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Coluna do Astrônomo

O “segundo bissexto”

Os relógios mecânicos passaram a ser empregados no século XIV nas torres de igrejas.
Os primeiros eram tão imprecisos que só tinham o ponteiros das horas. Por muito tempo
os relógios solares foram mais precisos que os mecânicos, pois se baseavam apenas no
constante movimento da Terra e, naturalmente, tinham a desvantagem de serem
inoperantes à noite ou com o céu nublado.

A hora que usamos comumente é baseada na rotação da Terra. Com a melhoria dos
relógios se percebeu que o movimento da Terra em torno de si não era rigorosamente
constante.

Os relógios mais precisos de hoje, têm a precisão de um segundo em 15 bilhões de
anos! É aí que entra o segundo bissexto. Sua aplicação periódica visa manter sincronia
entre a hora civil e a rotação da Terra, introduzindo (ou suprimindo) um segundo,
quando se justificar.

O segundo bissexto é aplicado no último segundo do dia 30 de junho e/ou 31 de
dezembro. A sua adoção tem recebido crescentes críticas devido aos transtornos que
traz. Entre os críticos estão principalmente os serviços de informática,
telecomunicações, notadamente as operações com satélites. Nos afetando ou não o
próximo segundo bissexto tem hora marcada. Será no dia 31/12/2016 às 23h59m59s.


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Coluna do Astrônomo

Estrelas e… mais estrelas

Por Fernando Vieira

O começo das noites de novembro não é dos mais favoráveis à observação, não há muitas estrelas brilhantes, nem grupos de fácil identificação. A constelação do Escorpião está próximo ao horizonte oeste, já Órion, Cão Maior e Touro estão ainda muito próximas ao horizonte leste.

Se você tiver a sorte de contemplar o céu desta época num local afastado dos centros urbanos, livre da poluição luminosa, talvez você consiga observar a Pequena Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea. Pertinho desta localiza-se o belo aglomerado NGC104, também conhecido por 47 Tucanae. Embora visível a olho nu, quando observado sob um céu bem escuro como uma mancha esbranquiçada, é com um telescópio que é revelada sua natureza: é constituído por milhares de estrelas. O  NGC104 pertence à classe dos aglomerados globulares. Dos cerca de 150 que existem em nossa galáxia ele é o segundo mais destacado, só sendo superado pelo Omega Centauri, visível não muito longe da constelação do Cruzeiro do Sul.

Veja no link abaixo a localização do NGC104.

https://www.fourmilab.ch/cgi-bin/Yourtel?lat=65.1095&ns=South&lon=338.575&fov=50.000&z=1


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Coluna do Astrônomo

Planetários Digitais

Os planetários sugiram na década de 30 do século passado. Seu princípio de funcionamento evoluiu muito pouco ao longo do tempo, consistindo basicamente de um conjunto de projetores, cada um concebido para reproduzir uma área do céu. Todo o conjunto simulava o aspecto do céu estrelado como visto a olho nu. Esses projetores eram acoplados a motores para a simulação dos movimentos principais da esfera celeste. O sistema ficava localizado no centro de uma sala e projetava o céu numa tela hemisférica instalada na cúpula. Até os anos sessenta, os tópicos apresentados nos planetários eram, principalmente, os movimentos da Terra e dos planetas, além do reconhecimento das estrelas e constelações. Aos poucos, outros recursos se somaram ao planetário, como projetores de slides. As imagens obtidas com grandes telescópios e satélites, e a própria conquista espacial permitiram explorar muitos outros temas interessantes. Essa configuração básica permaneceu quase inalterada até a década de 80 do século passado, quando começaram a surgir os primeiros projetores digitais. Estes modelos consistiam de um projetor central com uma objetiva “olho de peixe”. Embora a qualidade das imagens estelares fosse nitidamente inferior à dos projetores de planetário convencionais, optomecânicos, a possibilidade de projetar outras imagens e animações em toda a cúpula já sinalizava o enorme potencial que essa tecnologia poderia trazer.
Nos últimos dez anos, os planetários digitais apresentaram um crescimento extraordinário graças ao surgimento de projetores e computadores de baixo custo e alta performance. Embora a qualidade das imagens estelares ainda seja um pouco inferior à dos optomecânicos, característica que quase sempre passa desapercebida pelo público, as vantagens dos planetários digitais são inúmeras: produções mais imersivas, baixo custo de aquisição e de manutenção, infinidade de efeitos visuais, reprodução de animações, possibilidade de exibir animações estereoscópicas (3D).  Outra vantagem importante são as produções que não são exclusivamente astronômicas, o que abre um potencial muito grande, principalmente no tange ao atendimento de estudantes, permitindo que se explore outros temas curriculares, como, por exemplo, o interior do corpo humano. Atualmente, nas cúpulas médias e grandes, são empregados vários projetores que montam um enorme mosaico na tela, dando a ilusão de ser uma única imagem. Esses projetores, ao contrário dos optomecânicos, podem e, em geral, são instalados na periferia da cúpula e não no centro. A disposição das poltronas pode ser unidirecional, semelhante à dos cinemas. Desse modo, todos os espectadores observam na mesma direção, comodamente, a mesma cena. Isso é particularmente importante quando a produção apresenta personagens. Não obstante, é possível que muitas pessoas se ressintam da ausência de um enorme projetor no centro e da disposição não concêntrica das poltronas. Não se pode negar que num planetário optomecânico, o impacto “cenográfico” é muito grande.
Finalmente, não podemos esquecer do objetivo principal de um planetário: a difusão científica. Qualquer que seja o tipo ou o tamanho do equipamento que se tem à mão, é fundamental tirar o máximo proveito dele na transmissão do conhecimento. No atendimento do público escolar, o planetário deve ser encarado como um equipamento didático e não exclusivamente de entretenimento. Não se deve, a meu ver, cair na tentação de mostrar imagens e animações fantásticas sem que elas estejam inseridas no conteúdo programático.
A Fundação Planetário digitalizará a cúpula Galileu Galilei nos próximos meses e, provavelmente, a Carl Sagan no próximo ano. Continuará a atender com a mesma atenção e carinho os estudantes nas sessões didáticas, mas ampliará, também, a oferta de sessões para o público geral com características culturais e entretenimento científico.


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Coluna do Astrônomo

Origem do Nosso Calendário

Introdução

A todo momento fazemos referência a algum sistema de contagem do tempo sem nos darmos conta das dificuldades que surgiram para sua padronização e sua adequação com os fenômenos sazonais.
Mas qual teria sido a origem da designação dos nossos dias, como os conhecemos hoje?

Muitas perguntas surgem.
Por que o ano tem 12 meses e a semana sete dias?
Por que o ano começa em 1º de janeiro?
Por que alguns anos são bissextos e outros não?
Por que os meses e dias da semana têm esses nomes?
A relação entre o calendário e a Astronomia é direta. Cedo, o homem sentiu necessidade de dividir o tempo para comemorar suas festas religiosas e, principalmente, para saber a época de suas atividades agrícolas e comerciais.

Os primeiros povos tinham dois sistemas básicos para contagem de longos períodos de tempo que eram baseados nos movimentos do Sol e da Lua. No caso do Sol, geralmente toma-se como referência o ano trópico, cujo intervalo de tempo entre dois solstícios de verão consecutivos, hoje sabemos, é 365,2422 dias. Já os calendários lunares são baseados no período de 12 lunações, ou seja, 354,36708 dias. Uma lunação é o intervalo entre duas luas novas consecutivas e dura 29,53059 dias.

Por algum tempo utilizou-se exclusivamente o calendário lunar. Como para ocorrerem 12 lunações são necessários 354 dias, faltavam, ainda, cerca de dez dias para o Sol ocupar a mesma posição na eclíptica. Conseqüentemente, as estações do ano iriam ocorrer, pelo calendário lunar, a cada ano, cerca de dez dias mais cedo. Imagine o transtorno que isso traria aos povos que dependiam diretamente dos fenômenos sazonais (plantio, caça, pesca, etc.)!
Ainda assim, alguns povos utilizam até hoje o calendário exclusivamente lunar, como os árabes. Já os judeus utilizam um calendário lunissolar. O mundo ocidental usa o calendário solar, embora ainda guarde alguns resquícios do antigo calendário lunar, como os 12 meses, originários das 12 lunações.

Os Primeiros Calendários Romanos

Calendário Romano
Este calendário, criado por Rômulo (753-717 a.C.), tinha 304 dias divididos em dez meses, cada mês variando entre 16 e 36 dias. Posteriormente, o número de dias de cada mês teria 30 ou 31 dias, compreendendo dez meses lunares, sendo que o ano deveria sempre se iniciar no equinócio da primavera. Ora, como o ano trópico tem 365,2422 dias, eles deveriam ter algum sistema para corrigir o déficit de 61 dias, mas não sabemos qual era esse processo. Mesmo que houvesse algum método engenhoso, sabe-se que este calendário teve pouca duração, pois os meses flutuavam pelas estações do ano.

Os nomes dos meses foram provavelmente o único legado deste calendário:

Calendário de Numa Pompilo

Na época do imperador Numa Pompilo (717-673 a.C.), sucessor de Rômulo, foram feitas algumas modificações no calendário. Os romanos daquela época eram extremamente supersticiosos e consideravam números pares como fatídicos. Então aboliram os meses de 30 dias, que passaram a ter 31 ou 29 dias. Além disso, aumentou-se para 12 o número de meses, sendo introduzidos Januarius (29 dias), em homenagem a Jano, deus com duas caras, e Februarius (28 dias), deus dos infernos e das purificações. Esses meses eram, respectivamente, o décimo primeiro e o décimo segundo do ano, permanecendo o início em Martius. Com os 355 dias desse calendário, ainda havia uma diferença de 10,25 dias para o calendário solar. Para corrigir isso, era acrescentado, periodicamente, no final do ano, um mês denominado intercalar, chamado Mercedonius (segundo alguns deriva de merces – renda, imposto, porque nessa época eram recolhidos os impostos).

A periodicidade obedecia um ciclo de 24 anos chamado pompiliano, que era subdividido em períodos de quatro anos. Os anos que tinham numeração ímpar neste ciclo e o último (o 24) tinham 12 meses de 355 dias; os restantes tinham 13 meses (com o intercalar que poderia ter 22 ou 23 dias). Mercedonius tinha 22 dias quando se intercalava no 2º, 6º, 10º, 18º, 20º e 22º ano do ciclo pompiliano, e 23 dias quando no 4º, 8º, 12º e 16º ano do ciclo, contendo, portanto, Februarius, 28 dias nos anos ordinários, e 50 ou 51 dias nos anos com intercalação. Isto porque o mês intercalar não vinha após Februarius, mas no meio deste. Depois de “23 de Februarius” contava-se 1, 2, 3…22 ou 23 Mercedonius, e retornava-se para o 24º dia de Februarius.

O ano de Numa Pompilo tinha, portanto, 12 meses com 355 dias e quando havia a intercalação, alternadamente 377 ou 378, ou seja, num período de quatro anos, tínhamos: 355, 377, 355 e 378 dias, dando uma média de 366,24 dias.

Os dois últimos períodos de quatro anos do ciclo de 24 anos tinham, respectivamente, 371 e 372 dias, em vez de 377 e 378, eliminando 12 dias em 24 anos, o que provocou um ano ligeiramente maior que 365 dias.

Com isso conseguiu-se um calendário bastante razoável, embora um pouco complicado para o povo romano.

A intercalação dos meses e o controle dos números de dias eram atributos dos pontífices. É importante notar que estes acabaram tendo em suas mãos o poder sobre a época da investidura dos cônsules. Assim os responsáveis pela observância das regras da intercalação adiavam ou antecipavam a introdução do mês Mercedonius, primeiramente pela conveniência de prolongarem as magistraturas ou para favorecimento de amigos. Desse modo acabaram perdendo o controle sobre o calendário, e em pouco tempo o caos havia se formado.

A duração dos meses no calendário de Numa Pompilo ficou assim:

* Nos dois últimos períodos de quatro anos num ciclo de 24 anos, os anos pares tinham sua duração reduzida para 371 e 372 dias, respectivamente.

Calendário Juliano

O imperador Júlio César (100-44 a.C.) tomou para si a tarefa de reordenar o
calendário, chamando para isso o astrônomo Sosígenes.
Dentre as modificações introduzidas temos:
1- O ano se iniciaria em Januarius, e não mais em Martius. Para isso ele fez com que calendas januaris (1º de janeiro) coincidisse com a primeira Lua nova depois do solstício de inverno, que naquela época se dava em antediem VIII calendas januarii (25/12). Júlio César atendeu, assim, a antigas crenças dos calendários solar e lunar.
2- O ano teria 365 dias, sendo que de quatro em quatro anos haveria um dia excedente em Februarius: o bis VI antediem calendas martii, onde antes se intercalava o Mercedonius. O ano anterior ao uso do calendário juliano é conhecido como ano da confusão, pois foram feitas várias modificações nesse ano para preparar o calendário para a reforma; houve 15 meses com 445 dias.
Júlio César, após ser assassinado em 44 a.C., foi homenageado e, para isso, lhe foi reservado o mês Julius, antigo Quintilis.
Os pontífices encarregados de regular o calendário e de acompanhar as observâncias das leis erraram nas interpretações das regras do calendário e estavam tornando bissextos os anos em intervalos de três anos, ao invés de quatro em quatro. Com isso, nos 37 primeiros anos foram considerados 12 anos bissextos: 42, 39, 36, 33, 30, 27, 24, 21, 18, 15, 12 e 9 a.C., quando deveriam ser nove: 41, 37, 33, 29, 25, 21, 17, 13 e 9, produzindo uma diferença de três dias.
César Augusto (44 a.C. – 37 d.C.) decretou que não se fizessem bissextos os três anos seguintes que deveriam sê-los, ou seja, 5 e 1 a.C., assim como 4 d.C.
Graças a essas contribuições, o imperador foi homenageado com seu nome no lugar de Sextilis, mês em que nasceu, que passou a ter 31 dias, o mesmo número de Julius, visto que sendo imperador, como Júlio César, ambos deveriam merecer a mesma homenagem. Com o aumento no número de dias de Augustus, o prejudicado foi o mês de Februarius, que passou a ter 28 ou 29 dias.

Calendas, Nonas e Idos

Na Roma antiga os meses eram divididos em três partes, denominadas: calendas, nonas e idos. Estas eram ainda contadas de trás para frente, e assim 2 de janeiro era antediem IV nonas januarii; 10 de março era antediem VI idus martii; e o primeiro dia do mês era simplesmente Kalendae, daí o nome calendário.

Quando o calendário romano era exclusivamente lunar, o primeiro dia das calendas (e dos meses) fazia-se coincidir com a Lua nova, as nonas na Lua crescente e os idos na Lua cheia. Depois abandonou-se o sistema de contagem baseado nas fases da Lua e os dias passaram a ser predeterminados. As calendas passaram a corresponder ao primeiro dia do mês, já as nonas e os idos aos dias 7 e 15 nos meses de março, maio, julho e outubro, e aos dias 5 e 13 nos outros meses.
Calendário Juliano/dias

Calendário Gregoriano

Mesmo após a reforma juliana, havia algumas incorreções que só se tornaram apreciáveis depois de muitos séculos.

Com a reforma juliana passou-se a considerar o ano com 365 dias, havendo a intercalação de quatro em quatro anos de um ano com 366 dias, o que tornava na média a duração do ano com 365,25 dias. Mas como o ano trópico tem 365 dias, 5 horas, 48 minutos e 47,5 segundos, restando, portanto, uma diferença de 11 minutos e 12,5 segundos, a cada quatro anos aumentava-se 24 horas, quando na verdade deveria aumentar-se 23 horas, 15 minutos e 10 segundos.

Com essa diferença temos, a cada 128,5 anos, um atraso de um dia nas datas dos equinócios e solstícios.

Em 325 d.C., quando o Concílio de Nicea se reuniu para definir a época da Páscoa, entre outros assuntos, já se havia percebido que o equinócio da primavera, fixado por Júlio César para 25 de março, estava ocorrendo já em 21 de março. Os bispos então refixaram o equinócio da primavera para 21 de março nos anos comuns, e 20 de março nos anos bissextos. Mas isso apenas atualizava o equinócio, não corrigindo ainda a duração do ano.
Foi somente em 1582 que o papa Gregório XIII (1512-1586) efetuou a reforma no calendário, quando já havia um atraso de 10 dias da data do equinócio (estava ocorrendo em 11 de março, ao invés de 21 de março).

As modificações introduzidas com a reforma gregoriana foram as seguintes:

1 – Supressão de dez dias do calendário. O dia seguinte à quinta-feira, 4 de outubro de 1582, passou a ser sexta-feira, 15 de outubro de 1582, para que o equinócio voltasse a concordar com a deliberação do Concílio de Nicea.
2 – Ausência de anos bissextos durante três anos em cada período de 400 anos. O primeiro destes ciclos começou em 1600, que foi bissexto, mas 1700, 1800 e 1900 não foram bissextos, já 2000 será. Desse modo, após três anos seculares comuns, haverá um bissexto. Assim só serão bissextos os anos seculares divisíveis por 400. No calendário juliano, todos os anos seculares eram bissextos.
3 – Contagem dos dias através da designação dos números cardinais 1, 2, 3, … pela ordem e seguidamente (e não mais por calendas, nonas e idos).
Há ainda uma diferença residual de 2 horas, 43 minutos e 2 segundos a cada 400 anos, o que produz um acréscimo de um dia a cada 3.532 anos. Isso deverá tornar bissexto o ano 4000, embora esta questão não tenha sido tratada pela reforma gregoriana.
Algumas publicações usam a expressão “velho estilo” e “novo estilo”, referindo-se a ano juliano ou gregoriano, respectivamente.
A reforma gregoriana não foi aceita de imediato. Vários povos se opuseram a ela, principalmente os não católicos.
Os católicos, como Portugal e Espanha, aceitaram de imediato, em outubro de 1582; a França, em dezembro de l582; já a Alemanha e a Áustria, em 1584, Hungria em 1587, Inglaterra em 1752, Suécia em 1753 e a Rússia em 1923. Esta última teve que eliminar 13 dias do seu calendário.

A Era Cristã

Os romanos começavam a contagem dos anos a partir da fundação de Roma, em 753 a.C. (era romana). Este sistema foi usado também por povos conquistados pelos romanos por muito tempo, embora existissem outros como a era Nabonassar ou a era César. No século VI d.C., um monge grego chamado Dionísio propôs que se iniciasse a partir do nascimento de Cristo. Para tanto, ele fez cálculos para saber em que ano Cristo teria nascido, o que era uma tarefa muito difícil. Ao final, sugeriu que se começasse a era cristã a partir do ano 754 da fundação de Roma. Passados 1.200 anos de Dionísio, os cronometristas descobriram que ele havia cometido um erro de quatro anos para menos, mas o sistema não foi alterado. Cristo nasceu provavelmente no ano 4 a.C. da era cristã.

A Semana

São necessários sete dias, aproximadamente, para a Lua ir de uma fase a outra, e parece que esse foi o motivo para a semana ter sete dias. Esta divisão era, ainda na Antigüidade, quase universal. Na Roma antiga era chamada “Septmana” – sete manhãs. Os babilônios talvez tenham sido os primeiros a utilizá-la. Eles deram como nomes desses dias os mesmos dos planetas que conheciam (os cinco planetas visíveis a olho nu que conhecemos hoje, acrescidos do Sol e da Lua). Esta prática, muito antiga, já era usada pelos babilônios. Foi adotada pelos romanos e outros povos europeus influenciados por estes.
Latim


* Em espanhol e em francês foi alterada a nomenclatura do domingo e do sábado; a justificativa é a mesma da língua portuguesa (ver adiante).
** Na língua saxã, Tiw, Wonden, Thor e Friga representam os deuses correspondentes na mitologia nórdica a Marte, Mercúrio, Júpiter e Vênus. Esta língua influenciou as línguas inglesa e alemã.

Como vemos, os dias da semana estão ordenados da seguinte maneira: dia do Sol, dia da Lua, dia de Marte, dia de Mercúrio, dia de Júpiter, dia de Vênus e dia de Saturno. Notamos que aparentemente esta ordem não tem nenhum sentido.

No sistema aristotélico, a ordem de afastamento dos “planetas” da Terra era: Lua, Mercúrio, Vênus, Sol, Marte, Júpiter e Saturno. Esta ordem foi corretamente deduzida pela velocidade destes astros na esfera celeste.

Esta origem atribui-se ao hábito, na Antigüidade, de dedicar-se cada hora e cada dia a um planeta que influenciaria esta hora ou este dia. Os planetas eram ordenados do mais afastado para o mais próximo; o planeta que influenciaria a primeira hora do dia era também o planeta daquele dia.

Por exemplo: o dia em que sua primeira hora fosse atribuída ao Sol era obviamente “dia do Sol”, a segunda hora, a Vênus, a terceira, a Mercúrio, a quarta, a Lua, a quinta, a Saturno, a sexta, a Júpiter, e a sétima, a Marte. Aí se repetia o ciclo; a oitava ao Sol, e assim por diante. Para saber qual seria a primeira hora (e as seguintes) do dia, e conseqüentemente o “planeta do dia”, usava-se a “estrela dos magos”, ou heptacorda, uma figura cabalística.

A língua portuguesa não dividiu os dias segundo o nome dos planetas, porque no começo do Cristianismo a Páscoa durava uma semana, sendo o trabalho reduzido ao mínimo possível e o tempo destinado exclusivamente a orações. Esses dias eram os feriaes, ou seja, feriados. Para enumerar os feriaes, começou-se pelo sábado, como os hebreus faziam. O dia seguinte ao sábado seria o feria-prima (domingo), depois seria o segunda-feria (segunda-feira), e assim por diante. O sábado origina-se de Shabbath, dia do descanso para os hebreus.

O imperador Flávio Constantino (280-337 d.C.), após se converter ao Cristianismo, substituiu a denominação de Dies Solis ou Feria-prima para Dominica (dia do Senhor), que por sua vez foi adotada por povos latinos.

Sugestões para Leitura

ASSAFIN, M. SALDANHA, A. Calendários. Observatório Nacional, Rio de Janeiro, 1989.

DONATO, H. História do calendário. Universidade de São Paulo, São Paulo, 1976.

KAUSE, A. Astronomia para todos. Iberia, 1944.

LOBO, A. M. Ciência atraente e recreativa. volume 5, Rio de Janeiro.

ENCICLOPÉDIA Mirador Internacional. São Paulo / Rio de Janeiro, 1983.

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Coluna do Astrônomo

A Lua é Realmente Maior Quando está Próxima ao Horizonte?

É bastante difundida a idéia de que a Lua, quando próxima ao horizonte, fica maior que quando está alta no céu. Algumas pessoas chegam a estimar em duas ou três vezes maior.

A órbita da Lua é uma elipse de modo que ora ela se aproxima mais da Terra, ora se afasta. Com isso, seu tamanho aparente também varia. Mas obviamente esta explicação não é satisfatória, porque quando a Lua está nascendo para um observador, para outro, em algum lugar da Terra, ela estará bem alta no céu. O efeito da excentricidade da órbita da Lua afeta o tamanho aparente da Lua igualmente para todos os observadores da Terra que a vêem naquele momento. Além disso, o tempo necessário entre o apogeu e o perigeu da Lua é de mais ou menos 14 dias, e não seis horas (período aproximado entre o nascer e a culminação).

Vamos desenvolver um experimento bastante simples para avaliar se realmente ela fica maior no horizonte. Precisamos de um sarrafo com 1,50 metro de comprimento e seção reta de 10x10mm (isto pode ser encontrado em serrarias); uma régua milimétrica e uma calculadora com função trigonométrica. Será necessário também um pedaço de papel cartão cortado, segundo o desenho abaixo. Este deverá ser “encaixado” sem folga no sarrafo.

Num dia de Lua cheia, medimos o tamanho angular da Lua de hora em hora, desde o nascer até a culminação. Para isso, aproxime a ponta do sarrafo de um dos olhos e veja a Lua pela janela do papel cartão, ajustando a distância do papel aos olhos, de modo que as bordas da Lua toquem exatamente nas paredes laterais da janela. É importante que o sarrafo permaneça imóvel para obtermos um resultado confiável; devemos, portanto, apoiá-lo em um muro, por exemplo.

O tamanho angular da Lua é obtido por: arco tangente L/d, onde L é a largura da janela (15mm) e d a distância do anteparo ao olho, em milímetros.

Qual foi o resultado? O tamanho angular da Lua variou?

Na verdade a Lua não fica maior no horizonte; o que ocorre é uma ilusão de óptica.

Se usarmos instrumentos mais precisos, concluiríamos justamente o oposto. No horizonte a Lua está menor do que quando alta, porque no horizonte é somado o raio da Terra em relação à observação feita na culminação. A distância média entre a Terra e a Lua é de 60 raios terrestres. Veja no desenho por quê.


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O Pêndulo de Focault

Se perguntassem a um grupo de pessoas escolhido ao acaso quais são os movimentos da Terra, existe uma grande probabilidade que elas respondam, independentemente de seu grau de instrução, que são dois: rotação e translação (vale ressaltar que esta não é a resposta correta, mas sim a mais comum). Se, em seguida, for pedida uma prova desses movimentos, um número agora reduzido de pessoas se prontificará a dizer que para o primeiro pode-se usar a sucessão de dias e noites, e para o segundo, a existência do período definido como “ano”. Alguns, mais raramente, mencionam a mudança de posição dos astros no céu ao longo dos dias e das noites para justificar a rotação da Terra, e a presença das estações do ano que realmente podem ser explicadas pelo movimento de revolução quando associado à inclinação do eixo de rotação terrestre.

Continuando a atividade, ao se concentrar especificamente no movimento de rotação da Terra, e sugerir a realização de um experimento mental com o grupo em questão, pergunta-se, nesse momento, como eles fariam para inferir esse movimento se o planeta que habitam tivesse uma camada atmosférica bem maior e mais espessa que a da Terra, de forma que não fosse possível contemplar qualquer objeto celeste, e assim evidenciar seus deslocamentos ao longo do tempo (caberia até usar o exemplo do planeta Vênus, devido às suas características semelhantes às descritas anteriormente). Como poderiam fazer para comprovar, nesse caso, que o planeta em que eles se encontram, realmente, gira em torno de seu eixo, num movimento de rotação? Nesse momento, as pessoas se entreolham em silêncio, e é possível, por alguns instantes, imaginar o que se passava na cabeça dos habitantes da Terra antes de 1851.

Esse ano representa um marco na História da Ciência, pois foi quando ocorreu a quebra de um paradigma que atormentou várias gerações de cientistas, que sofreram mental e, por vezes, fisicamente na intenção de mostrar, de maneira definitiva, que a Terra girava. O autor dessa brilhante demonstração foi o cientista “amador” francês Jean Bernard Léon Foucault (1819-1868). Tal prova consistia em um pêndulo simples posto a oscilar em um plano vertical, o qual gira lentamente com o passar do tempo no sentido contrário ao do movimento de rotação da Terra. É importantíssimo, contudo, destacar que, apesar da simplicidade dessa experiência, são necessários alguns cuidados especiais para que ela seja bem-sucedida. A forma como o fio é preso, ou até mesmo como o peso é solto inicialmente são detalhes fundamentais para que a demonstração transcorra perfeitamente.

No entanto, talvez a questão mais complexa desse intrigante experimento seja a compreensão do que vem a ser esse plano de oscilação do pêndulo. Para visualizar claramente esse conceito, vale recorrer a um recurso utilizado pelo próprio Foucault quando realizou essa experiência no Panthéon de Paris, em março de 1851. Na parte inferior da bola do pêndulo foi anexada uma espécie de agulha, que deixava um rastro linear na areia molhada espalhada exatamente abaixo de todo o aparato. Ao cumprir a trajetória em sua primeira oscilação, a linha traçada pelo pêndulo na areia define o plano em questão, e se uma parede imaginária fosse suspensa a partir desse risco, ela representaria esse plano oscilatório. Com o passar do tempo, a agulha começa a mudar a direção das marcações na areia, o que indica, indubitavelmente, que a Terra gira.

E por que isso acontece? A explicação matemática definitiva para esse fenômeno não é muito simples, e não foi dada por Foucault. Sua solução foi totalmente empírica, apesar de naquela época já existir a base matemática necessária para explicá-la. Ela foi desenvolvida por Gaspard-Gustave Coriolis (1792 1843), em 1835. Curiosamente, ainda em 1851 ela não era conhecida pelos cientistas franceses, o que retardou a dedução do que hoje é chamada de lei do seno (por relacionar o período que o plano do pêndulo leva para dar uma volta completa com o seno da latitude em que o experimento é realizado).

A grande contribuição de Coriolis foi enunciar o que atualmente se conhece como força de Coriolis. Essa força age em corpos que se movem em sistemas em rotação (que é o caso de um pêndulo oscilando na Terra). Sua principal característica, no caso do pêndulo de Foucault, é ser a responsável direta pelo movimento do plano de oscilação. E é graças a ela que no hemisfério sul o desvio sofrido é no sentido anti-horário, e horário no hemisfério norte. Para uma melhor visualização de como essa força atua, um bom exemplo prático pode ser usado: uma pessoa se movendo em um carrossel. Supondo-se que ela parta do centro para a borda, e que o carrossel esteja girando no sentido horário, essa pessoa sentirá uma força impelindo-a para a direita. Obviamente, essa força está relacionada ao sentido do movimento da pessoa (se vai do centro para a borda, ou vice-versa), e também com o sentido em que o carrossel gira.

Atualmente, pode-se encontrar pêndulos de Foucault em diversos museus e edificações ao redor do mundo, mostrando todo o seu valor histórico e científico, mas, principalmente, transmitindo uma noção primordial que nem sempre as pessoas captam ao se deparar com tal dispositivo: aconteça o que acontecer, a Terra continua em seu movimento incessante ao redor de seu eixo rotacional. Daí a importância dessa ferramenta para a difusão da ciência.

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Coluna do Astrônomo

O Sistema Solar

 

Ao contemplarmos o céu noturno, notamos que existem alguns astros que não cintilam como as estrelas e se encontram próximos à eclíptica – o caminho que vemos o Sol percorrer durante o ano. Em uma observação mais demorada, iremos notar, com o passar dos dias, que eles se deslocam em relação às estrelas. A estes astros damos o nome de planetas.

Desde a Antiguidade são conhecidos cinco planetas (são vistos à vista desarmada): Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno. Posteriormente foram acrescentados mais três planetas (estes só vistos com o auxílio de telescópios): Urano, Netuno e Plutão (este último recebeu uma nova classificação a partir de 2006 – ver mais detalhes mais adiante). A Terra completa a lista destes “astros errantes”.

O movimento aparente dos planetas e das estrelas no céu levou o homem antigo a pensar que a Terra era o centro do Universo. Foram então elaborados modelos que explicavam a “harmonia” da esfera celeste. O mais influente desses modelos ficou conhecido como Ptolomaico, por ter sido idealizado por Ptolomeu, no século II depois de Cristo.

Esse modelo parecia explicar bem o Universo até serem feitas observações mais apuradas no século XV, quando o astrônomo polonês Nicolau Copérnico “transferiu” o centro para o Sol e tornou a Terra apenas mais um planeta a girar em torno deste astro.

Hoje sabemos que também o Sol não está no centro do Universo, ele é apenas mais uma entre as 200 bilhões de estrelas, aproximadamente, que giram ao redor do centro de nossa galáxia, a Via Láctea. Esta por sua vez também não está no centro do Universo.

Origem do Sistema Solar

A teoria mais aceita, atualmente, foi elaborada em 1948 por Fred Hoyle e Hannes Alfren. Supõe que o Sistema Solar teve origem numa grande nuvem de gás e poeira de onde foram expelidos anéis de matéria gasosa, a partir dos quais se formaram os planetas, dando lugar ao nosso sistema planetário atual.

Esta teoria permite manter a tese da origem conjunta do Sol e dos planetas, explicando como os processos físicos ocorreram e como os anéis desprendidos do núcleo central puderam atingir pontos tão distantes do centro da órbita de Netuno. A nuvem de gás girava em torno de seu centro. Depois de um certo tempo (cerca de 100 milhões de anos), essa nuvem começou a esfriar e a contrair-se, fazendo com que ela girasse ainda mais depressa.

Esta rotação criou os anéis que, mais tarde, por sua vez, se resfriaram e se contraíram, formando os planetas, os satélites, os asteróides e os cometas. Enquanto isso, o centro da nuvem se contraía, dando origem ao Sol.

Movimento Planetário

O movimento dos planetas é regido pelas três leis de Kepler, descobertas pelo astrônomo Johannes Kepler, no século XVII. São elas:

1ª lei: as órbitas dos planetas são elipses, com o Sol ocupando um dos focos.
2ª lei: o raio vetor que une o planeta ao Sol varre áreas iguais em iguais períodos de tempo, ou seja, quanto mais próximo o planeta estiver do Sol mais rápido ele caminha.
3ª lei: a razão entre o quadrado do período e o cubo do semi-eixo maior da órbita dos planetas é constante.

Esta última lei é um caso particular da lei da gravitação universal de Newton.

Principais Características dos Astros do Sistema Solar

Sol

O Sol é uma estrela amarela, com uma idade estimada de cinco bilhões de anos. Como as outras estrelas, sua forma é esférica (achatada nos pólos) e é composto de gases, principalmente hidrogênio (75%) e hélio (23%). Todos os outros elementos encontrados aqui na Terra estão presentes, também, no Sol (como ouro, carbono, etc.), completando a composição química dele.

Seu tamanho é imenso se o compararmos aos planetas. Em seu interior poderíamos colocar mais de um milhão de planetas Terra.

A luz que é produzida em seu núcleo leva cerca de um milhão de anos para deixá-lo, pois não sai diretamente, encontrando obstáculos até a superfície. Uma vez na superfície, a luz leva somente 8 minutos e 20 segundos para chegar à Terra, percorrendo, aproximadamente, os 150 milhões de quilômetros que separam nosso planeta do Sol.

A superfície solar é turbulenta, apresentando com freqüência manchas solares, labaredas, jatos de matéria e outros violentos fenômenos provocados pelos fortes campos magnéticos locais.

Em seu núcleo, as temperaturas chegam a 15 milhões de graus, permitindo que ocorram reações nucleares que são a fonte de energia do Sol. Nestas reações, quatro núcleos de hidrogênio são transformados em um núcleo de hélio. Entretanto, a massa de um núcleo de hélio é menor que a de quatro núcleos de hidrogênio. Esta diferença de massa é totalmente convertida em energia. A cada segundo o Sol perde quatro milhões de toneladas de matéria transformada em energia.

Mercúrio

Por ser o planeta mais próximo do Sol é o mais rápido. Os antigos lhe deram o nome em homenagem ao mensageiro dos deuses.

Apesar de ser o planeta mais próximo do Sol, não é o mais quente. Devido à ausência de atmosfera, não há distribuição de calor. Assim, os dias em Mercúrio apresentam temperaturas elevadíssimas, em torno de 400ºC, enquanto nas noites as temperaturas caem a extremos de -170ºC.

Mercúrio é menor que Ganimedes e Titã, satélites de Júpiter e Saturno, respectivamente, mas com massa maior que a deles. Apesar do tamanho, só não é mais denso que a Terra. No seu interior há um núcleo de ferro com diâmetro aproximado de 3.600km.

Este planeta foi explorado pela nave espacial Mariner 10, em 1974. As fotografias então obtidas, mapeando 45% do planeta, mostraram ser a superfície de Mercúrio muito semelhante à da Lua, toda coberta por crateras. Além disso, não possui atmosfera, nem placas tectônicas.

É um planeta de difícil observação por estar sempre muito próximo do Sol.

Vênus

Vênus recebeu o nome da deusa da beleza e do amor, e é também conhecido como Estrela D´Alva, estrela Vespertina ou, ainda, estrela Matutina. É quase do tamanho da Terra e foi descrito muitas vezes como planeta gêmeo da Terra, embora, como veremos mais adiante, o tamanho é uma das poucas características que os dois planetas têm em comum.

Sua órbita é a mais circular do Sistema Solar. É o astro mais brilhante, depois do Sol e da Lua, e facilmente se observa suas fases (Galileu observou estas fases e deu um impulso à teoria heliocêntrica de Copérnico).

Apesar de sua proximidade da Terra, a superfície deste planeta permaneceu misteriosa por muito tempo, obscurecida pelas densas nuvens, até que as sondas espaciais pudessem ser enviadas.

Este é o planeta mais quente do Sistema Solar. Nele ocorre o chamado efeito estufa, que mantém a temperatura deste planeta em torno de 470ºC. Este efeito pode ser descrito da seguinte maneira: o calor proveniente do Sol atravessa as nuvens, chega até a superfície de Vênus, é refletido e, quando vai escapar do planeta, encontra novamente as nuvens que formam uma barreira, aquecendo-o. Na superfície de Vênus, metais como o chumbo estariam na forma líquida.

A pressão atmosférica é imensa. Um astronauta em sua superfície seria rapidamente esmagado, pois sentiria uma pressão equivalente à sentida por um mergulhador a 1.000 metros de profundidade no oceano.

Possui um núcleo de ferro com cerca de 600km de diâmetro, coberto por um manto rochoso de matéria derretida.

Uma de suas características marcantes é o movimento retrógrado, ou seja, contrário dos demais (lá o Sol nasce a oeste e se põe a leste).

A primeira sonda a visitá-lo foi a Mariner 2, em 1962. Mais de 20 sondas já estiveram lá até hoje. A nave Magalhães (lançada em 1989) mapeou 98% da superfície de Vênus com uma resolução superior a 300 metros, através de radar.

Terra

Nosso planeta, uma pequena esfera azul no espaço, é o terceiro em distância do Sol, o quinto em tamanho e o único onde sabemos existir vida. Recebeu este nome em homenagem a Gaia, mãe dos primeiros deuses.

A Terra apresenta dois principais movimentos: rotação (gira em torno de si em 24 hs) e revolução (gira em torno do Sol em um ano). Seu eixo de rotação possui inclinação de 23,5º em relação ao plano de sua órbita e, por este motivo, observamos o fenômeno das estações do ano.

A maior parte de nosso planeta é coberta de água (3/4). O restante forma os continentes e ilhas.

Nossa atmosfera é composta de várias camadas e uma delas tem chamado muita atenção: a camada de ozônio. O ozônio filtra os raios provenientes do Sol, nos protegendo de grande parte do ultravioleta e do infravermelho. Gases utilizados em ar condicionado e geladeira, além da poluição, estão destruindo esta camada, o que pode dificultar a sobrevivência do ser humano.

Lua

Recebeu o nome de Selene, a irmã de Hélios (Sol). A luz leva pouco mais de um segundo para percorrer a distância que nos separa de nosso satélite natural (384.000km, em média).

A Lua gira em torno de seu eixo ao mesmo tempo em que dá uma volta completa ao redor da Terra, de modo a nos mostrar sempre a mesma face.

Qualquer pequeno telescópio nos revela uma grande variedade de detalhes da superfície lunar: crateras, altas montanhas e imensas e escuras planícies conhecidas impropriamente como mares. Existem cerca de 300.000 crateras de vários tamanhos. Elas foram provocadas pela queda de fragmentos de rocha que vagueiam pelo espaço a grandes velocidades: os meteoróides.

Em julho de 1969, os astronautas Neil Armstrong e Edwin Aldrin desceram pela primeira vez na superfície lunar. Seguiram-se mais cinco missões com sucesso ao satélite, totalizando 12 homens a pisá-la. Muito material da superfície foi analisado, inclusive trazido para a Terra.

Na superfície da Lua, a baixa gravidade, 1/6 da força gravitacional da Terra, faz com que os movimentos pareçam em câmara lenta. Um astronauta de 72kg se sentiria como se tivesse apenas 12kg.

A sonda Clementine mapeou toda a superfície lunar com grandes detalhes, em 1994. Já a sonda Lunar Prospector, lançada em 1998, após concluir seus estudos em órbita de nosso satélite, foi ao encontro de uma cratera no pólo sul da Lua, onde se suspeitava existir água em forma de gelo. Porém nenhum vestígio de água foi encontrado.
A Lua projetada na Terra caberia em nosso país, o Brasil.

Marte

É o deus da guerra.

A primeira missão com sucesso a Marte foi a espaçonave Mariner 4, em 1965, depois a Viking I, em 1976, seguida pela Viking II, no mesmo ano, quando foram tiradas fotos inéditas de sua superfície.

O solo marciano é avermelhado, devido à presença de óxido de ferro, mais conhecido como ferrugem. É coberto por uma tênue atmosfera com tempestades de poeira que chegam a cobrir o planeta por vários meses e, à semelhança da Terra, possui calotas polares, formadas de gelo seco, que avançam e se retraem conforme as estações do ano. A temperatura varia entre -123ºC e 22ºC. Seu tamanho não é muito grande: a área dos continentes da Terra cobriria a superfície de Marte.

A existência de formações geológicas semelhantes a vales de rios secos e canyons é forte evidência de que, no passado, havia água líquida com mares e rios de águas correntes na superfície marciana. Além de fotos, as sondas fizeram experiências com material coletado do solo em busca de vida microscópica, mas nada foi encontrado.
Além de vales, canyons, calotas polares e crateras, o planeta vermelho também apresenta formações vulcânicas. Seu maior vulcão – Monte Olympus – se eleva a uma altura três vezes maior que a do Monte Everest, a mais alta montanha da Terra.
Acredita-se que alguns meteoritos tenham se originado em Marte.

Na década de 90, três importantes sondas espaciais estudaram o planeta Marte: Mars Polar Lander, que se perdeu ao pousar no planeta; Mars Pathfinder, uma das mais bem sucedidas missões, que levou um robô (Sojouner) para pesquisar sua superfície; Mars Global Surveyor, que chegou a Marte em 1997.

Asteróides

Entre Marte e Júpiter há uma faixa ocupada por fragmentos de rocha de dimensões e formas variadas que orbitam o Sol. Estes objetos são os asteróides.

Conhecemos mais de 600 asteróides. Apesar da quantidade, a massa total é inferior à da Lua.

Esses objetos já foram alvo de missões espaciais. A nave NEAR (sigla em inglês para Encontro de Asteróides Próximos à Terra) alcançou o asteróide 433 Eros em janeiro de 1999. Os dados coletados estão sendo analisados e as primeiras imagens já estão sendo publicadas.

Júpiter

Este é o maior planeta do Sistema Solar; por isso recebeu o nome do deus supremo. Sua massa corresponde a pouco mais que duas vezes e meia a massa de todos os outros planetas reunidos.

Assim como Saturno, Urano e Netuno, trata-se de um planeta gigante e gasoso. Acredita-se que Júpiter tenha um núcleo rochoso envolto por camadas sólidas de hidrogênio metálico e uma superfície de hidrogênio líquido a grande pressão.

Suas nuvens multicoloridas se distribuem em cinturões e turbulências provocadas pelos fortes ventos de sua atmosfera. Um exemplo é a Grande Mancha Vermelha, uma enorme tempestade atmosférica, semelhante a um furacão, que é observada há mais de 300 anos. Quase três planetas do tamanho da Terra enfileirados seriam necessários para cobrir a extensão desta mancha.

Júpiter possui mais de 60 luas (o recordista do Sistema Solar), sendo as quatro maiores conhecidas como luas galileanas – Io, Europa, Ganimedes e Calixto. A mais singular delas é Io, onde vários vulcões em atividade foram registrados pela primeira vez pelas naves Voyager 1 e 2.

Júpiter e suas principais luas foi alvo de estudo da sonda Galileo, que, em 30/12/2000, esteve a apenas 11 milhões de quilômetros daquele planeta.

Saturno

Deus do tempo e filho de Urano (Céu) e Gaia (Terra).

Saturno é famoso pelo seu sistema de anéis, que pode ser observado até mesmo através de um modesto telescópio terrestre. Os anéis são compostos por milhares de pedaços de rocha e gelo em órbita do planeta, com centímetros até metros de diâmetro. Eles se estendem, de uma ponta a outra, por mais de 250.000km e seu diâmetro não ultrapassa 1km. Provavelmente são restos de um satélite natural que, por se aproximar demais do planeta, foi despedaçado ou, então, material de um satélite que nem chegou a se formar.

É o planeta que apresenta a menor densidade média, mais baixa, inclusive, que a densidade da água. Se pudéssemos colocá-lo na água ele flutuaria.

A atmosfera deste planeta é composta principalmente por hidrogênio e hélio. Seus ventos alcançam velocidades acima de 1.600km/h. Seu núcleo é rochoso (como Júpiter).

A primeira sonda a visitá-lo foi a Pioneer 11, em 1979, e depois as Voyager 1 e 2, na década de oitenta. Lançada em 1997, a espaçonave Cassini tem como finalidade estudar o planeta Saturno e suas principais luas, como Titã.

Saturno possui diversos satélites, destacando-se Titã, a única lua com uma densa atmosfera no Sistema Solar. Esta atmosfera chama a atenção por apresentar características semelhantes à da Terra no período de sua formação.

Urano

Deus do céu. Urano foi o primeiro planeta a ser descoberto por telescópio, em 1781.

Um detalhe curioso sobre este planeta é a grande inclinação de seu plano equatorial em relação ao plano de sua órbita. Esta grande obliqüidade gera movimentos aparentes do Sol no céu uraniano muito peculiares. Assim, os pólos ficam voltados para o Sol em parte de seu movimento de translação.

Seu encontro com a espaçonave Voyager 2 (única a visitá-lo), em 1986, revelou 10 novos satélites, além dos cinco já conhecidos. Essa nave também confirmou a presença de anéis (descobertos em 1972), à semelhança dos outros planetas gasosos e gigantes, com pedras de até 10 metros de diâmetro.

Apresenta um núcleo de gelo e rocha com massa inferior à dos núcleos dos planetas Júpiter e Saturno. Sua cor azulada deve-se à presença de metano em sua atmosfera.
Recentemente foram descobertos novos satélites totalizando 21.

Netuno

Deus dos mares.
Netuno é o menor dos quatro planetas gasosos, mas sua massa é maior que a de Urano. Foi descoberto em 1846, muito tempo após sua previsão, através das perturbações na órbita de Urano. Apresenta grandes tempestades atmosféricas.
A espaçonave Voyager 2, em 1989, fotografou em Tritão um de seus satélites, o que aparenta serem gêiseres de nitrogênio. Detectou, também, a presença de anéis muito escuros.

Seu núcleo se assemelha ao de Urano, formado por gelo e rocha, e com menos massa que os de Júpiter e de Saturno. O metano em sua atmosfera absorve a luz vermelha e dá uma tonalidade azulada. Os ventos atingem 2.000km/h. Como os demais planetas gigantes e gasosos, irradia mais calor do que recebe do Sol.

O telescópio espacial Hubble observou uma grande mancha escura no planeta, e não mais a mancha detectada pela Voyager 2.

Planetas Anões

O dia 24 de agosto de 2006 é um marco na história da Astronomia. Há alguns anos, como conseqüência do aperfeiçoamento das técnicas observacionais, vários corpos pequenos e distantes, semelhantes a Plutão, foram descobertos no Sistema Solar. Esses novos corpos foram classificados como Objetos Transnetunianos, por se localizarem após a órbita de Netuno. Dentre os transnetunianos estão corpos pequenos, como cometas e asteróides, e outros um pouco maiores, semelhantes a Plutão.

A tendência é descobrirmos cada vez mais objetos nessa região que deve ser povoada por milhares de corpos. O fato de alguns transnetunianos terem tamanhos semelhantes ao de Plutão, levantou a questão de esses corpos serem também considerados planetas. A discussão se acirrou após a descoberta do transnetuniano 2003UB 313, batizado como Éris, que se mostrou ainda maior que Plutão.

É interessante lembrar que a partir do Sol temos os chamados planetas rochosos – Mercúrio, Vênus, Terra e Marte, seguidos pelos planetas chamados gigantes gasosos – Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Depois de Netuno, conhecíamos também Plutão, um corpo rochoso e pequeno, localizado na região do Sistema Solar dominada por planetas gigantes e gasosos.

Mas então foram observados os outros objetos semelhantes a Plutão no Sistema Solar. E o que fazer? Classificar esses objetos também como planeta, ou criar uma nova classificação para Plutão e seus companheiros semelhantes? Essa discussão surgiu porque não havia uma definição clara de planeta.

A discussão perdurou durante algum tempo no meio astronômico. Alguns, incluindo os descobridores de 2003 UB 313, defendiam aumentar o número de planetas do Sistema Solar. Nesse caso, o número de planetas tenderia sempre a aumentar, uma vez que sempre poderíamos descobrir mais objetos pequenos e distantes, como Plutão. Outros defendiam a mudança da categoria de Plutão, que deveria ser classificado de alguma outra maneira, junto com os transnetunianos semelhantes a ele.

A questão só poderia ser resolvida pela União Astronômica Internacional (IAU – sigla em inglês de International Astronomical Union ), uma entidade que, entre outras atribuições, faz a regulamentação de nomenclaturas, classificações e definições utilizadas na Astronomia.

No dia 24 de agosto de 2006, a União Astronômica Internacional publicou resoluções criando duas novas categorias de objetos do Sistema Solar: Planetas e Planetas Anões . Plutão passa a ser planeta anão, e os outros planetas do Sistema Solar, planetas.

Segue abaixo tradução de parte das resoluções publicadas pela IAU, a respeito dessa mudança de classificação de alguns corpos do Sistema Solar.

Resolução da IAU: Definição de um Planeta no Sistema Solar

Observações contemporâneas estão mudando nosso entendimento de sistemas planetários, e é importante que nossa nomenclatura para os objetos reflita nosso entendimento corrente. Isso se aplica, em particular, para a designação ‘planetas’. A palavra ‘planeta’ originalmente descrevia ‘viajantes’, que eram conhecidos apenas como luzes que se deslocavam no céu. Descobertas recentes nos levam a criar uma nova definição, o que pode ser feito utilizando-se informações científicas disponíveis.

RESOLUÇÃO 5A.

A IAU resolve que planetas e outros corpos no nosso Sistema Solar, exceto satélites, são definidos em três categorias distintas da seguinte maneira:

(1) Um planeta¹ é um corpo celeste que (a) está em órbita ao redor do Sol, (b) tem suficiente massa para que sua própria gravidade se sobreponha a forças de corpo rígido de maneira que ele mantenha uma forma (aproximadamente redonda) em equilíbrio hidrostático, e (c) tem a vizinhança em torno de sua órbita livre.

(2) Um planeta anão é um corpo celeste que (a) está em órbita ao redor do Sol, (b) tem suficiente massa para que sua própria gravidade se sobreponha a forças de corpo rígido de maneira que ele mantenha uma forma² (aproximadamente redonda) em equilíbrio hidrostático, (c) não tem a vizinhança em torno de sua órbita livre, e (d) não é um satélite.

(3) Todos os outros objetos³ , exceto satélites, orbitando o Sol serão referidos coletivamente como “Pequenos Corpos do Sistema Solar”.

1 Os oito planetas são: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno.

2 Um processo da IAU será estabelecido para designar objetos incertos na categoria de planeta anão ou outras categorias.

3 Esses atualmente incluem a maioria dos asteróides do Sistema Solar, a maioria dos Objetos Transnetunianos (TNOs), cometas e outros corpos pequenos.

RESOLUÇÃO DA IAU: Plutão

RESOLUÇÃO 6A.

A IAU adiante resolve:

Plutão é um planeta anão pela definição acima e é reconhecido como o protótipo de uma nova categoria de objetos transnetunianos.

RESOLUÇÃO 6B.

1 – Em 14 de setembro de 2006, a IAU retira o nome 2003 UB313, e esse objeto passa a se chamar Éris, deusa grega da discórdia e da contenda. Bom nome para um astro que gerou divisão na comunidade astronômica, não acha? Seu satélite fica batizado de Disnomia.

Plutão

Deus dos infernos. Descoberto em 1930, ainda não foi alvo de visita de sondas espaciais.

Plutão é menor que a nossa Lua (além de Io, Europa, Ganimedes, Calixto, Titã e Tritão). Até agora não foi visitado por nenhuma espaçonave.

Plutão leva 248 anos para completar uma volta ao redor do Sol. Fica durante 20 anos mais próximo do Sol do que Netuno (última vez de 1979 a 1999), por causa da excentricidade de sua órbita. Apesar disso, não há a possibilidade destes corpos celestes se colidirem.

Devido à sua distância, nem o telescópio espacial Hubble conseguiu definir até agora sua superfície. É composto de 80% de rocha e 10% de gelo de água, aproximadamente.

Tabela do Sistema Solar

Cometas

Existem registros destes objetos desde 240 a.C. pelos chineses (cometa de Halley). Estavam sempre associados a guerras, enchentes, pestes, destruição de impérios, etc.
Mais de 800 já foram catalogados e suas órbitas calculadas, sendo 184 periódicos (órbitas menores que 200 anos).

Com poucos quilômetros de extensão, os cometas são pequenos corpos viajando ao redor do Sol em longas órbitas elípticas.

O núcleo, de gelo e gás com pouca poeira, é a única parte substancial sólida do cometa. À medida que o núcleo cometário se move para regiões mais internas do Sistema Solar, a luz do Sol o aquece e o gelo em sua superfície se transforma em vapor, formando a cabeleira ou coma. Uma nuvem de hidrogênio muito rarefeita com milhões de quilômetros circunda o núcleo. O gás da cabeleira, juntamente com partículas de poeira, é empurrado pela pressão de radiação do Sol e pelo vento solar, formando então duas caudas, de poeira e de íons, respectivamente, podendo se estender por mais de uma unidade astronômica (1 u.a. = distância média Terra-Sol = 150.000.000km).

Os cometas geralmente começam a ser vistos quando estão a uma distância similar à de Júpiter, começando a apresentar uma cauda. Em 1987, a sonda Gioto, da Agência Espacial Européia, chegou a 540 quilômetros do cometa Halley, desvendando alguns dos mistérios destes objetos.

Suas órbitas originais estão além de Plutão. Após passarem próximo do Sol ou de algum planeta, estas órbitas podem se alterar, eventualmente, até se chocar com a nossa estrela ou um planeta.

Muitos cometas são descobertos por astrônomos amadores. Duas regiões do Sistema Solar são dominadas pelos cometas. A primeira é conhecida como Cinturão de Kuiper. Este se estende além da órbita de Netuno, indo até, aproximadamente, umas 100 u.a. (Plutão está a cerca de 40 u.a.). Acredita-se que os cometas de curto período se originem nesta região. A perturbação dos planetas gigantes lança estes objetos em direção ao Sol. A segunda região é a Nuvem de Oort (prevista em 1950), com mais de um trilhão de cometas, se estendendo de 30.000 u.a. a até um ano-luz, aproximadamente (um ano-luz = 9,5 trilhões de quilômetros).

Meteoróides, Meteoros e Meteoritos

Girando ao redor do Sol existe um número incontável de pedaços de rochas, cujos tamanhos variam de milímetros a dezenas de metros: são os meteoróides.

Eventualmente colidem com outro astro, podendo produzir crateras. Ao ingressarem na atmosfera terrestre com grandes velocidades, essas rochas são volatizadas pelo atrito tornando-se momentaneamente luminosas, sendo então chamadas meteoros. Se não forem totalmente desintegradas elas atingem o solo e aí são denominadas meteoritos. Um grande número de meteoróides penetra a atmosfera a cada dia.

A maioria destes detritos celestes são provenientes de asteróides e poucos vêm de cometas, da Lua e de Marte.

Como exemplo de crateras produzidas pela queda de meteoritos temos a cratera do Meteoro, nos Estados Unidos, com 1,2km de diâmetro e 200m de profundidade. O objeto que a originou caiu há 50 mil anos.

No Brasil temos uma cratera na serra da Cangalha (Maranhão), visível de avião. O mais famoso meteorito brasileiro, o Bedengó, está em exposição no Museu Nacional, na Quinta da Boavista, e pesa cerca de cinco toneladas.

A queda de um meteorito no México formou uma cratera com mais de 100km de diâmetro, responsável, pelo menos em grande parte, pela extinção dos dinossauros há 65 milhões de anos.

A presença de vegetação, vento e chuva dificulta a visualização e a permanência de crateras. Em planetas e satélites, onde não existe atmosfera, as crateras produzidas permanecem por muito tempo (milhares de anos), pois não há nenhum fenômeno local para destruí-las.

Novos Planetas

Há muito tempo o homem tem procurado planetas fora do Sistema Solar. Nos últimos anos, conseguimos identificar os primeiros astros do gênero. Até o momento (junho de 2007), 236 planetas já foram descobertos, tendo na sua maioria o tamanho aproximado de Júpiter. Recentemente foi descoberto um planeta muito semelhante à Terra. Ele possui cerca de 5 vezes a massa da Terra, seu tamanho é aproximadamente 50% maior, e apresenta temperatura e distância, à estrela à qual gira, que permitem a presença de água líquida. Esses fatos nos levam a cogitar a possibilidades de vida no planeta.

Todos foram descobertos indiretamente, ou seja, não foram vistos através de telescópios. Isso porque são bastante pequenos em comparação com a estrela que orbitam e não possuem luz própria, uma das características dos planetas.

A técnica utilizada para se detectar objetos tão pequenos e tão distantes consiste em observar desvios nos espectros (a impressão digital das estrelas) da estrela observada e, assim, determinar a massa do objeto que a orbita. Este desvio é conhecido como efeito Doppler, o mesmo de uma sirene de ambulância, quando ouvimos barulhos diferentes quando ela se aproxima e se afasta.

Esses planetas confirmam a suspeita dos astrônomos de que bilhões de planetas devem existir em nossa galáxia. É questão de tempo para conhecermos milhares deles.

Atividade: Determinação da Distância entre a Terra e a Lua

Sabendo-se o diâmetro da Lua em quilômetros, é fácil obter-se a sua distância. Para isso, é só determinar o ângulo compreendido pelo limbo lunar.

Procure uma janela que esteja voltada, aproximadamente, ou para o nascente ou para o poente. Numa noite próxima à Lua cheia, cole duas tiras de esparadrapo ou fita isolante paralelas, separadas por 30mm aproximadamente, no vidro da janela. A observação deverá ser feita pouco depois do “nascimento” da Lua, se a janela estiver voltada para o nascente, ou pouco depois antes do seu ocaso, se a janela estiver voltada para o poente.

Agora, com apenas um olho aberto, procure ficar a uma distância tal que a Lua “toque” a parte interna das fitas. Feito isto, marque a posição em que seu olho se encontra com o auxílio da quina de livros empilhados até uma altura conveniente. Meça a distância com a maior precisão possível dos livros até as fitas, assim como a separação da parte interna das fitas.

A distância da Terra à Lua, em quilômetros, é obtida pela relação:

LF / distância da Lua = SF / diâmetro da Lua
SF = separação entre as fitas
LF = distância entre os livros até as fitas
diâmetro da Lua = 3.740km

Atividade: Determinação do Diâmetro do Sol
Qual será o diâmetro do Sol em quilômetros? A experiência é semelhante à anterior.
O nosso astro é muito brilhante e vamos tirar proveito disto para efetuarmos a experiência. Usaremos o princípio da “câmara escura”.

Use um pequeno espelho coberto por um papel preto em que foi previamente feito um furo de aproximadamente 4mm. Agora, projete a imagem refletida do Sol a uns 5 ou 7 metros de distância em um papel branco fixo em uma parede. Meça agora a distância precisa do espelho até a imagem, assim como o diâmetro da mesma. Será necessário apoiar o espelho em algum lugar para se obter uma imagem “imóvel”, por pelo menos alguns segundos, para ser medida.

O diâmetro do Sol, em quilômetros, é dado por: Diâmetro da imagem / Diâmetro do Sol = Distância da imagem ao furo / Distância do Sol à Terra.

Obs.: Alguns céticos duvidam de que esta seja a imagem do Sol. Argumentam também que a imagem é circular porque o furo tem esta forma. Tente fazer furos em forma de triângulos ou quadrados, com as dimensões já especificadas, e terá imagens sempre circulares. O furo circular oferece resultados melhores.

Atividade: Representação do Sistema Solar

Nesta atividade vamos representar a proporção dos tamanhos do Sol e dos planetas, além das distâncias dos planetas ao Sol. É interessante mostrar isso às crianças. Tente fazer num jardim ou numa praça essa representação.

a) Modelos dos Tamanhos
Se o Sol tiver um metro de diâmetro, os planetas terão os seguintes tamanhos:

 
b) Modelos das Distâncias
Suponhamos, agora, que a distância Sol-Terra seja de um metro; as distâncias dos outros planetas e o tempo necessário para um avião chegar ao Sol viajando a 1.000 quilômetros por hora seriam:


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Cálculo dos Dias da Semana

O Que é Um Dia Juliano?

O dia juliano corresponde a uma contagem de dias corridos. Ele foi criado de forma conveniente, estipulando-se o dia primeiro de janeiro de 1975 como dia juliano 2.242.414.

O dia 2 de julho de 2002 (dia em que o Brasil se sagrou pentacampeão) foi o dia juliano 2.452.458 (basta consultar um anuário astronômico para saber isso). Assim, fica fácil calcular quantos dias se passaram entre uma data e outra: 210.044 dias!

Como foi Feito o Cálculo?

Para fazer a conversão de qualquer data para o dia juliano (desde o ano -4712, ou 4713 a.C.), devemos efetuar o seguinte cálculo:

Primeiro, pegamos os números referentes ao dia, ao mês e ao ano.

Se a data a ser calculada possui um mês anterior a março (03), devemos fazer a seguinte correção nos cálculos:
      ano = ano – 1 e mês = mês + 12

Se a data for igual ou posterior a 15/10/1582 (início do Calendário Gregoriano), façamos:
      A = parte inteira de (ano ÷ 100)
      B = parte inteira de (A ÷ 4)
      C = 2 – A + B

Já se a data for igual ou anterior a 4/10/1582 (fim do Calendário Juliano):
      C = 0

Com estes cálculos em mãos, façamos:
      D = parte inteira de [365,25 x (ano + 4716)]
      E = parte inteira de [30,6001 x (mês + 1)]

O dia juliano será então o resultado de:
     dia juliano = D + E + dia + C – 1524

Para saber então qual é o dia da semana, pegamos o dia juliano calculado e dividimos por 7. De acordo com o resto desta divisão o dia será:
     segunda-feira, se o resto = 0;
     terça-feira, se o resto = 1;
     quarta-feira, se o resto = 2;
     quinta-feira, se o resto = 3;
     sexta-feira, se o resto = 4;
     sábado, se o resto = 5;
     domingo, se o resto = 6.

(Este algoritmo foi desenvolvido por Henrique Luiz Wilbert.)


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Quantas Estrelas Podemos Ver a Olho Nu?

Alguns poderão dizer milhares, outros milhões. Na verdade não são tantas, mesmo sob excelentes condições atmosféricas.

Propomos uma atividade bastante simples para estimar quantas estrelas podemos ver a olho nu. Naturalmente a poluição, o excesso de iluminação, além da altura da estrela em relação ao horizonte interferem no resultado.

Não vamos contar todas as estrelas individualmente, e sim tirar uma amostragem pelo número de estrelas visíveis em pequenas áreas do céu e projetar para toda a esfera celeste.

Para isso tomemos um tubo de plástico ou papelão, de modo que o comprimento seja umas dez vezes o diâmetro interno.

À noite, a céu aberto, coloque um dos olhos em uma das extremidades do tubo, aponte-o aleatoriamente para o céu, e conte o número de estrelas visíveis no campo. Não mova o tubo “procurando estrelas”. Feito isso, aponte para outra região e conte novamente. Faça isso umas 10 vezes (variando sempre a região do céu). Tire agora a média dos apontamentos.
A área de uma esfera de raio L é dada por: 4p L2
A área coberta pela abertura D é dada por: p (D/2)2.

A fração da esfera celeste que será observada por apontamento é dada por: (p (L/2)2)/(4pL2).

Então, para conhecer o número de estrelas visíveis naquele momento (metade da esfera celeste), multiplique o número médio dos apontamentos por:
8(L/D)2.

Nas noites bem transparentes, longe das cidades, vemos entre 2.500 a 3.000 estrelas na semi-esfera celeste. Já em um centro urbano, esse número cai para 1.000 ou 1.500 estrelas. Esta atividade pode ajudar a acompanhar o efeito da poluição luminosa e atmosférica.

 


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Buracos Negros

Buracos negros não são buracos. E tampouco são negros. Pronto! É isso. Se um leitor apressado decidir ler apenas as primeiras frases de cada artigo, já terá captado o cerne deste aqui. Mas quero crer que nossos leitores não têm pressa e ficariam muito decepcionados se só ficássemos nisso.

Buracos negros são objetos astrofísicos cuja gravidade é tão forte que aprisiona a própria luz. A palavra chave aqui é “aprisiona”. Qualquer objeto que exerça força da gravidade atrai a luz. A Terra o faz, assim como o Sol e qualquer outra estrela. Mas a luz é tão rápida que somente um buraco negro é capaz de aprisioná-la de fato. Nas imediações da Terra (e do Sol e de qualquer outro objeto com massa), a luz sofre uma certa deflexão; ela muda sua trajetória devido à gravidade. Na vizinhança de um buraco negro, esta curva feita pelo raio de luz, devido à força da gravidade, é tão acentuada que a trajetória é interrompida e a luz “cai” em direção ao objeto que a atraiu.

Em termos relativísticos, o espaço-tempo em torno de um buraco negro é tão retorcido que a luz se vê aprisionada, não conseguindo atingir potenciais observadores. Mas a idéia por trás desse conceito, objetos que aprisionam a luz, é bem mais antiga que a Teoria da Relatividade. Um dos primeiros a propô-la foi o geólogo inglês John Michell, ainda em 1783.

Para falar sobre isso, precisamos explicar o que é a velocidade de escape.

Velocidade de escape é a velocidade que um projétil deve ter quando arremessado da superfície de um corpo celeste, na direção vertical, para que consiga escapar da atração gravitacional. Ela depende da massa e do raio do objeto celeste em questão; para a Terra, a velocidade de escape é de 11km/s. Ou seja, se arremessarmos um objeto qualquer para cima com uma velocidade inicial menor do que 11km/s (cerca de 40.000km/h), ele subirá até certo ponto e cairá de volta para a superfície da Terra. Se o fizermos com velocidade superior à velocidade de escape, nosso projétil se perderá no espaço, jamais retornando ao nosso planeta.

(Atenção: não é com essa velocidade que um foguete sobe ao espaço! O foguete tem um motor, e vai acelerando ao longo do tempo. A velocidade de escape se refere a um projétil, isto é, algo que será arremessado e depois deixado à própria sorte.)

A velocidade da luz no vácuo é de cerca de 300.000km/s (no ar tem aproximadamente esse valor também). Como a velocidade da luz é maior do que a velocidade de escape da Terra, nosso planeta não consegue aprisionar um raio de luz. A velocidade de escape do Sol é de 618km/s; nossa estrela também não consegue segurar raios de luz em sua própria superfície.

A pergunta natural é: o que aconteceria se um objeto celeste possuísse velocidade de escape maior do que a velocidade da luz? A luz não conseguiria escapar dele! Poderia até subir um pouco, rumo ao espaço, mas invariavelmente retornaria ao chão. Tal objeto, visto de longe, seria negro, pois não estaria emitindo qualquer tipo de radiação. Ou seja: por definição, jamais conseguiríamos observá-lo. Prever teoricamente algo que nunca poderá ser visto é bastante confortável.

A idéia de um buraco negro clássico nunca passou de uma mera curiosidade.

Mais de um século depois de Michell, Albert Einstein revolucionou a Física com a sua Teoria da Relatividade. Em 1915, na Relatividade Geral, Einstein descreveu a interação gravitacional entre os corpos não como uma força (como fazia Newton), mas como uma distorção no espaço e no tempo.

Para Einstein, a Terra orbita o Sol não porque este exerce uma força sobre ela, mas sim porque a simples presença desta estrela deforma o espaço ao seu redor e, portanto, a Terra não tem outra opção que não seja descrever uma elipse. Einstein descreveu essa idéia matematicamente, construindo uma equação tensorial que relacionava a quantidade de matéria e energia de uma região com sua geometria. O físico John Wheeler explicava bem isso dizendo que “o espaço diz à matéria como se mover e a matéria diz ao espaço como se curvar”.

Mas Einstein estava interessado em soluções cosmológicas. As distribuições de matéria que ele queria estudar eram em grande escala, e, portanto, a geometria que suas equações descreviam era a geometria do Universo como um todo.

Karl Schwarzschild, no mesmo ano em que a Relatividade Geral ficou pronta, usou a equação de Einstein para descrever como o espaço se curvaria na presença de um objeto esférico com massa (ou seja, nos arredores de uma estrela ou de um planeta). Para sua surpresa, se um objeto fosse massivo o suficiente, as curvas feitas pelos raios de luz seriam curvas fechadas. A luz seria aprisionada!

A Relatividade redescobriu a solução de Michell. Ainda assim, ela era uma mera curiosidade científica, pois as condições de densidade que um objeto deveria ter para provocar tais anomalias no espaço ao seu redor simplesmente não eram observadas na Natureza.

Mas então surgiu a Astrofísica com a sua teoria de evolução estelar. Tomando conceitos da Relatividade Especial e da Mecânica Quântica, a serviço das constatações observacionais, descobriu-se, na primeira metade do século XX, que as estrelas sofrem um processo de evolução. A vida de uma estrela é um constante cabo-de-guerra entre duas forças: a força da gravidade, que quer implodir tudo rumo ao centro, e as explosões nucleares em seu interior, que querem espalhar tudo pelo espaço. Em uma estrela como o Sol, por exemplo, essas duas forças estão em equilíbrio.

Mas as explosões nucleares que geram a energia de uma estrela e contrabalançam sua força de gravidade, consomem combustível (na maioria dos casos, hidrogênio). Esse combustível existe em enormes quantidades, mas invariavelmente acaba. Quando a estrela esgota seu combustível nuclear, a força da gravidade finalmente prevalece e a estrela começa a desabar sobre si mesma.

Estrelas com muita massa desabam muito violentamente. Suas camadas externas ricocheteiam de encontro ao núcleo e são violentamente expelidas. Esse fenômeno é chamado de explosão supernova, ou simplesmente supernova. O núcleo dessa estrela, por sua vez, é tão comprimido que seus componentes se degeneram; o que sobrou dessa estrela torna-se uma estrela de nêutrons.

Mas o colapso pode ser ainda mais violento e o núcleo desnudado da estrela pode atingir uma densidade inimaginável. Tal objeto forneceria facilmente as condições necessárias para produzir a geometria proposta por Schwarzschild. Enfim, a idéia de que um objeto poderia capturar a luz não era apenas uma curiosidade matemática!

Como não só o espaço, mas também o tempo, sofre os efeitos da gravidade, próximo a um objeto desses o tempo não passaria (o mesmo efeito que experimentaria um observador que viajasse com a velocidade da luz). Por isso mesmo, tais objetos foram chamados, pela maior parte dos astrofísicos, de estrelas congeladas. Os físicos preferiam um nome auto-explicativo: objetos totalmente colapsados gravitacionalmente. Muito longo.

E então John Wheeler, meio de brincadeira, meio a sério, sugeriu o nome: buracos negros. Fez isso constatando que, se a luz jamais lhe escapa, o objeto visto de longe seria realmente negro. E aproveitando uma analogia muito comum (e equivocada) entre os professores de Física que comparam a curvatura do espaço, devido à gravidade, à inclinação de uma ladeira, Wheeler sugeriu que a máxima curvatura possível seria o equivalente a um poço sem fundo. Um buraco. Estava batizado o buraco negro.

Mas um buraco negro obviamente não é um buraco. Ele é um objeto astrofísico de dimensões pequenas e grande massa; o núcleo desnudado de uma estrela que já morreu. E hoje sabemos que ele não é negro também!

Não é negro pois evapora, emitindo o que hoje chamamos de radiação de Hawking (em homenagem a Stephen Hawking, o físico britânico que primeiro teve essa idéia). A radiação de Hawking nasce a partir do Princípio da Incerteza de Heinsenberg, uma das pedras fundamentais da Mecânica Quântica. Tal princípio afirma que existem conjuntos de grandezas físicas que estarão para sempre ligados, e que jamais poderemos conhecer seus valores com precisão absoluta. Um desses conjuntos é o tempo e a energia.

Segundo o Princípio da Incerteza, jamais poderemos saber com certeza absoluta o valor da energia em um instante exato de tempo. Se considerássemos essa hipótese, a incerteza de ambas as grandezas seria zero, e isso não pode acontecer. Se quisermos fixar um instante de tempo exato (incerteza zero), precisamos ignorar completamente o valor da energia (incerteza absoluta). Se quisermos precisar o valor da energia, precisamos ignorar o instante temporal. Na prática, a Mecânica Quântica trabalha com probabilidades e margens de erro, usando incertezas finitas para ambas as grandezas.

Segundo o Princípio da Incerteza, portanto, não podemos dizer que o vácuo tem energia nula. Ao longo da vida do Universo (incerteza absoluta no tempo), podemos afirmar que o vácuo tem energia zero (exatamente zero, sem qualquer incerteza!). Mas em um determinado instante (incerteza zero no tempo), não podemos saber qual é a energia do vácuo. Assim, quanto menor o intervalo de tempo medido, maior pode ser a energia do vácuo. Em intervalos muito pequenos, o vácuo pode ter energia absurda. E, segundo a famosa equação de Einstein E=mc2, uma grande quantidade de energia pode espontaneamente dar origem à massa!

Massa pode surgir do nada, graças ao Princípio da Incerteza. Essa massa aparece como um par de corpúsculos, uma partícula e uma antipartícula. Esse par tem vida efêmera e logo se aniquila, “devolvendo” a energia do vácuo. Na média, ao longo do tempo, o vácuo realmente tem energia zero!

Mas se esse fenômeno acontece na borda de um buraco negro, um desses corpos pode ser capturado e, então, o par não se aniquila. Se a partícula for capturada pelo buraco negro, nada demais acontece, pois ela se somará à massa do buraco negro e sua antipartícula, que escapou, logo se aniquilará, pois o Universo é repleto de outras partículas. O vácuo terá sua energia de volta, e o buraco negro ganhou uma partícula a mais.

No caso de a antipartícula ser capturada, ela aniquilará uma partícula dentro do buraco negro. A energia que surgir ficará prisioneira, não podendo escapar da gravidade do buraco negro. A partícula que escapou dificilmente encontrará uma antipartícula no Universo e, portanto, não se aniquilará. Para todos os efeitos, o buraco negro perdeu uma partícula e o Universo ganhou uma partícula. Isso é a evaporação do buraco negro. Isso é a radiação de Hawking.

Buracos negros não são buracos e não são negros! Quem diria. cala