se em espiral segundo as linhas do campo magnético. Também foram observados relâmpagos luminosos acima das nuvens, semelhantes aos super-relâmpagos na alta atmosfera da Terra.

Ao contrário dos intrincados e complexos padrões de anéis de Saturno, Júpiter tem um simples sistema de anéis que é composto por um Halo interior, um anel principal e um anel Gossamer. Para a sonda Voyager, o anel Gossamer é visto como um único anel, mas o sistema de imagens da Galileo deu-nos a descoberta inesperada que Gossamer é na realidade dois anéis. Um anel está inserido no outro. Os anéis são muito tênues e são compostos por partículas de poeira formada de meteoróides interplanetários esmagados nas quatro luas interiores de Júpiter, Métis, Adrástea, Tebe e Amalteia. Muitas das partículas são de dimensões microscópicas.

O Halo do anel interior é de forma toróide e estende-se radialmente por cerca de 92.000 quilômetros (57.000 milhas) até cerca de 122.500 quilômetros (76.000 milhas) do centro de Júpiter. É formado por partículas finas de poeira dos limites interiores do anel principal espalhada para fora enquanto caía em direção ao planeta. O anel principal e mais brilhante estende-se desde os limites do Halo até cerca de 128.940 quilômetros (80.000 milhas) ou seja, mesmo junto ao limite interior da órbita de Adrástea. Perto da órbita de Métis, o brilho do anel principal diminui.

Os dois anéis fracos Gossamer são semelhantes na natureza. O anel interior Gossamer de Amalteia estende-se desde a órbita de Adrástea até à órbita de Amalteia a 181.000 quilômetros (112.000 milhas) do centro de Júpiter. O anel Gossamer de Tebe, mais fraco, estende-se desde a órbita de Amalteia até aproximadamente à órbita de Tebe a 221.000 quilômetros (136.000 milhas).

Os anéis e luas de Júpiter estão dentro de uma cintura de radiação intensa de elétrons e íons capturados no campo magnético do planeta. Estas partículas e campos compõem a magnetosfera joviana ou ambiente magnético, que se estendem até 3 a 7 milhões de quilômetros (1,9 a 4,3 milhões de milhas) em direção ao Sol, e se estica em forma de manga de vento até à órbita de Saturno – uma distância de 750 milhões de quilômetros (466 milhões de milhas).

Propriedades de Júpiter:

  • Massa (kg): 1,900e+27
  • Massa (Terra = 1): 3,1794e+02
  • Raio equatorial (km): 71.492
  • Raio equatorial (Terra = 1): 1,1209e+01
  • Densidade média (gm/cm^3): 1,33
  • Distância média ao Sol (km): 778.330.000
  • Distância média ao Sol (Terra = 1): 5,2028
  • Período de rotação (dias): 0,41354
  • Período orbital (dias): 4332,71
  • Velocidade orbital média (km/seg): 13,07
  • Excentricidade orbital: 0,0483
  • Inclinação do eixo (graus): 3,13
  • Inclinação orbital (graus): 1,308
  • Gravidade à superfície no equador (m/seg^2): 22,88
  • Velocidade de escape no equador (km/seg): 59,56
  • Albedo geométrico visual: 0,52
  • Magnitude (Vo): -2,70
  • Temperatura média das nuvens: -121°C
  • Pressão atmosférica (bars): 0.7

Composição atmosférica:

  • Hidrogênio: 90%
  • Hélio: 10%

Clique aqui para fazer o download da tabela com informações sobre as luas de Júpiter, em formato PDF (56 Kb).

Obs.: É necessário ter instalado o Acrobat Reader em seu computador para abrir o arquivo. Você pode fazer o download da versão mais recente do Acrobat Reader clicando no link abaixo:

Stellarium

Stellarium é um planetário de código aberto para o seu computador. Ele mostra um céu realista em três dimensões igual ao que se vê a olho nu, com binóculos ou telescópio.
Ele também tem sido usado em projetores de planetários. Basta ajustar as coordenadas geográficas e começar a observar o céu!

Recursos (versão 0.10.0):

Céu

  • catálogo padrão de mais de 600.000 estrelas
  • catálogo extra com mais de 210 milhões de estrelas
  • asterismos e ilustrações das constelações
  • constelações de onze diferentes culturas
  • imagens de nebulosas (catálogo Messier completo)
  • Via Láctea realista
  • atmosfera, nascer e pôr-do-sol bastante realistas
  • os planetas e seus satélites

Interface

  • um zoom poderoso
  • controle de tempo
  • interface em diversos idiomas
  • projeção olho-de-peixe para redomas de planetários
  • projeção esférica-espelhada para sua própria redoma de baixo custo
  • nova interface gráfica e controles de teclado extensíveis
  • controle de telescópios

Visualização:

  • grades equatorial e azimutal
  • estrelas cintilantes
  • estrelas cadentes
  • simulação de eclipses
  • terrenos personalizáveis, com projeções panorâmica e esférica
  • customização
  • adicione seus próprios objetos do céu profundo, terrenos, imagens de constelação, scripts…

Clique aqui para fazer o download do Stellarium para Windows

Clique aqui para fazer o download do Stellarium para GNU/Linux

Clique aqui para fazer o download do Stellarium para Mac OS X

Clique aqui para fazer o download do Guia do usuário (em inglês)

Site oficial:

http://www.stellarium.org/

Conhecendo o Sistema Solar: Marte

Marte é o quarto planeta partindo do Sol e é normalmente referido como o Planeta Vermelho. As rochas, solo e céu têm uma tonalidade vermelha ou rosa. A cor vermelha característica foi observada por astrônomos ao longo da história. Os romanos atribuíram-lhe este nome, em honra ao deus da guerra. Outras civilizações deram-lhe nomes semelhantes. Os antigos egípcios chamaram-lhe Her Descher que significa o vermelho.

Antes da exploração espacial, Marte era considerado o melhor candidato para ter vida extra-terrestre. Os astrônomos pensaram ver linhas retas que se cruzavam na superfície. Isto levou à crença popular que seres inteligentes construíram canais de irrigação. Em 1938, quando Orson Welles transmitiu uma novela por rádio baseada num clássico de ficção científica A Guerra dos Mundos, muita gente acreditou na história da invasão dos marcianos, o que chegou a causar uma situação de pânico.

Outra razão para os cientistas acreditarem na existência de vida em Marte tinha a ver com as aparentes alterações periódicas de cores na superfície do planeta. Este fenômeno levou à especulação de que determinadas condições levariam à explosão de vegetação marciana durante os meses quentes e provocavam o estado latente das plantas durante os períodos frios.

Em Julho de 1965, a Mariner 4 transmitiu 22 fotografias de perto de Marte. Foi revelada unicamente uma superfície contendo muitas crateras e canais naturais mas nenhuma evidência de canais artificiais ou água corrente. Finalmente, em Julho e Setembro de 1976, as sondas Viking 1 e 2 pousaram na superfície de Marte. As três experiências biológicas realizadas a bordo das sondas descobriram atividade química inesperada e enigmática no solo marciano, mas não forneceram qualquer evidência clara da presença de microorganismos vivos no solo perto dos locais onde pousaram. De acordo com os biologistas da missão, Marte é auto-esterilizante. Eles acreditam que a combinação da radiação solar ultravioleta que satura a superfície, a extrema secura do solo e a natureza oxidante da química do solo impedem a formação de organismos vivos no solo marciano. A questão de ter havido vida em Marte em algum passado distante permanece contudo aberta.

Outros instrumentos não encontraram sinais de química orgânica nos seus locais de pouso, mas forneceram uma análise definitiva e precisa da composição da atmosfera marciana e encontraram traços de elementos que não tinham sido previamente detectados.

A atmosfera de Marte é bastante diferente da atmosfera da Terra. É composta principalmente por dióxido de carbono com pequenas porções de outros gases. Os seis componentes mais comuns da atmosfera são:

  • Dióxido de Carbono (CO2): 95,32%
  • Azoto (N2): 2,7%
  • Árgon (Ar): 1,6%
  • Oxigênio (O2): 0,13%
  • Água (H2O): 0,03%
  • Néon (Ne): 0,00025 %

O ar marciano contém apenas cerca de 1/1.000 da água do nosso ar, mas mesma esta pequena porção pode condensar, formando nuvens que flutuam a uma grande altitude na atmosfera ou giram em volta dos vulcões mais altos. Podem-se formar bancos de neblina matinal nos vales. No local de aterragem da sonda Viking 2, uma fina camada de água congelada cobre o solo em cada inverno.

Há evidências de que no passado uma atmosfera marciana mais densa pode ter permitido que a água corresse no planeta. Características físicas muito parecidas com costas, gargantas, leitos de rios e ilhas sugerem que alguma vez existiram grandes rios no planeta.

A temperatura média registrada em Marte é -63° C (-81° F) com uma temperatura máxima de 20° C (68° F) e mínima de -140° C (-220° F).

A pressão atmosférica varia semestralmente em cada local de aterragem. O dióxido de carbono, o maior constituinte da atmosfera, congela  formando uma imensa calota polar, alternadamente em cada pólo. O dióxido de carbono forma uma grande cobertura de neve e evapora-se novamente com a chegada da primavera em cada hemisfério. Quando a calota do pólo sul é maior, a pressão diária média observada pela sonda Viking 1 tem o valor baixo de 6,8 milibars; em outras épocas do ano chega a atingir o valor de 9,0 milibars. As pressões do local da sonda Viking 2 eram 7,3 e 10,8 milibars. Em comparação, a pressão média na Terra é 1.000 milibars.

Propriedades de Marte:

  • Massa (kg): 6,421e+23
  • Massa (Terra = 1): 1,0745e-01
  • Raio equatorial (km): 3.397,2
  • Raio equatorial (Terra = 1): 5,3264e-01
  • Densidade média (gm/cm^3): 3,94
  • Distância média ao Sol (km): 227.940.000
  • Distância média ao Sol (Terra = 1): 1,5237
  • Período de rotação (horas): 24,6229
  • Período de rotação (dias): 1,025957
  • Período orbital (dias): 686,98
  • Velocidade média orbital (km/seg): 24,13
  • Excentricidade orbital: 0,0934
  • Inclinação do eixo (graus): 25,19
  • Inclinação orbital (graus): 1,850
  • Gravidade à superfície no equador (m/seg^2): 3,72
  • Velocidade de escape no equador (km/seg): 5,02
  • Albedo geométrico visual: 0,15
  • Magnitude (Vo): -2,01
  • Temperatura mínima à superfície: -140°C
  • Temperatura média à superfície: -63°C
  • Temperatura máxima à superfície: 20°C
  • Pressão atmosférica (bars): 0,007

Composição atmosférica:

  • Dióxido de Carbono (C02): 95,32%
  • Azoto (N2): 2,7%
  • Árgon (Ar): 1,6%
  • Oxigênio (O2): 0,13%
  • Monóxido de Carbono (CO): 0,07%
  • Água (H2O):  0,03%
  • Neon (Ne): 0,00025%
  • Kripton (Kr)  0,00003%
  • Xénon (Xe): 0,000008%
  • Ozônio (O3): 0,000003%

Conhecendo o Sistema Solar: Terra

A Terra, o nosso planeta parece ser grande e robusto, com um oceano interminável de ar. Do espaço, os astronautas muitas vezes têm a impressão de que a Terra é pequena, e tem uma fina e frágil camada de atmosfera. Para um viajante do espaço, as características que distinguem a Terra são as águas azuis, as massas de terra verdes e castanhas, e o conjunto de nuvens brancas contra um fundo negro.

Muitos sonham em viajar pelo espaço e ver as maravilhas do universo. Na realidade, todos nós somos viajantes espaciais. A nossa nave é o planeta Terra, viajando a uma velocidade de 108.000 quilômetros (67.000 milhas) por hora.

A Terra é o terceiro planeta a contar do Sol, a uma distância de 150 milhões de quilômetros (93,2 milhões de milhas). Demora 365,256 dias para girar em volta do Sol e 23.9345 horas para a Terra efetuar uma rotação completa. Tem um diâmetro de 12.756 quilômetros (7.973 milhas), apenas poucas centenas de quilômetros maior que o de Vênus. A nossa atmosfera é composta por 78% de nitrogênio, 21% de oxigênio e 1% de outros componentes.

A Terra é o único planeta conhecido a abrigar vida, no Sistema Solar. O núcleo do nosso planeta, de níquel-ferro fundido girando rapidamente, provoca um extenso campo magnético que, junto com a atmosfera, nos protege de praticamente toda a radiação prejudicial vinda do Sol e outras estrelas. A atmosfera da Terra protege-nos dos meteoros, cuja maioria se queima antes de poder atingir a superfície.

Das nossas viagens pelo espaço, temos aprendido muito sobre o nosso próprio planeta. O primeiro satélite Norte-americano, Explorer 1, descobriu uma intensa zona de radiação, agora chamada de cintura de radiação de Van Allen. Esta cintura é formada por uma camada de partículas carregadas que são capturadas pelo campo magnético da Terra numa região, de formato toroidal, em volta do equador. Outras descobertas feitas por satélites mostram que o campo magnético do nosso planeta é distorcido, tendo uma forma de gota, devido ao vento solar. Também sabemos agora que a nossa fina atmosfera superior, a qual se acreditava ser calma e sem incidentes, ferve de atividade, expandindo-se de dia e contraindo-se à noite. A atmosfera superior, afetada pelas mudanças na atividade solar, contribui para o clima e meteorologia na Terra.

Além de afetar a meteorologia da Terra, a atividade solar causa um dramático fenômeno visual na nossa atmosfera. Quando as partículas carregadas do vento solar são capturadas pelo campo magnético da Terra, colidem com as moléculas de ar da nossa atmosfera acima dos pólos magnéticos do planeta. Estas moléculas de ar tornam-se então incandescentes e são assim conhecidas como auroras ou luzes do norte e do sul.

Propriedades da Terra:

  • Massa (kg):  5,976e+24
  • Massa (Terra = 1):  1.0000e+00
  • Raio equatorial (km):  6.378,14
  • Raio equatorial (Terra = 1):  1,0000e+00
  • Densidade média (g/cm^3):  5,515
  • Distância média do Sol (km):  149.600.000
  • Distância média do Sol (Terra = 1):  1,0000
  • Período de rotação (dias):  0,99727
  • Período de rotação (horas):  23,9345
  • Período Orbital (dias):  365,256
  • Velocidade orbital média (km/s):  29,79
  • Excentricidade orbital:  0,0167
  • Inclinação do Eixo (graus):  23,45
  • Inclinação orbital (graus):  0,000
  • Velocidade de escape no equador (km/s):  11,18
  • Gravidade à superfície no equador (m/s^2):  9,78
  • Albedo visual geométrico:  0,37
  •  Temperatura média à superfície:  15°C
  • Pressão atmosférica (bar):  1,013

Composição atmosférica :

  • Nitrogênio: 77%
  • Oxigénio: 21%
  • Outros: 2%

Conhecendo o Sistema Solar: Vênus

Vênus, a jóia do céu, era conhecida pelos primeiros astrônomos como estrela da manhã e estrela da tarde. Esses astrônomos pensavam que Vênus era composta por dois corpos distintos. Vênus, a deusa romana do amor e da beleza, está coberta por uma espessa camada de nuvens em turbilhão.

Os astrônomos referem-se a Vênus como o planeta irmão da Terra. São ambos semelhantes em dimensão, massa, densidade e volume. Ambos foram formados mais ou menos ao mesmo tempo e condensados a partir da mesma nebulosa. Contudo, nos últimos anos os cientistas descobriram que as semelhanças terminam aqui. Vênus é muito diferente da Terra. Não tem Oceanos e está envolto por uma atmosfera pesada composta principalmente por dióxido de carbono e quase sem vapor de água. As suas nuvens são compostas por gotas de ácido sulfúrico. Na superfície, a pressão atmosférica é 92 vezes a da Terra ao nível do mar.

Vênus é queimado por uma temperatura à superfície de aproximadamente 482° C (900° F). Esta elevada temperatura deve-se principalmente a um rápido efeito estufa originado pela pesada atmosfera de dióxido de carbono. A luz do Sol passa pela atmosfera e aquece a superfície do planeta. O calor é irradiado mas fica aprisionado pela densa atmosfera que não permite a sua fuga para o espaço. Isto torna Vênus mais quente que Mercúrio.

Um dia Venusiano tem 243 dias Terrestres e é mais longo que o seu ano de 225 dias. Curiosamente, Vênus gira de leste para oeste. Para um observador em Vênus, o Sol nasceria a oeste e teria o seu ocaso a leste.

Até há pouco tempo, a densa cobertura de nuvens de Vênus impediu a observação dos cientistas da natureza geológica da sua superfície. O aperfeiçoamento dos rádio-telescópios e sistemas de radares de imagem orbitando o planeta tornaram possível ver a superfície através do patamar de nuvens. Quatro das mais bem sucedidas missões revelaram a superfície Venusiana. As missões foram:

  • Pioneer Vênus, em 1978, americana.
  • Venera 15, em 1983, soviética.
  • Venera 16, em 1984, soviética.
  • Magalhães, em 1990, americana.

À medida que estas sondas começaram a mapear o planeta, uma outra imagem de Vênus se revelou.

A superfície de Vênus é relativamente nova, geologicamente falando. Parece ter sido refeita completamente há 300 a 500 milhões de anos atrás. Os cientistas debatem o como e porquê deste acontecimento. A topografia Venusiana é composta de vastas planícies cobertas de correntes de lava e montanhas ou regiões montanhosas deformadas por atividade geológica. O Maxwell Montes em Ishtar Terra é o pico mais alto de Vênus. A região montanhosa de Aphrodite Terra estende-se por quase metade de todo o equador. As imagens da missão Magalhães das regiões montanhosas acima de 2.5 quilômetros são habitualmente brilhantes, característica de um solo úmido. Contudo, água em estado líquido não existe na superfície e não é a responsável pelo brilho característico das regiões montanhosas. Uma teoria sugere que a matéria brilhante possa ser uma formação de compostos metálicos. Estudos feitos revelaram que o material poderá ser pirite (também conhecida por ouro dos trouxas). Este é instável nas planícies mas poderá ser estável nas regiões montanhosas. Este material poderá também ser algum tipo de material exótico que daria os mesmos resultados mas em concentrações mais baixas.

Vênus está marcado por numerosas crateras de impacto distribuídas aleatoriamente pela superfície. Pequenas crateras com menos de 2 quilômetros são praticamente inexistentes graças à pesada atmosfera Venusianas. As exceções ocorrem quando grandes meteoritos se fracionam pouco antes do impacto, criando aglomerados de crateras. Vulcões e formações vulcânicas são ainda mais numerosas. Pelo menos 85% da superfície de Vênus está coberta de rocha vulcânica. Gigantescas correntes de lava, que se estendem por centenas de quilômetros, inundaram as zonas de baixo relevo criando vastas planícies. Mais de 100.000 pequenos vulcões preenchem a superfície juntamente com centenas de grandes vulcões. As correntes dos vulcões abriram longos e sinuosos canais que se prolongam por centenas de quilômetros, tendo um deles aproximadamente 7.000 quilômetros.

Foram encontradas, em Vênus, gigantescas caldeiras, com mais de 100 quilômetros de diâmetro. Algumas formações de Vênus são únicas, como as coronae e as aracnóides. Coronae são grandes formações ovais, rodeadas de penhascos com centenas de quilômetros de diâmetro. Pensa-se que são elevações do manto expressos na superfície. Aracnóides são formações circulares ou alongadas semelhantes às coronae. Ambas poderão ter aparecido como resultado de rochas fundidas deslizando pelas fraturas da superfície, produzindo sistemas de diques e fraturas radiais.

Propriedades de Vênus:

  • Massa (kg):  4,869e+24
  • Massa (Terra = 1):  0,81476
  • Raio equatorial (km):  6.051,8
  • Raio equatorial (Terra = 1):  0,94886
  • Densidade média (gm/cm^3):  5,25
  • Distância média do Sol (km) : 108.200.000
  • Distância média do Sol (Terra = 1):  0,7233
  • Período de rotação (dias):  -243,0187
  • Período orbital (dias):  224,701
  • Velocidade orbital média(km/s):  35,02
  • Excentricidade orbital:  0,0068
  • Inclinação do eixo (graus):  177,36
  • Inclinação orbital (graus):  3,394
  • Gravidade equatorial na superfície (m/seg^2):  8,87
  • Velocidade de escape no equador(km/seg):  10,36
  • Albedo geométrico visual:  0,65
  • Magnitude (Vo):  -4,4
  • Temperatura média na superfície:  482°C
  • Pressão Atmosférica (bars):  92

Composição atmosférica :

  • Dióxido de Carbono
  • Nitrogênio
  • Vestígios de : Dióxido de enxofre, vapor de água, monóxido de carbono, árgon, hélio, neon, cloreto de hidrogênio e fluoreto de hidrogênio.

Conhecendo o Sistema Solar: Mercúrio

Mercúrio teve o seu nome atribuído pelos romanos baseado no mensageiro dos deuses, de asas nos pés, porque parecia mover-se mais depressa do que qualquer outro planeta. É o planeta mais próximo do Sol, e o segundo menor do Sistema Solar. O seu diâmetro é 40% menor do que o da Terra e 40% maior do que o da Lua. É, também, menor do que Ganímedes, uma das luas de Júpiter e Titan uma das luas de Saturno.

Se um explorador andasse pela superfície de Mercúrio, veria um mundo semelhante ao solo lunar. Os montes ondulados e cobertos de poeira foram erodidos pelo constante bombardeamento de meteoritos. Existem escarpas com vários quilômetros de altura e centenas de quilômetros do comprimento. A superfície está ponteada de crateras. O explorador notaria que o Sol parece duas vezes e meia maior do que na Terra; no entanto, o céu é sempre negro porque Mercúrio praticamente não tem atmosfera que seja suficiente para causar a dispersão da luz. Se o explorador olhasse fixamente para o espaço, veria duas estrelas brilhantes. Veria uma com tonalidade creme, Vênus, e a outra azul, a Terra.

Antes da Mariner 10, pouco era conhecido sobre Mercúrio por causa da dificuldade de se observar, com os telescópios, da Terra. Na máxima distância, visto da Terra, está apenas a 28 graus do Sol. Por isso, só pode ser visto durante o dia ou imediatamente antes do nascer-do-Sol ou imediatamente depois do pôr-do-Sol. Quando observado ao amanhecer ou ao anoitecer, Mercúrio está tão baixo no horizonte, que a luz tem que passar através do equivalente a 10 vezes a camada da atmosfera terrestre que passaria se Mercúrio estivesse diretamente por cima de nós.

Durante a década do ano de 1880, Giovanni Schiaparelli criou um esquema onde mostrava algumas estruturas de Mercúrio. Ele concluiu que Mercúrio deveria estar “preso” ao Sol de modo a acompanhar o seu movimento, tal como a Lua está “presa” à Terra. Em 1962, radio-astrônomos estudaram as emissões de rádio de Mercúrio e concluíram que o lado escuro é quente demais para estar preso, acompanhando o movimento. Era de se esperar que fosse muito mais frio se estivesse sempre virado para o lado oposto ao Sol. Em 1965, Pettengill e Dyce calcularam o período de rotação de Mercúrio como sendo de 59, +- 5 dias baseado em observações de radar. Mais tarde, em 1971, Goldstein melhorou o cálculo do período de rotação para 58,65,  +- 0,25 dias por meio de observações do radar. Após observações mais próximas obtidas pela Mariner 10, o período foi definido como sendo de 58,646 +- 0,005 dias.

Apesar de Mercúrio não estar preso ao Sol, o seu período de rotação está relacionado com o período orbital. Mercúrio roda uma vez e meia por cada órbita. Por causa desta relação de 3:2, um dia em Mercúrio (desde o nascer do Sol até ao nascer do Sol do dia seguinte) dura 176 dias terrestres.

Muitas das descobertas científicas sobre Mercúrio vêm da sonda espacial Mariner 10 que foi lançada em 3 de Novembro de 1973. Ela passou em 29 de Março de 1974 a uma distância de 705 quilômetros da superfície do planeta. Em 21 de Setembro de 1974 passou Mercúrio pela segunda vez e em 16 de Março de 1975 pela terceira vez. Durante estas visitas, foram obtidas mais de 2.700 fotografias, cobrindo 45% da superfície de Mercúrio. Até esta altura, os cientistas não suspeitavam que Mercúrio tinha um campo magnético. Eles pensavam que, por Mercúrio ser pequeno, o seu núcleo teria solidificado há muito tempo. A presença de um campo magnético indica que o planeta tem um núcleo de ferro que está pelo menos parcialmente fundido. Os campos magnéticos são gerados pela rotação de um núcleo condutivo fundido e este efeito é conhecido por efeito de dínamo.

Propriedades de Mercúrio:

  • Massa (kg):  3,303e+23
  • Massa (Terra = 1):  5,5271e-02
  • Raio equatorial (km):  2.439,7
  • Raio equatorial (Terra = 1):  3,8252e-01
  • Densidade média (gm/cm^3):  5,42
  • Distância média ao Sol (km):  57.910.000
  • Distância média ao Sol (Terra = 1):  0,3871
  • Período de rotação (dias):  58,6462
  • Período orbital (dias):  87,969
  • Velocidade orbital média (km/seg):  47,88
  • Excentricidade orbital:  0,2056
  • Inclinação do eixo (graus):  0,00
  • Inclinação orbital (graus):  7,004
  • Gravidade à superfície no equador(m/seg^2):  2,78
  • Velocidade de escape no equador (km/seg):  4,25
  • Albedo geométrico visual:  0,10
  • Magnitude (Vo):  -1,9
  • Temperatura média à superfície:  179°C
  • Temperatura máxima à superfície:  427°C
  • Temperatura mínima à superfície:  -173°C

Composição atmosférica: 

  • Hélio: 42%
  • Sódio: 42%
  • Oxigénio: 15%
  • Outros: 1%