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Fases da Lua

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Fases da Lua A Lua, denominada Luna pelos romanos e Selene pelos gregos na antiguidade, é o único satélite natural da Terra e o astro mais brilhante do céu noturno. A sonda Soviética Luna 2 a visitou pela primeira vez em 1959, sendo o único corpo extraterrestre a ser visitado por humanos. A primeira aterragem ocorreu em 20 de Julho de 1969, com Neil Armstrong tornando-se o primeiro homem a pisar em sua superfície, seguido por Edwin Aldrin, ambos da missão Apollo 11; a última visita foi em Dezembro de 1972. As fases da Lua correspondem aos diferentes aspectos pelos quais ela se apresenta no céu ao longo de um mês, não sendo causadas pela projeção da sombra da Terra sobre a Lua, como alguns podem pensar, mas sim pela visualização enquanto ela orbita ao redor da Terra (posição relativa entre Lua, Terra e Sol). Esse fenômeno é observável simultaneamente em todo o globo terrestre, assim quando é Lua cheia no Brasil, também da mesma maneira é lua cheia em Portugal. Durante o quarto crescente, metade do hemisfério da Lua está iluminada e voltada para a Terra, às vezes assumindo uma forma semelhante a um “C” para o hemisfério sul. Na fase cheia, toda a sua parte iluminada está direcionada para a Terra. No quarto minguante, a outra metade do hemisfério iluminado está voltada para a Terra. Aqui está uma representação das quatro fases principais da Lua. No entanto, as fases da Lua são um processo contínuo na Astronomia. Essas fases são definidas pela fração iluminada do disco lunar voltado para a Terra, que pode ser expressa em percentagem ou de outra forma. Na fase nova, essa fração é nula, 0,5 (ou 50%) no quarto crescente, 1,0 (ou 100%) na fase cheia e novamente 0,5 no quarto minguante. Outro conceito astronômico relevante é o ângulo Sol-Lua-Terra, chamado de ângulo de fase, cujo vértice é a própria Lua. Esse ângulo é próximo de 180° durante a Lua nova, 90° no quarto crescente, próximo de zero na fase cheia e novamente 90° no quarto minguante. Translação da Lua O período sideral é o intervalo de tempo que a Lua leva para dar uma volta completa em torno do centro de massa do sistema Terra-Lua, quando observado a partir do referencial das estrelas. Esse período é de 27 dias, 7 horas, 43 minutos e 12 segundos solares. Por outro lado, o período sinódico, ou lunação, é o intervalo entre duas fases iguais consecutivas (como duas fases cheias), medido em relação ao referencial terrestre. Uma lunação tem a duração de 29 dias, 12 horas, 44 minutos e 3 segundos solares, sendo maior que o período sideral. Esse período sinódico é a base dos calendários lunares utilizados pelos muçulmanos e judeus. A órbita da Lua não é circular, mas sim elíptica. Em um dos focos dessa elipse está o centro de massa do sistema Terra-Lua, não o centro da Terra, como poderíamos supor. A distância entre os centros da Lua e da Terra varia de 357.300 km a 407.100 km, e a velocidade média de translação da Lua é aproximadamente 3.700 km/h. Rotação da Lua e sua Face Oculta Além de orbitar a Terra, a Lua também realiza um movimento de rotação em torno de seu próprio eixo. Esse movimento rotacional da Lua segue a mesma direção de seu movimento orbital. Devido à sincronização entre seu movimento orbital e sua rotação, a Lua sempre apresenta a mesma face voltada para a Terra, resultado de um equilíbrio dinâmico evolutivo. Seu período de rotação é idêntico ao seu período sideral de translação: um dia lunar equivale a cerca de 27 dias solares da Terra. Vale destacar que a face oculta da Lua não corresponde a 50% de sua superfície. Na realidade, não há um lado permanentemente escuro na Lua; o que existe é um lado permanentemente voltado para a Terra e outro voltado permanentemente para o espaço, ambos igualmente iluminados pelo Sol. Formação da Lua Durante o período Hadeano, entre 4,57 e 3,85 bilhões de anos atrás, a Terra foi atingida por um objeto do tamanho de Marte chamado Theia. Essa colisão teria resultando na completa desintegração de Theia e na expulsão de parte do material magmático da Terra primitiva. Esse material condensado formou um único corpo, que acabou sendo capturado pelo campo gravitacional da Terra. Essa teoria ficou conhecida como “Big Splash” (Grande Impacto). Importância da Lua para a Terra A presença da Lua desempenha um papel crucial na estabilização do eixo da Terra. Caso não estivesse presente, a Terra enfrentaria oscilações significativas em sua obliquidade, o que provavelmente teria impedido o desenvolvimento de vida em nosso planeta. Eclipses Um eclipse ocorre sempre que um objeto entra na sombra de outro. Assim, quando a Lua passa pela sombra da Terra, ocorre um eclipse lunar, e quando a Terra é coberta pela sombra da Lua, acontece um eclipse solar. As órbitas da Terra ao redor do Sol e da Lua ao redor da Terra não estão alinhadas no mesmo plano. Caso contrário, teríamos um eclipse lunar a cada Lua Cheia e um eclipse solar a cada Lua Nova. O plano da órbita lunar está inclinado a 5,2° em relação ao plano da órbita terrestre. Portanto, os eclipses só ocorrem quando a Lua está nas fases de Lua Cheia ou Nova e quando o Sol está posicionado sobre a linha dos nodos. Essa linha representa a interseção entre o plano da órbita terrestre ao redor do Sol e o plano da órbita lunar ao redor da Terra. O Homem na Lua Em 20 de julho de 1969, Neil Armstrong fez história ao se tornar o primeiro homem a pisar na superfície da Lua. Ele foi seguido por Edwin Aldrin, ambos membros da missão Apollo 11. Após a separação dos módulos da Apollo, enquanto Michael Collins permanecia no Módulo de Comando Columbia em órbita a cem quilômetros acima do satélite, Armstrong e Aldrin iniciaram sua descida ao Mar da Tranquilidade a bordo do Módulo Lunar Eagle. Selenografia A

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Estações do Ano e Fuso Horário

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Estações do Ano e Fuso Horário O movimento anual da Terra ao redor do Sol está vinculado as estações do ano, sendo que a trajetória circular anual do Sol está inclinada em cerca de 23,5° em relação ao plano do equador celeste. Essa inclinação tem impacto direto na iluminação do nosso planeta ao longo do ano, influenciando as variações climáticas que resultam nas diferentes estações. Uma consequência desse fenômeno é a ocorrência de estações opostas nos hemisférios terrestres. Enquanto o hemisfério sul vivencia o verão, o hemisfério norte está no inverno, e vice-versa. Na eclíptica o que está associado às estações e a duração dos dias e das noites são o Solstício e o Equinócio. Essa trajetória é denominada eclíptica porque é nela que a Lua se posiciona durante um eclipse. Vale ressaltar que essa trajetória é quase circular. Solstício Durante essa época do ano, os raios solares incidem de forma mais oblíqua sobre o hemisfério sul da Terra, resultando em uma menor quantidade de calor. Esse momento é conhecido como solstício do inverno austral, onde “solstício” significa que o Sol parece ficar parado (do latim: solstitium). A noite do solstício do inverno austral é a mais longa do ano. Após esse solstício, tanto os dias civis quanto os astronômicos começam a aumentar gradualmente em duração. Por outro lado, no solstício de verão austral, que ocorre por volta do dia 21 de dezembro, o hemisfério sul experimenta o “dia claro” mais longo do ano, pois o Sol alcança sua posição mais ao sul em relação ao equador celeste. Durante o verão, os raios solares incidem de maneira menos oblíqua, especialmente em áreas próximas ao Trópico de Capricórnio, resultando em maior insolação. Após o solstício de verão, os dias claros gradualmente diminuem em duração novamente. Em dois momentos intermediários especiais, por volta dos dias 22 de setembro e 20 de março, ocorrem os equinócios de primavera e outono. Nessas datas, tanto o “dia claro” quanto a noite têm a mesma duração em todo o globo terrestre. Equinócio A palavra “equinócio”, de origem latina, significa que as noites têm uma duração igual. Os equinócios acontecem quando o Sol está sobre o círculo do equador celeste, movendo-se do hemisfério celeste norte para o sul no equinócio da primavera austral, e fazendo o caminho oposto no equinócio do outono austral. Durante esses dias, ambos os hemisférios terrestres recebem a mesma quantidade de radiação solar. Do início do outono austral até o fim do inverno, os dias são mais curtos do que as noites (com a noite mais longa ocorrendo no início do inverno). Já do início da primavera ao fim do verão, essa situação se inverte (com o dia mais longo acontecendo no início do verão). Em sequência, para o hemisfério sul da Terra, temos o equinócio de outono em 20 ou 21 de março, o solstício de inverno entre 21 e 23 de junho, o equinócio de primavera em 22 ou 23 de setembro e o solstício de verão entre 21 e 23 de dezembro. Hora Solar e Fuso Horário O Sol alcança sua posição mais alta no céu ao meio-dia solar, mas isso ocorre em momentos distintos para cada meridiano terrestre, à medida que a Terra gira em torno de si mesma. Enquanto em um lugar específico o Sol está no ponto mais alto, em outros lugares ele já passou ou ainda está por passar por esse ponto. Da mesma forma, enquanto o Sol está nascendo no horizonte em alguns locais, em outros ele está se pondo. Assim, a hora solar é local e é indicada diretamente por um relógio solar. Além disso, o Sol não se move com a mesma velocidade ao longo de sua trajetória aparente anual ao redor da Terra. Para compensar essa variação, foi desenvolvida a hora solar média, baseada no movimento uniforme de um Sol fictício. A diferença entre a hora solar média e a hora solar verdadeira é chamada de Equação do Tempo, que pode resultar em até 15 minutos a mais ou a menos. Essa equação decorre do fato de que a velocidade da Terra em sua órbita elíptica ao redor do Sol não é constante, como observado por Kepler. Cada fuso horário corresponde a uma faixa de longitude terrestre de 15° (ou 1 hora), onde a hora civil ou legal é baseada na hora solar média do meridiano central desse fuso. O meridiano de origem (longitude = 0 horas) dos os fusos horários é o que passa pelo Observatório de Greenwich, escolhido por razões históricas. O Brasil possui quatro fusos horários: Fuso Horário Locais – 2 horas Fernando de Noronha e Ilhas Oceânicas – 3 horas Brasília e a maioria dos estados – 4 horas para os estados de RO, RR, MS, MT, parte oeste do Pará e a parte leste do Amazonas – 5 horas para o Acre e o extremo oeste do Amazonas

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Pontos Cardeais

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Pontos Cardeais Os pontos cardeais, como o próprio nome indica, são pontos de referência que permitem localizar qualquer lugar na superfície da Terra. Eles são o Norte e o Sul, que apontam na direção dos polos terrestres; o Leste e o Oeste, que indicam o lado onde o Sol nasce e se põe, respectivamente, cruzando a linha Norte-Sul. É importante ressaltar que o Leste e o Oeste não são sempre direcionados para o exato ponto onde o Sol nasce ou se põe, mas sim para o lado do nascente e do poente. Ao longo do ano, o Sol nasce em diferentes pontos no lado do nascente e se põe em diferentes pontos no lado do poente. Portanto, não podemos afirmar que o Sol sempre nasce exatamente a Leste e sempre se põe exatamente a Oeste. A diferença entre o nascente (onde o Sol nasceu) e o Leste verdadeiro pode variar consideravelmente, dependendo da época do ano. Coordenadas Geográficas Outros conceitos importantes para a localização na Terra são as coordenadas geográficas, latitude e longitude. Latitude e longitude são sistemas de coordenadas utilizados para determinar a localização de qualquer lugar na Terra. As linhas de latitude se estendem no sentido leste-oeste da superfície terrestre, enquanto as linhas de longitude vão no sentido norte-sul. Embora sejam linhas imaginárias, elas estão representadas em todos os mapas e globos terrestres, como se fossem linhas reais. As linhas de latitude são conhecidas como paralelos, pois circundam a Terra de forma paralela ao Equador, que é uma linha imaginária localizada exatamente na metade do caminho entre os polos norte e sul. Por sua vez, as linhas de longitude, também chamadas de meridianos, circundam a Terra de polo a polo, cortando as linhas de latitude. Tanto a latitude quanto a longitude são medidas em graus, minutos e segundos. Juntas, essas coordenadas podem indicar com precisão a localização de qualquer ponto na Terra. A Latitude de um lugar é a distância angular que o separa do equador, medida em graus, minutos e segundos, sobre o meridiano desse lugar, podendo variar entre 0° e 90° para Norte ou para Sul. A longitude de um lugar é a distância angular entre o meridiano que passa pelo local e o meridiano de Greenwich, medida em graus, minutos e segundos sobre o paralelo que passa pelo lugar, podendo variar entre 0° e 180° para leste ou Oeste. Gnômon O gnômon é possivelmente o mais antigo instrumento astronômico criado pelo homem. Em sua forma mais simples, consiste em uma vara fincada no chão, geralmente na posição vertical. Observar a sombra projetada por essa vara, causada pelos raios solares, permite determinar a posição do Sol no céu ao longo do tempo. É perceptível que o comprimento das sombras de um gnômon durante o dia diminui da manhã até o meio-dia solar verdadeiro, quando o Sol atinge sua posição mais elevada no céu, cruzando o meridiano celeste local, e depois aumenta à medida que a tarde avança. O segmento da sombra mínima do gnômon (na vertical) em um dia ensolarado está alinhado com o meridiano local, fornecendo a direção Norte-Sul, Isso ocorre ao meio-dia, e a direção em que a sombra está nesse instante é chamada de Linha do Meio-dia ou linha meridiana. Além do uso do gnômon, as estrelas e constelações também são utilizadas para orientação. Um exemplo disso é o Cruzeiro do Sul, que pode ser empregado para localizar o lado sul; para isso, é necessário estender 4,5 vezes a extensão da haste mais longa da Cruz, formada por Acrux e Gacrux, conforme ilustrado na figura.

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Coordenadas Astronômicas

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Coordenadas Astronômicas Coordenadas Altazimutais Também conhecidas como coordenadas horizontais, são um sistema de referência centrado no observador. Nesse sistema, a posição de uma estrela específica é descrita por dois parâmetros: a altura (h) e o azimute (A). Coordenadas Equatoriais O sistema de coordenadas equatoriais, por se basear na esfera celeste em si, é mais universal e não depende da posição do observador em relação à superfície terrestre. Ele é definido por dois parâmetros: ascensão reta (AR) e declinação (Dec).

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Cartas Celestes

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Cartas Celestes As cartas celestes são uma representação gráfica do céu, e servem para identificar objetos celestes, como estrelas e constelações, podendo até ser usadas na orientação na navegação. Essas cartas são elaboradas em termos do sistema de coordenadas equatoriais, que é mais universal. Elas adotam a perspectiva de um observador situado sob a esfera celeste, onde as direções cardeais correspondentes são: Ponto Cardeal Posição na Carta Norte Topo da carta Sul Extremidade inferior da carta Leste Esquerda Oeste Direita As cartas celestes geralmente apresentam apenas estrelas, embora às vezes possam incluir as posições de galáxias ou nebulosas. Utilizar uma carta celeste é muito simples e requer apenas que o observador esteja familiarizado com o céu que está observando. Uma maneira bastante intuitiva de acompanhar a descrição da carta é imaginá-la posicionada acima da cabeça do observador, paralela ao zênite. Dessa forma, as direções fornecidas pela carta celeste se alinham perfeitamente com aquelas identificadas com os pontos cardeais no local de observação. Constelações As constelações são conjuntos visíveis de estrelas que os astrônomos da antiguidade conceberam como formando figuras de pessoas, animais ou objetos. Existem 88 constelações, que podem ser classificadas em: Classificação Localização Austrais que se localizam no hemisfério celeste sul Boreais que se localizam no hemisfério celeste norte Zodiacais que são cortadas pela eclíptica, localizando-se próximas dos limites entre os hemisférios norte e sul celestes Equatoriais que são cortadas pelo equador celeste Circumpolares Norte e Sul próximas aos polos Asterismo Em astronomia, um asterismo é um padrão reconhecível de estrelas visível no céu noturno da Terra. Esse padrão pode estar contido em uma constelação oficial ou ser formado por estrelas de várias constelações diferentes.

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Como Ariscarco calculou a distância entre a Terra e a Lua 2 mil anos atrás

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Como Ariscarco calculou a distância entre a Terra e a Lua 2 mil anos atrás Sabia que há mais de 2.200 anos, um astrônomo e matemático grego chamado Aristarco de Samos calculou a distância entre a Terra e a Lua? Ele realizou essa proeza através da observação de um eclipse lunar e utilizando apenas matemática, uma vela e uma moeda. Aristarco de Samos viveu entre os anos 310 a.C. e 230 a.C. Ele fez importantes contribuições na área da Matemática e foi o primeiro cientista a propor que a Terra girava em torno do Sol e de seu próprio eixo. No entanto, sua grande obra foi intitulada “Sobre os tamanhos e distâncias entre o Sol e a Lua”. A vida de um cientista naquela época certamente não era fácil. Mesmo sem telescópio, astrolábio e internet, Aristarco de Samos dedicou-se ao cálculo dos tamanhos e distâncias entre a Terra, a Lua e o Sol. Para isso, ele fez uso de toda a tecnologia disponível, um pouco de matemática e muita criatividade. Segurando uma moeda em sua mão, Aristarco apontou-a na direção da Lua e a posicionou de forma a cobrir completamente o astro. Em seguida, ele mediu a distância entre a moeda e seu olho, que correspondia a 108 vezes o diâmetro da moeda. Baseando-se no princípio da semelhança entre triângulos, ele concluiu que a Lua deveria estar a uma distância de 108 vezes o seu próprio diâmetro. Mas qual seria o diâmetro da Lua? Para determinar o tamanho da Lua, Aristarco realizou uma observação durante um eclipse lunar e calculou o diâmetro da sombra da Terra projetada na Lua. Ele fez esse cálculo medindo o tempo que a Lua levava para entrar e sair da sombra da Terra. O período em que a Lua entra na sombra corresponde ao tempo necessário para percorrer seu próprio diâmetro, enquanto o período até ela sair completamente da sombra representa o tempo em que percorre o diâmetro dessa sombra. Dessa forma, Aristarco calculou que a sombra da Terra tinha aproximadamente o dobro do diâmetro da Lua. No entanto, ainda não sabíamos qual era o diâmetro da Lua. Por uma coincidência, o Sol e a Lua possuem aproximadamente o mesmo tamanho aparente no céu. Os gregos já haviam percebido isso, pois durante os eclipses solares totais, a Lua cobria completamente o Sol por alguns instantes. Aristarco pôde aproveitar essa relação e utilizar a mesma proporção de 108 vezes o diâmetro do objeto. De fato, era improvável esperar que Aristarco fornecesse uma distância em quilômetros. Naquela época, a unidade de medida “quilômetro” ainda não existia, uma vez que o sistema métrico decimal só foi estabelecido no século XVII, e a humanidade ainda teria que esperar alguns anos para descobrir o diâmetro da Terra.  Além disso, naquela época, não havia relógios ou ampulhetas disponíveis. Portanto, para medir a duração do eclipse, Aristarco utilizou uma vela acesa e observou quanto ela queimava durante cada fase do evento. Considerando que a vela queimava de forma constante, ele conseguiu converter a medida do comprimento queimado da vela em uma medida de tempo. Fica evidente a dificuldade de obter medidas precisas com a tecnologia disponível na época. Por causa disso, os cálculos de Aristarco não foram tão exatos. Na realidade, a Lua é 3,7 vezes menor que a Terra e está a uma distância de cerca de 30 diâmetros terrestres. No entanto, é impressionante notar que, mesmo com tantas limitações, Aristarco se aproximou bastante dos valores reais. Não é nada ruim, considerando que a estimativa anterior era de que o diâmetro da Lua seria 72 vezes menor que o da Terra. Poucos anos depois, Eratóstenes calculou o diâmetro do nosso planeta, o que deu maior precisão aos cálculos de Aristarco de Samos. Isso contribuiu para obter valores mais concretos e confiáveis.

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Esfera Celeste

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Esfera Celeste Qualquer pessoa ao observar o céu de um local descampado percebe que está no centro de um grande hemisfério celeste. Esse tipo de visualização do céu contribuiu para a concepção do geocentrismo grega e os mesmos cunharam o termo esfera celeste. Em Astronomia o céu é idealizado como uma grande esfera, Esfera Celeste, ou abóbada celeste, que está centrada na Terra. A esfera celeste seria uma superfície esférica imaginaria que envolve a Terra. Nesta superfície localizamos os corpos celestes. Note que esfera celeste é uma projeção da superfície da Terra no espaço. Esta abordagem geocêntrica desenvolvida pelos gregos antigos ainda é utilizada até hoje para localizar os astros. A seguir, Alguns planos e pontos na esfera celeste, que são úteis para a determinação da posição dos astros no céu. Horizonte É um plano tangente à Terra no lugar em que se encontra o observador. Como o raio da Terra é desprezível frente ao raio da esfera celeste, considera-se que o Horizonte é um círculo máximo da esfera celeste. Ou seja, que passa pelo centro da esfera, dividindo a esfera celeste em dois hemisférios, o das estrelas visíveis e o das invisíveis, naquele momento e naquele lugar. Zênite Ponto no qual a vertical do lugar, perpendicular ao horizonte, intercepta a esfera celeste, acima da cabeça do observador. Nadir Ponto diametralmente oposto ao Zênite. Equador Celeste Círculo máximo em que o prolongamento do equador da Terra intercepta a esfera celeste. Polo Norte Celeste Ponto em que o prolongamento do eixo de rotação da Terra intercepta a esfera celeste, no hemisfério norte. Polo Sul Celeste Ponto em que o prolongamento do eixo de rotação da Terra intercepta a esfera celeste, no hemisfério sul. Círculo Horário ou Meridiano Qualquer círculo máximo da esfera celeste que contém os dois polos celestes. O meridiano que passa pelo Zênite se chama meridiano local. Paralelo Qualquer círculo da esfera celeste paralelo ao equador celeste. É também chamado círculo diurno. Eclíptica Devido ao movimento de translação da Terra em torno do Sol, o Sol aparentemente se move entre as estrelas, ao longo do ano, descrevendo uma trajetória na esfera celeste chamada Eclíptica. A Eclíptica é um círculo máximo que tem uma inclinação de 23°27′ em relação ao Equador Celeste. É esta inclinação que causa as estações do ano. Zodíaco O zodíaco é uma faixa do céu limitada por dois paralelos de latitude celeste: um a 8° ao norte e o outro a 8° ao sul da Eclíptica (círculo máximo da Esfera Celeste que representa o movimento aparente anual do Sol ) por onde se deslocam o Sol, a Lua e os planetas.

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Isaac Newton

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Isaac Newton Isaac Newton nasceu em 4 de janeiro de 1643 (observação: essa data corresponde ao calendário gregoriano, adotado na Inglaterra em 1752, enquanto no calendário juliano usado anteriormente, sua data de nascimento teria sido em 25 de dezembro de 1642), em Woolsthorpe, Lincolnshire, Inglaterra. Inicialmente, Newton dedicou-se ao estudo do direito em Cambridge. Durante seu tempo lá, ele imergiu na filosofia de Aristóteles, Descartes, Gassendi e Boyle, além de explorar a nova álgebra e geometria analítica de Viète, Descartes e Wallis. A mecânica astronômica de Copérnico e Galileo, juntamente com a ótica de Kepler, também o cativaram. Seu primeiro trabalho como professor foi na área da óptica. Newton argumentou que a luz branca era uma composição de diferentes tipos de raios refratados em ângulos distintos, resultando em diferentes cores espectrais. Ele erroneamente concluiu que telescópios com lentes refratoras sempre sofreriam de aberração cromática, levando-o a propor e construir um telescópio refletor. Em 1666, a genialidade de Newton o levou a imaginar que a força centrípeta na Lua era derivada da atração gravitacional da Terra. Utilizando sua lei para a força centrípeta e a terceira lei de Kepler, Newton deduziu a lei da gravitação. Incentivado por Halley, Newton escreveu um trabalho abrangente sobre sua nova física e sua aplicação à astronomia. Em menos de dois anos, ele havia escrito os dois primeiros volumes do “Principia”, apresentando leis gerais e suas aplicações em diversos campos. Somente no terceiro volume, ele aplicou suas leis ao movimento dos corpos celestes. Em 1687, seu trabalho “Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica”, mais conhecido como “Principia”, foi publicado. Lei da Gravitação Universal A partir dos princípios estabelecidos por Galileu e Kepler, Newton formulou sua teoria da gravitação, conhecida como a Lei da Gravitação Universal. Essa lei afirma que todos os corpos massivos exercem uma atração mútua proporcional às suas massas e inversamente proporcional ao quadrado da distância entre eles. Matematicamente, essa lei pode ser expressa por:

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Galileu Galilei

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Galileu Galilei Galileo Galilei, nascido em 15 de fevereiro de 1564, na cidade de Pisa, filho de Vincenzo Galilei, um músico alaudista reconhecido por seus estudos sobre a teoria musical, e Giulia Ammannati de Pescia. Em maio de 1609, Galileo ouviu falar de um dispositivo de visualização à distância criado pelo holandês Hans Lipperhey. Mesmo sem ter visto o aparelho, construiu sua própria luneta em junho, proporcionando um aumento de 3 vezes. Logo percebeu a importância de fixar a luneta, ou telescópio, como viria a ser chamado mais tarde, para registrar com precisão sua posição. Até dezembro, construiu diversos modelos, o mais potente atingindo um aumento de 30 vezes, e realizou uma série de observações da Lua, revelando suas montanhas. Entre 7 e 15 de janeiro de 1610, Galileo descobriu os satélites de Júpiter, e em 12 de março de 1610, publicou em latim o “Sidereus Nuncius” (Mensageiro das Estrelas), apresentando suas descobertas feitas em abril do mesmo ano. Essa descoberta contradizia o sistema ptolomaico, demonstrando que corpos celestes orbitavam outros corpos que não a Terra. No mesmo ano, Galileo realizou observações que levaram à descoberta das fases de Vênus, um fenômeno incompatível com a teoria geocêntrica de Ptolomeu. Contudo, essa observação se encaixava perfeitamente no modelo heliocêntrico de Copérnico. Em 1613, a Academia del Lincei publicou a obra “História e Demonstração sobre as Manchas Solares e seus Acidentes”, de Galileo, argumentando que a existência das manchas solares comprovava a rotação do Sol. Em abril de 1630, Galileo concluiu seu livro “Diálogo dos Dois Mundos” e enviou para o Vaticano para aprovação para publicação. Embora tenha recebido autorização para publicá-lo em Florença, O papa, que enfrentava grande oposição política na época, enviou o caso para a Inquisição, o livro foi proibido pela Inquisição em 21 de fevereiro de 1632. Escrito em italiano, o livro tinha um caráter mais pedagógico-filosófico do que científico. Apesar de ter sido publicado com as devidas autorizações eclesiásticas, Galileo foi chamado a Roma, julgado por heresia e condenado em 1633. Em 22 de junho de 1633, em uma cerimônia no convento dos padres dominicanos de Santa Maria de Minerva, foi proclamada a sentença que proibia o “Diálogo” e sentenciava Galileo ao cárcere. Aos setenta anos, Galileo, praticamente cego, renegou suas conclusões sobre a Terra não ser o centro do Universo e permanecer imóvel. A sentença de exílio foi posteriormente convertida em prisão domiciliar em sua residência em Arcetri, onde ele permaneceu até sua morte. Apesar de sua cegueira, Galileo completou o livro “Discurso das Duas Novas Ciências, Mecânica e Dinâmica”, contrabandeado para a Holanda, já que Galileo havia sido proibido de fazer contatos públicos ou publicar novos livros. O livro foi publicado em Leiden em 1638, abordando oscilações pendulares, coesão dos sólidos, movimento uniforme, acelerado e uniformemente acelerado, além das trajetórias parabólicas percorridas por projéteis.

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Johannes Kepler

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Johannes Kepler Johannes Kepler nasceu em 27 de dezembro de 1571, no sul da atual Alemanha, então parte do Sacro Império Romano, em uma cidade chamada Weil der Stadt, na região da Swabia. Segue abaixo algumas curiosidades sobre os livros publicados por Kepler: Livro: Mistérios do Universo No início de 1597, Kepler publica seu primeiro livro, cujo título abreviado é Mysterium Cosmographicum  (Mistérios do Universo). Neste livro defendia o heliocentrismo de Copérnico, e propunha que o tamanho de cada órbita planetária é estabelecido por um sólido geométrico (poliedro) circunscrito à órbita anterior. Este modelo matemático poderia prever os tamanhos relativos das órbitas. Kepler enviou um exemplar para Tycho Brahe, que respondeu que existiam diferenças entre as previsões do modelo e suas medidas. Um exemplar enviado a Galileo, 8 anos mais velho que Kepler, fez este enviar uma pequena carta a Kepler agradecendo mas dizendo que ainda não havia lido, e dizendo que acreditava na teoria de Copérnico Livro: Epitome Astronomiae Entre 1617 e 1621 Kepler publicou os 7 volumes do Epitome Astronomiae Copernicanae (Compendium da Astronomia Copernicana), que se tornou a introdução mais importante à astronomia heliocêntrica, e um livro texto de grande uso. A primeira parte do Epitome, publicada em 1617, foi colocada no Index de livros proibidos pela Igreja Católica em 10 de maio de 1619. A proibição por parte da Igreja Católica às obras sobre o modelo heliocêntrico começou pelo fato de Galileo ter escrito seu livro Siderius Nuncius (Mensagem Celeste) em 1610, despertando o interesse do povo. A razão da proibição era que no Salmo 104:5 do Antigo Testamento da Bíblia, está escrito: “Deus colocou a Terra em suas fundações, para que nunca se mova”. Livro: Harmonices Mundi Em 1619 Kepler publicou Harmonices Mundi (Harmonia do Mundo), em que derivava que as distâncias heliocêntricas dos planetas e seus períodos estão relacionados pela Terceira Lei, que diz que o quadrado do período é proporcional ao cubo da distância média do planeta ao Sol. Esta lei foi descoberta por Kepler em 15 de maio de 1618. Abaixo, as duas leis do movimento planetário e a 3ª Lei de Kepler, ou Lei Harmônica. 1ª Lei de Kepler Ao analisar as posições de Marte observadas por Tycho Brahe, Kepler conseguiu, pela primeira vez na história, demonstrar que as órbitas dos planetas em torno do Sol não são circunferências perfeitas, conforme se acreditava até então, mas sim elipses. A formulação da Primeira Lei de Kepler pode ser resumida da seguinte forma: Os planetas movem-se em órbitas elípticas, nas quais o Sol ocupa um dos focos. 2ª Lei de Kepler ou Lei das Áreas Os planetas não percorrem suas elipses com velocidades orbitais constantes. Próximo ao foco ocupado pelo Sol (periélio), os planetas aumentam sua velocidade, atingindo o valor máximo. À medida que se afastam do Sol (afélio), suas velocidades diminuem, alcançando um mínimo. Apesar dessas variações de velocidade, Kepler demonstrou que as áreas “varridas” pelos raios vetores de um planeta são proporcionais ao tempo. Pode-se afirmar que a velocidade areolar de cada planeta é constante ao longo de sua órbita. Embora essas verificações tenham sido realizadas para Marte, Kepler intuiu que elas se aplicariam aos outros planetas, e enunciou a Segunda Lei de Kepler: Em cada órbita, o segmento de reta que une o planeta ao Sol varre áreas iguais em tempos iguais. Ambas, a primeira e a segunda leis foram inicialmente apresentadas no livro “Astronomia Nova” em 1609. 3ª Lei de Kepler ou Lei Harmônica A terceira lei foi publicada no livro “Epitome Astronomiæ Copernicanæ” em 1619. O enunciado dessa lei é o seguinte: Os quadrados dos períodos das órbitas dos planetas são proporcionais aos cubos dos semieixos maiores das respectivas elipses.

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