DA ESCOLA PÚBLICA PARANAENSE 2009 - … · volume i i. secretaria de estado da educaÇÃo...

O PROFESSOR PDE E OS DESAFIOSDA ESCOLA PÚBLICA PARANAENSE

2009

Produção Didático-Pedagógica

Versão Online ISBN 978-85-8015-053-7Cadernos PDE

VOLU

ME I

I

SECRETARIA DE ESTADO DA EDUCAÇÃOSUPERINTENDÊNCIA DA EDUCAÇÃO

PROGRAMA DE DESENVOLVIMENTO EDUCACIONAL – PDEUNIVERSIDADE ESTADUAL DO OESTE DO PARANÁ

UNIOESTE – CASCAVEL

O ESTUDO DE ASTRONOMIA NO ENSINO FUNDAMENTAL

PROFESSORA PDE: VERA LUCIA ZARDO ANSOLINPROF. ORIENTADOR: PROF. DR. BRENO LEITÃO WAICHEL

TOLEDO, 2010

SUMÁRIO

Apresentação..........................................................................................................05

Ato de fé ou conquista do conhecimento................................................................07

I UNIDADE: MOVIMENTOS CELESTES E TERRESTRES..................................13

Movimentos Celestes e Terrestres.........................................................................14

Astronomia de posição............................................................................................18

Uma geometria para o céu......................................................................................19

O caminho do Sol na esfera celeste: a eclíptica.....................................................22

O movimento anual do Sol visto da Terra..............................................................24

Diferenças entre dia e noite....................................................................................27

Ano solar.................................................................................................................27

Sol a pino................................................................................................................27

Características do solstício de primavera:..............................................................28

Características do solstício de verão......................................................................28

Características do equinócio de outono..................................................................28

Característica do equinócio de inverno...................................................................28

Sistemas de Coordenadas......................................................................................29

Coordenadas na esfera celeste..............................................................................30

Movimento de rotação e o dia e a noite..................................................................32

Movimento diurno da esfera celeste.......................................................................33

Movimento de translação e as estações do ano em diferentes latitudes...............35

Movimento da Lua em torno da Terra e do Sol......................................................36

Fases da Lua...........................................................................................................37

Curiosidade.............................................................................................................38

A Lua mostra a posição do Sol...............................................................................39

Origem da rotação sincronizada com a translação................................................40

Eclipses...................................................................................................................40

Um pouco de história..............................................................................................41

Como ocorrem os eclipses do Sol..........................................................................42

Duração de um eclipse solar...................................................................................43

Tipos de eclipse do sol............................................................................................43

Visibilidade de um eclipse do sol............................................................................43

Como ocorrem os eclipses da Lua.........................................................................44

Eclipse total da Lua em 21 de dezembro de 2010.................................................44

Visibilidade de um eclipse da Lua...........................................................................45

Duração de um eclipse lunar..................................................................................45

Procedimentos para observar o eclipse do Sol......................................................45

Observação sem instrumento ótico........................................................................46

Observação com telescópio ou binóculo................................................................47

II UNIDADE: ASTROS............................................................................................48

Astros......................................................................................................................49

Resolução 5A..........................................................................................................50

Resolução 6A..........................................................................................................51

Satélites...................................................................................................................52

Asteroides...............................................................................................................55

Diferenças entre os termos.....................................................................................56

Cometas..................................................................................................................58

Anéis planetários.....................................................................................................62

Planetas..................................................................................................................64

Diferenças entre estrela e planeta quando observamos o céu..............................66

Mercúrio..................................................................................................................66

Missões a Mercúrio.................................................................................................67

Vênus......................................................................................................................68

Terra........................................................................................................................70

Marte.......................................................................................................................73

Oposições de Marte até 2020.................................................................................76

Júpiter......................................................................................................................77

Saturno....................................................................................................................81

Urano.......................................................................................................................86

Netuno.....................................................................................................................90

Planetas anões........................................................................................................92

Plutão......................................................................................................................93

Ceres.......................................................................................................................95

III UNIDADE – ATIVIDADES PRÁTICAS..............................................................96

Planetário de pobre.................................................................................................97

funcionamento do planetário.................................................................................100

Movimento diário da esfera celeste......................................................................101

A inclinação do eixo de rotação terrestre.............................................................101

ENAST – Encontro Nacional de Ensino de Astronomia. Reconhecimento do

Céu........................................................................................................................102

Modelo para o Movimento Anual Aparente do Sol a partir de uma perspectiva

geocêntrica............................................................................................................103

Objetivo.................................................................................................................103

Material necessário...............................................................................................103

Construção do Modelo..........................................................................................103

Exemplos para operação do modelo....................................................................107

Para a latitude 30ºS..............................................................................................108

No Equador...........................................................................................................109

No Pólo Sul...........................................................................................................110

Relógio de Sol.......................................................................................................110

A construção do relógio de sol usando garrafa pet..............................................111

Métodos da determinação da direção Norte-Sul..................................................115

Relógio de sol equatorial.......................................................................................116

Planisfério celeste rotativo....................................................................................117

Construção do planisfério celeste rotativo............................................................118

Como montar o planisfério celeste.......................................................................119

Software Sttelarium e Celestia: movimento horizontal do Sol observado aqui da

Terra......................................................................................................................121

Vídeos, propostas de utilização............................................................................125

Considerações finais.............................................................................................129

Referências...........................................................................................................129

Anexos..................................................................................................................130

Anexo I “Uma breve história do Tempo................................................................137

Anexo II “Imagens da Construção do Planetário de Pobre................................. 149

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.APRESENTAÇÃO

A finalidade desta produção didático-pedagógica é estabelecer um diálogo

em torno dos temas “Movimentos Celestes e Terrestres” e “Astros”, com vistas a

subsidiar os professores de Ciências com conteúdos de Astronomia de forma que as

aulas sejam criativas e dinâmicas, despertando o interesse dos alunos.

Estamos vivendo um grande desafio na educação. A ampliação de vagas e a

garantia dos alunos no espaço escolar foram direcionadas por uma educação

sistematizada, caracterizando a fragmentação dos conteúdos.

Ao buscarmos subsídios na perspectiva histórico-cultural, podemos

compreender que a sistematização dos conteúdos deve estar relacionada com o

aprendizado dos conceitos científicos. Lembramos que a apropriação do

conhecimento realiza-se pela intervenção intencional e sistemática do professor,

desenvolvendo nos alunos a consciência pela apropriação dos conteúdos culturais

elaborados pela humanidade.

É importante destacar que para que o aluno adquira um conhecimento sobre

Astronomia é necessário motivá-lo, oferecendo oportunidades de analisar e

conhecer materiais que o levem a este conhecimento. Sendo assim, é fundamental

que as aulas sejam contempladas com metodologias diversificadas, levando os

alunos à descoberta dos fatos e compreendendo a importância do conteúdo para a

nossa realidade. Trabalhar com o conteúdo de Astronomia não deixa de ser

desafiador, pois requer uma atualização e um conhecimento constante dos

conteúdos tanto por parte dos professores como dos alunos.

Para que isso ocorra, acreditamos ser necessário o interesse do professor

no conhecimento e atualização dos conteúdos, na vontade de ensinar e no

compromisso com a qualidade da educação.

Vale salientar que ao escrever esta produção didático-pedagógica buscou-se

atender alguns objetivos acima mencionados, sem com isso fechar a discussão ou

conclusão em torno dos temas apresentados. Compreendendo-se que sempre

existirão outras leituras que emergem depois do texto construído. Acreditamos que

seja por meio de contribuições como esta, que possamos melhorar nossa qualidade

de ensino e de aprendizagem.

Sabemos que a escola pode representar um meio para se ter um futuro

melhor, contribuindo na formação da cidadania e na construção de uma sociedade

5

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.mais humana e igualitária. Neste sentido, é importante destacar que para trabalhar

este assunto dever ser oferecido materiais didáticos que despertem a curiosidade e

o senso crítico, levando os alunos ao diagnóstico e a conclusão de suas

investigações.

De acordo com Libâneo (1994),

“Através da ação educativa o meio social exerce influências sobre os indivíduos e estes, ao assimilarem e recriarem essas influências, tornam-se capazes de estabelecer uma relação ativa e transformadora em relação ao meio social.”

Percebemos com esta citação, que o sucesso na aprendizagem está

relacionado com o interesse em aprender.

Neste contexto, este material didático foi elaborado com a finalidade de

proporcionar aos professores e alunos um conceito mais aprofundado sobre

Astronomia, servindo de referência e estímulo na tarefa de conduzir os alunos ao

conhecimento, despertando uma dimensão significativa para a educação.

O material apresenta dois conteúdos. A Unidade I: “Movimentos Celestes e

Terrestres” e a Unidade II: “Astros. Na Unidade III, apresentamos algumas

atividades práticas que serão trabalhadas com o professores no Curso de Extensão

que será proposto como implementação deste projeto. Está organizado de uma

maneira que possa efetivamente auxiliar o trabalho do professor em sala de aula,

atendendo ao Currículo Básico do Estado do Paraná, às Propostas Curriculares e ao

Plano de Trabalho Docente dos educadores, na disciplina de Ciências. Cabe ao

professor programar e adaptar os conteúdos de acordo com a realidade de seus

alunos, motivando-os à busca de conceitos e à transformação do que for necessário,

tendo em vista a melhoria do processo ensino-aprendizagem.

6

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.ATO DE FÉ OU CONQUISTA DO CONHECIMENTO?

Um episódio na vida de Joãozinho da Maré

Professor Rodolpho Caniato1

O Joãozinho de nossa história é um moleque muito pobre que mora numa

favela sobre palafitas espetadas em um vasto mangue. Nosso Joãozinho só vai à

escola quando sabe que vai ser distribuída merenda, uma das poucas razões que

ele sente para ir à escola. Do fundo da miséria em que vive, Joãozinho pode ver

bem próximo algumas das conquistas de nossa civilização em vias de

desenvolvimento (para alguns). Dali de sua favela ele pode ver bem de perto uma

das grandes Universidades onde se cultiva a inteligência e se conquista o

conhecimento. Naturalmente esse conhecimento e a ciência ali cultivadas nada tem

a ver com o Joãozinho e outros milhares de Joãozinhos pelo Brasil afora.

Além de perambular por toda a cidade, de sua favela, pode ver o aeroporto

internacional do Rio de Janeiro. Isso certamente é o que mais fascina os olhos de

Joãozinho. Aqueles grandes pássaros de metal sobem imponentes com um ruído de

rachar os céus. Joãozinho, com seu olhar curioso, acompanha aqueles pássaros de

metal até que, eles desapareçam no céu.

Talvez, por frequentar pouco a escola, por gostar de observar os aviões e o

mundo que o rodeia, Joãozinho seja um sobrevivente de nosso sistema educacional.

Joãozinho não perdeu aquela curiosidade de todas as crianças; aquela vontade de

saber os “como” e os “porque”, especialmente em relação às coisas da natureza; a

curiosidade e o gosto de saber que se vão extinguindo em geral, com a frequência à

escola. Não há curiosidade que aguente aquela “decoreba” sobre o corpo humano,

por exemplo.

Sabendo por seus colegas que nesse dia haveria merenda, Joãozinho

resolve ir à escola. Nesse dia, sua professora se dispunha a dar uma aula de

1 Autor dos livros: Um projeto brasileiro para O ensino de Física (Tese de doutorado); “O Céu” Editora” ,ATICA, São Paulo 1982; “Linguagens da Física”, Editora ATICA, São Paulo, 1982; “Com(ns)Ciência na Educação, Editora PAPIRUS, Campinas,1985; ”Que é Astronomia”; Editora Brasiliense, São Paulo, 1980; “A Terra em que Vivemos”, Editora Átomo & Alínea, Campinas; “(Re)Descobrindo a Astronomia”, (no prelo) Editora Átomo & Alínea, Campinas; “Innovation in Science &Technology Education(um capítulo) UNESCO Paris,1996; “A energia que recebemos do Sol”; “O Homem e a Terra”., audiovisual com texto gravado e 35 imagens; “O Sistema Solar”, roteiro e texto de filme sonoro, colorido, (10 min.)feito para o MEC em 1971; “Estrelas e Universo”, roteiro e texto de filme sonoro, colorido(10 min) feito para o MEC, 1971.

7

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Ciências, coisa que Joãozinho gostava. A professora havia dito que nesse dia iria

falar sobre coisas como o Solo, a Terra e seus movimentos, verão, inverno, etc.

A professora começa por explicar que o verão é o tempo do calor, o inverno

é o tempo do frio, a primavera é o tempo das flores e o outono é o tempo em que as

folhas ficam amarelas e caem.

Em sua favela, no Rio de Janeiro, Joãozinho conhece calor e tempo de mais

calor ainda, um verdadeiro sufoco, às vezes.

As flores da primavera e as folhas amarelas que caem ficam por conta de

acreditar. Num clima tropical e quente como do Rio de Janeiro, Joãozinho não viu

nenhum tempo de flores. As flores por aqui existem ou não, quase

independentemente da época do ano, em enterros e casamentos, que passam pela

Avenida Brasil, próxima à sua favela.

Joãozinho, observador e curioso, resolve perguntar porque acontecem ou

devem acontecer tais coisas. A professora se dispõe a dar a explicação:

− Eu já disse a vocês numa aula anterior que a Terra é uma grande bola

e que essa bola está rodando sobre si mesma. É sua rotação que provoca os dias e

as noites. Acontece que, enquanto a Terra está girando, ela também está fazendo

uma grande volta ao redor do sol. Essa volta se faz em um ano. O caminho é uma

órbita alongada chamada elipse. Além dessa curva se assim tão alongada e

achatada, o sol não está no centro. Isso quer dizer que, em seu movimento, a Terra

as vezes passa perto, às vezes passa longe do sol. Quando passa perto é mais

quente, é Verão. Quando passa mais longe do Sol recebe menos calor: é Inverno.

Os olhos de Joãozinho brilhavam de curiosidades diante de um assunto

novo e tão interessante.

− Professora, a senhora não disse antes que a Terra é uma bola e que

está girando enquanto faz a volta ao redor do Sol?

− Sim, eu disse. Respondeu a professora com segurança.

− Mas, se a Terra é uma bola girando todo dia perto do Sol, não deve ser

verão em toda a Terra?

− É Joãozinho, é isso mesmo.

− Então é mesmo verão em todo lugar e inverno em todo lugar, ao

mesmo tempo, professora?

− Acho que é Joãozinho, vamos mudar de assunto.

8

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.A essa altura, a professora já não se sentia tão segura do que havia dito. A

insistência, natural para o Joãozinho, já começava a provocar uma certa

insegurança na professora.

− Mas professora, insiste o garoto – enquanto a gente está ensaiando a

escola de samba, na época do Natal, a gente sente o maior calor, não é mesmo?

− É mesmo Joãozinho.

− Então nesse tempo é verão aqui?

− É Joãozinho.

− E o papai noel no meio da neve com roupas de frio e botas? A gente vê

nas vitrinas até as árvores de Natal com algodão. Não é para imitar a neve? (A 40º

no Rio).

− É Joãozinho, na terra do Papai Noel faz frio.

− Então, na terra do Papai Noel, no Natal, faz frio?

− Faz Joãozinho.

Mas, então tem frio e calor ao mesmo tempo? Quer dizer que existe verão e

inverno ao mesmo tempo?

− É Joãozinho, mas vamos mudar de assunto. Você está atrapalhando a

aula e eu tenho um programa a cumprir.

Mas Joãozinho ainda não havia sido “domado” pela escola. Ele ainda não

havia perdido o hábito e a iniciativa de fazer perguntas e querer entender as coisas.

Por isso, apesar do jeito visivelmente contrariado da professora, ele insiste.

− Professora, como é que pode ser verão e inverno ao mesmo tempo,

em lugares diferentes, se a Terra, que é uma bola, deve estar perto ou longe do Sol?

Uma das duas coisas não está errada?

− Como você se atreve Joãozinho, a dizer que a sua professora está

errada? Quem andou pondo essas ideias em sua cabeça?

− Ninguém não, professora. Eu só tava pensando, Se tem verão e

inverno ao mesmo tempo, então isso não pode acontecer porque a Terra tá perto ou

tá longe do Sol. Não é mesmo, professora?

A professora, já irritada com a insistência atrevida do menino, assume uma

postura de autoridade científica e pontifica:

9

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.− Está nos livros que a Terra descreve uma curva que se chama elipse

ao redor do Sol, que este ocupa um dos focos e portanto ela se aproxima e se afasta

do Sol. Logo, deve ser por isso que existe verão e inverno.

Sem se dar conta da irritação da professora, nosso Joãozinho lembra-se da

sua experiência diária e acrescenta:

− Professora, a melhor coisa que a gente tem aqui na favela é poder ver

avião o dia inteiro.

− E daí, Joãozinho? O que isso tem a ver com o verão e o inverno?

− Sabe professora, eu achei que tem. A gente sabe que um avião tá

chegando perto quando ele vai ficando maior. Quando ele vai ficando pequeno é

porque ele tá ficando mais longe.

− E o que isso tem a ver com a órbita da Terra Joãozinho?

− É que eu achei que se a Terra chegasse mais perto do Sol, a gente

devia ver ele maior. Quando a Terra estivesse mais longe do Sol, ele deveria

aparecer menor. Não é professora?

− E daí menino?

− A gente vê o sol sempre do mesmo tamanho. Isso não quer dizer que

ele tá sempre na mesma distancia? Então verão e inverno não acontecem por causa

da distância.

− Como você se atreve a contradizer sua professora? Quem anda ponde

essas “minhocas” na sua cabeça? Faz quinze anos que eu sou professora, É a

primeira vez que alguém quer mostrar que a professora está errada.

A essa altura, já a classe se havia tumultuado. Um grupo de outros garotos

já havia percebido a lógica arrasadora do que o Joãozinho dissera. Alguns

continuaram indiferentes. A maioria achou mais prudente ficar do lado da

“autoridade”. Outros aproveitaram a confusão para aumentá-la. A professora havia

perdido o controle da classe e já não conseguia reprimir a bagunça nem com

ameaças de castigo e de dar “zero” para os mais rebeldes.

Em meio àquela confusão tocou o sinal para o fim da aula, “salvando” a

professora de um caos maior. Não houve aparentemente nenhuma definição de

vencedores e vencidos nesse confronto.

Indo para casa, a professora ainda agitada e contrariada se lembrava do

Joãozinho que lhe estragara a aula e também o dia. Além de pôr em dúvida o que 10

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.ela afirmara, Joãozinho dera um “mau exemplo”. Joãozinho, com seus argumentos

ingênuos, mas lógicos, despertara muitos para o seu lado.

− Imagine se a moda pega, pensa a professora.

− O pior é que não me ocorreu qualquer argumento que pudesse

“enfrentar” o questionamento do garoto.

− Mas, foi assim que me ensinaram. É assim mesmo que eu também

ensino, pensa a professora. Faz tantos anos que dou essa aula, sobre esse mesmo

assunto...

À noite, já mais calma, a professora pensa com seus botões:

− Os argumentos de Joãozinho foram tão claros e ingênuos. Se o inverno

e o verão fossem provocados pelo maior ou menor afastamento da Terra em relação

ao Sol, deveria ser inverno ou verão em toda a Terra. Eu sempre soube que

enquanto é inverno em um hemisfério é verão no outro. Então tem mesmo razão o

Joãozinho. Não pode ser essa causa de calor ou frio na Terra. Também é

absolutamente claro e lógico que se a Terra se aproxima e se afasta do Sol, este

deveria mudar de tamanho aparente. Deveria ser maior quando mais próximo e

menor quanto mais distante.

− Como eu não havia pensado nisso antes?

− Como posso eu ter “aprendido” coisas tão evidentemente erradas?

− Como nunca me ocorreu, sequer, alguma dúvida sobre isso?

− Como posso eu estar durante anos “ensinando” uma coisa que eu

julgava Ciência, e que, de repente pôde ser totalmente demolida pelo raciocínio

ingênuo de um garoto, sem nenhum outro conhecimento científico?

Remoendo essas ideias, a professora se põe e pensar em outras tantas

coisas que poderiam ser falsas e inconsistentes como as “causas” para o verão e o

inverno.

− Por que tantas outras crianças aceitaram sem resistência o que eu

disse? Por que apenas o Joãozinho resistiu e não “engoliu” o que eu disse? No caso

do verão e do inverno a inconsistência foi facilmente verificada. Era só pensar. Se

“engolimos” coisas tão evidentemente erradas, como devemos estar “engolindo”

coisas mais erradas, mais sérias e menos evidentes! Podemos estar tão habituados

a repetir as mesmas coisas que já nem nos damos conta de que muitas dessas

11

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.coisas podem ter sido simplesmente acreditadas. Muitas dessas coisas podem ser

simples “atos de fé” ou crendices que nós passamos adiante como verdades

científicas ou históricas:

“ATOS DE FÉ EM NOME DA CIÊNCIA”

É evidente que não pretendemos nem podemos provar tudo que dizemos ou

tudo que nos dizem. No entanto, o episódio do Joãozinho levantara um problema

sério para a professora.

Que bom que houve um Joãozinho.

− Haverá sempre um Joãozinho para levantar dúvidas?

− Talvez alguns outros também tenham percebido e tenham calado

sabendo da reprovação ou da repressão que poderiam sofrer com uma posição de

contestação ao que a professora havia dito.

− E eu que ia me ofendendo com a atitude lógica e ingenuamente

destemida do Joãozinho, pensa a professora.

Talvez a maioria dos alunos já esteja “domada” pela escola. Sem perceber, a

professora pode estar fazendo exatamente o contrário do que ela pensa ou deseja

fazer. Talvez o papel da escola tenha muito a ver com a nossa passividade e com os

problemas do mundo que nos rodeia. Não terá isso a ver também com outros

problemas do nosso dia a dia?

− Todas as crianças têm uma inata curiosidade para saber os “como” e

os “porque” das coisas, especialmente da natureza.

À medida que a escola vai “ensinando”, o gosto e a curiosidade se vão

extinguindo, chegando frequentemente à aversão.

Quantas vezes nossas escolas, não só a do Joãozinho, pensam estar

tratando da Ciência por falar em coisas como átomos, órbitas, núcleos, elétrons, etc..

Não são palavras difíceis que conferem à nossa fala o caráter ou o “status” de coisa

científica. Podemos falar das coisas mais rebuscadas e complicadas e,m sem querer

estamos impingindo a nossos alunos, grosseiros “atos de fé”, que não são mais que

uma crendice, como tantas outras. Não é à toa que se diz da escola: um lugar onde

as cabecinhas entram “redondinhas” e saem quase todas “quadradinhas”.

12

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.

I UNIDADE MOVIMENTOS CELESTES E

TERRESTRES

13

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.MOVIMENTOS CELESTES E TERRESTRES

Pessoas de todas as idades sentem-se fascinadas pelo céu estrelado desde

os primórdios da humanidade. Quando olhamos para o céu em uma noite estrelada

e sem Lua, temos a impressão de estar no centro de uma imensa esfera escura e

crivada de estrelas em sua face interna. Os povos antigos pensavam estar

realmente no centro dessa esfera. Essa ideia até hoje permanece na mente das

pessoas, porém a esfera celeste; “[…] é uma esfera imaginária sobre a qual os

objetos celestes parecem colados, quando vistos da Terra”. (CANALLE p. 124).

Para os antigos, além dessa bola estavam as coisas divinas. Com o passar

do tempo, o homem foi percebendo que isso era apenas produto de sua imaginação.

Hoje sabemos que a imensidão do espaço é povoada por uma infindável multidão de

corpos celestes (estrelas, planetas e seus satélites, nebulosas e outras milhares de

galáxias).

De acordo com Nogueira (2009) “no firmamento, os primeiros homens e

mulheres, ainda na pré-história perceberam a existência de mecanismos e ciclos

específicos que se refletiam em suas atividades terrenas e eram marcados pela

posição das estrelas”.

O homem foi aprendendo a organizar a sua vida de acordo com os períodos

de claridade, que foi denominado dia e escuridão, noite. Esse processo foi lento,

porém ajudou o homem a resolver seus problemas de sobrevivência e deu origem a

mais antiga das ciências: A ASTRONOMIA.

A observação do céu tinha um valor prático e imensurável para o povo

primitivo, pois eles perceberam que a natureza, especialmente no reino vegetal tinha

um comportamento cíclico. Todos os anos a vegetação voltava a repetir todos os

seus aspectos: perdiam as folhas, folhas novas brotavam, flores e frutos apareciam

e isso coincidentemente relacionava-se aos diferentes aspectos do céu observados

nas mesmas épocas do ano. Então passaram a utilizar esse conhecimento para

desenvolver a agricultura.

Durante o dia, o observador tem a impressão de que o Sol aparece de um

lado, move-se pela esfera celeste e, finalmente desaparece do outro lado. A região

do céu que o Sol aparece é chamada lado leste e a que ele desaparece lado oeste.

14

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.À noite, as estrelas também parecem aparecer do lado leste e se deslocam pela

esfera celeste até desaparecer do lado oeste.

As estrelas são corpos gasosos, de forma aproximadamente esférica com

altíssimas pressões e temperaturas. Elas parecem não modificar suas posições

umas com relação às outras, isso levou os antigos a denominarem-nas estrelas

fixas. Essa aparente “fixidez” das estrelas fez com que elas fossem, para efeito de

reconhecimento, associadas em grupos puramente subjetivos chamados

Constelações.

Uma das definições de constelação é dada por Milone (2003, p. 12):

Uma constelação corresponde a uma mera configuração projetada no céu, formada por linhas imaginárias conectando estrelas brilhantes; (grupo de estrelas). É associada a um desenho que representa um objeto, herói ou deus da sociedade humana que a concebeu. O termo constelação vem do vocábulo latino constellatio, que significa reunião de astros, muito embora as estrelas de uma constelação não estejam fisicamente reunidas em função das enormes distâncias que a separam. As 48 constelações clássicas foram catalogadas pelo grego Ptolomeu2 em 137 d.C. Parte destas constelações simboliza estórias e mitologias herdadas dos povos antigos da Mesopotâmia e Egito. Em 1929, a União Astronômica Internacional estabeleceu uma cartografia completa da esfera celeste contendo 88 constelações no total. As 40 outras, acrescentadas na era moderna foram definidas principalmente na época das grandes navegações oceânicas. Elas simbolizam essencialmente animais pertencentes às novas terras “descobertas” pelos europeus, e objetos usados na navegação da época. A maioria das constelações “recentes” situa-se no hemisfério sul do céu.

No hemisfério Sul terrestre é muito comum observarmos a constelação do

Cruzeiro do Sul e a constelação de Órion.

O homem primitivo foi percebendo no decorrer de suas observações que

alguns corpos pareciam se mover em relação às estrelas fixas. Eles denominaram

esses corpos de planetas, palavra de origem grega significando errante. Movidos

pela curiosidade e pelas necessidades relacionadas à sobrevivência, os antigos

conseguiram reconhecer os cinco planetas visíveis a olho nu: Mercúrio, Vênus,

Marte, Júpiter e Saturno.

2 Filósofo Grego que propôs a Teoria Geocêntrica (séc. II).

15

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Com o desenvolvimento da ciência, e por consequência da tecnologia, foi

possível conhecer os planetas mais afastados do Sol: Urano, Netuno e o planeta

anão Plutão.

Algumas estrelas estão sempre acima do horizonte. São denominadas

estrelas circumpolares e parecem descrever circunferências concêntricas em torno

de um ponto no céu denominado pólo celeste. Ora, as estrelas do hemisfério norte

parecem girar no sentido anti-horário em torno do Pólo Norte, enquanto que as do

hemisfério sul parecem girar no sentido horário em torno do Pólo Sul. Isso foi

interpretado pelos antigos como se o céu fosse uma imensa esfera – a esfera

celeste – que girava, com um período de cerca de um dia, em torno de um eixo de

rotação que passava pelos pólos de uma Terra fixa no centro do Universo. Na

verdade, este movimento da esfera celeste é apenas aparente e é devido ao fato de

a Terra estar em rotação.

Do ponto de vista astronômico a Terra executa três movimentos periódicos:

movimento de rotação (rotacional), movimento de translação e movimento de

precessão. Além desses, um quarto movimento pode ser considerado que

corresponde a Translação da Terra em torno do centro da nossa galáxia, a Via-

Láctea. Porém este não é um movimento próprio da Terra e sim do Sol. A Terra

apenas acompanha o Sol neste movimento.

Segundo o professor de Astronomia Paulo A. Duarte3, a Terra executa

outros tantos movimentos, dentre os quais destaca:

Movimento de Rotação: movimento em torno de seu próprio eixo. Duração de 23 h 56 min 4 s. Variações: Desaceleração por causa das marés de 0,00164 s por século; Variações irregulares devido à ação das massas de ar, do núcleo e do manto de 0,60 s a 0,37 s por ano. Consequências: dias e noites, pontos cardeais, achatamento da Terra, movimento aparente do céu, direção dos ventos e das correntes marítimas.Movimento de translação: Também chamado movimento de revolução, é o movimento em torno do Sol. Leva 365 d 5 h 48 min 50 s. A Terra tem seu eixo inclinado 23º27'. O periélio, que vem de peri (à volta, perto) e hélio (Sol), é o ponto da órbita de um corpo, seja ele planeta, planetoide, asteroide ou cometa, que está mais próximo do Sol. Quando um corpo se encontra no periélio, ele tem a maior velocidade de translação de toda a sua órbita. Quando o corpo em questão estiver orbitando qualquer outra estrela que não o Sol, utiliza-se o nome genérico periastro para identificar esse ponto. A distância entre a Terra e o Sol no periélio é de aproximadamente

3 Professor de Astronomia do Departamento de Geociências da Universidade Federal de Santa Catarina.

16

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.147,1 milhões de quilômetros. Isto ocorre uma vez por ano, próximo do dia 4 de janeiro.O Afélio (do latim "aphelium", derivado do latim "apos", que quer dizer longínquo), é o ponto da órbita em que o planeta, está mais afastado do Sol. Quando se trata de um planeta que órbita uma estrela que não o Sol, esse ponto é denominado apoastro. As órbitas de todos os planetas são sempre elípticas, tendo sempre um ponto mais afastado (afélio) e um ponto mais próximo (periélio). A distância entre a Terra e o Sol no afélio é de aproximadamente 152,1 milhões de quilômetros. Quando um astro se encontra no afélio, ele tem a menor velocidade de translação de toda a sua órbita. O planeta Terra passa no afélio no dia 4 de Julho de cada ano. São consequências desse movimento: distribuição desigual de calor e luz nos hemisférios, estações do ano, movimento aparente do Sol entre os dois trópicos, diferente duração dos dias e das noites, deslocamento do Sol na linha do horizonte, Sol da meia-noite a partir de 66º de latitude. Precessão dos equinócios: giro retrógrado (Leste para Oeste) do eixo da Terra. Dura 25.750 anos. (1º em 71,5 anos ou 50 segundos em 1 ano). A consequência desse movimento é a visão do conjunto de estrelas no céu durante a noite em diferentes épocas do ano. Exemplo: atualmente Órion é uma constelação característica do céu do nosso verão, enquanto escorpião é característica do inverno, mas daqui a 13.000 anos será o inverso. Variação da Ascensão Reta e da Declinação das Estrelas. Nutação: Ao mesmo tempo em que o eixo de rotação da Terra precessiona, ele balança, fazendo o eixo da Terra descrever uma pequena elipse, em cerca de 18 anos e 7 meses. Esse balanço é chamado de nutação. São as forças de maré da Lua e do Sol, a atração gravitacional e a distribuição não uniforme de massa da Terra, as principais responsáveis pela precessão e nutação.Deslocamento do periélio: é o deslocamento do eixo que marca a posição de mínima distância entre a Terra e o Sol. Obliquidade da eclíptica: Variação do ângulo formado entre o Plano da órbita da Terra (Plano da eclíptica) e o Plano do Equador. Esta variação vai de 22º até 24º30' e leva mais ou menos 42.000 anos. Atualmente, a inclinação diminui 47'' por século. Há 7.660 anos a inclinação era de 24º30'. Daqui a 11.490 anos a inclinação será de 22º. Essa variação é causada pela ação perturbadora do Sol e da Lua.Variação da Excentricidade da órbita: trata-se da variação da forma da órbita da Terra em volta do Sol, ora mais circular, ora mais elíptica. Sua duração é de 92.000 anos. Variação do afélio: 150 milhões de quilômetros a 157 milhões de quilômetros. Variação do periélio: 143 milhões de quilômetros a 149 milhões de quilômetros.Perturbações planetárias: movimentos irregulares e pouco previsíveis que podem ser provocados pela força gravitacional de outros planetas, principalmente Vênus e Júpiter. Movimento do Centro de Massa Terra-Lua: trata-se do giro que faz o centro de massa do sistema Terra-Lua em torno do Sol.Movimento em torno do centro de massa do sistema solar: movimento de revolução ou translação que a Terra faz em torno do centro de massa do sistema solar (centro de massa que existe entre o Sol e todos os seus planetas).

17

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Movimento de marés: trata-se da contração e descontração do globo terrestre em razão da força gravitacional da Lua e do Sol.Rotação junto com a galáxia: a Via-Láctea gira em torno de seu centro, fazendo uma volta completa em torno de 250 milhões de anos. Assim, o Sol e todos os planetas, (inclusive a Terra) giram também em volta do centro da galáxia.Revolução junto com a galáxia: como todo o universo está em expansão, nossa galáxia também viaja no espaço. Assim, a Terra e todos os demais planetas, inclusive Lua e Sol, estão se deslocando junto com a Via-Láctea.

Em função dos movimentos da Terra e da Lua se convencionaram várias

unidades de medida de tempo. Desta forma, definem-se segundo, minuto, hora e

dia, em termos da rotação da Terra, semana e mês, em termos do movimento orbital

da Lua, e ano em função da translação da Terra em torno do Sol.

ASTRONOMIA DE POSIÇÃO

Todo o estudo que envolve a esfera celeste com suas aplicações é

chamado de Astronomia de posição ou Astrometria. Estes estudos são aplicados

para a:

• Determinação de todos os movimentos da Terra.

• Determinação das coordenadas de cada lugar e, portanto o

levantamento dos mapas terrestres.

• Medida do tempo: consiste em aferir o andamento dos relógios pela

passagem de determinadas estrelas em frente a um telescópio especial. Esse

equipamento é geralmente conhecido com o nome de Luneta meridiana. Esta Luneta

se move sem sair do Meridiano Astronômico do Lugar.

• Determinação da posição ou orientação dos navegantes.

• Determinação das posições dos planetas e a partir dessas, suas

órbitas.

• Determinação das distâncias das estrelas mais próximas. Estas sofrem

pequeníssimos deslocamentos anuais aparentes (paralaxe) em relação às mais

distantes.

18

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.UMA GEOMETRIA PARA O CÉU

Para estudarmos o céu, é necessário uma série de elementos geométricos

que serão as referências sobre a esfera celeste. Precisamos definir o que é equador

celeste, pólos celestes, zênite, nadir, meridianos, eclíptica, equinócios e solstícios.

Imaginemos a Terra envolta pela esfera celeste. Supomos que a Terra é um

globo transparente, com uma lâmpada no centro, e sobre a sua superfície traçamos

o equador terrestre. Quando acendemos a lâmpada no seu interior, a linha que

marca o equador terrestre lançará uma sombra, ou seja, “será projetada”, sobre a

esfera celeste que a envolve. O equador da Terra, projetado sobre a esfera celeste,

é chamado de equador celeste. Equador celeste é o círculo máximo formado pela

intersecção do plano perpendicular ao eixo de rotação da Terra que passa pelo

centro da Terra, isto é, ele é a projeção do equador da Terra sobre a esfera celeste.

Cada uma das infinitas semicircunferências que se inicia no pólo celeste norte e

finda no pólo celeste sul recebe o nome de meridiano celeste4. Os Meridianos

Celestes representam as projeções dos meridianos da Terra na Esfera Celeste,

sendo, então, círculos máximos perpendiculares ao Equador Celeste.

A extensão do eixo de rotação da Terra irá perfurar a esfera celeste em dois

pontos que chamamos de pólos celestes. A projeção do pólo norte da Terra dá

origem ao pólo celeste norte, e a projeção do pólo sul da Terra dá origem ao pólo

celeste sul.

Para um observador em certo ponto da superfície da Terra a linha vertical

que passa por ele fura a esfera celeste exatamente acima de sua cabeça num ponto

chamado zênite. Esse ponto é obtido ao se traçar uma reta que passa pelo centro

da Terra, passa pelo observador e se prolonga até a esfera celeste. O ponto

diametralmente oposto recebe o nome de nadir.

4 É um círculo máximo da esfera celeste que contém os pólos celestes e o zênite de um ponto da Terra.

19


A esfera celeste gira de leste para oeste, mantendo as posições relativas

das estrelas que descrevem arcos de circunferências de raios diferentes na esfera

celeste. Há um ponto que não se move. Esse ponto é um dos pólos celestes (pólo

celeste sul, para quem está no hemisfério Sul da Terra). No pólo celeste Sul não há

nenhuma estrela visível a olho nu. Bem próximo ao pólo Norte celeste encontra-se

uma estrela muito brilhante, que se chama POLARIS, estrela do pólo. Do hemisfério

Sul não se pode ver essa estrela.

Nas imagens abaixo, é possível observar as duas constelações citadas

acima e seu movimento ao redor dos pólos.

20

Ilustração 1: http://astro.if.ufrgs.br/esf.htm


Enquanto a esfera celeste gira no seu movimento diurno aparente, dois

pontos permanecem fixos: os pólos Sul e Norte. Esses pontos são diametralmente

opostos.

Segundo o professor Rodolpho Caniato, a reta imaginária que une esses

dois pontos chama-se “eixo do mundo”. O movimento aparente da esfera celeste

resulta do movimento real da Terra, em sentido contrário. Por essa razão, o eixo do

mundo não é nada mais que o prolongamento do eixo da Terra. Os pólos celestes

são as projeções dos pólos terrestres sobre a esfera do céu. O mesmo ocorre com o

21

Ilustração 2: Imagem feita através do software Sttelarium com recurso gimp por Vera Lucia Zardo Ansolin.

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.equador celeste e os paralelos celestes. Estes nada mais são do que as projeções

do equador e dos paralelos terrestres sobre a esfera celeste.

Na ilustração acima observe a esfera celeste que envolve o planeta Terra.

O CAMINHO DO SOL NA ESFERA CELESTE – A ECLÍPTICA

Observando da Terra vemos o Sol executar um movimento diário ao redor

dela, mas na realidade, esse movimento é aparente. Ele é explicado pela rotação da

Terra em torno do seu eixo geográfico também chamado de eixo Norte-Sul. O

caminho aparente do Sol pela esfera celeste no decorrer do ano é chamado de

22


Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.eclíptica. Como o ano tem 365 ¼ dias e o círculo tem 360º o Sol parece se mover

ao longo da eclíptica a uma taxa de, aproximadamente, 1º por dia.

Sabemos que o eixo de rotação da Terra é inclinado em um ângulo de 23,5º

em relação à eclíptica. Em consequência disso, a eclíptica está inclinada em um

ângulo de 23,5º em relação ao equador celeste devido à inclinação do eixo da Terra.

A eclíptica é o plano do nosso Sistema Solar. Ela é o plano onde estão as

órbitas dos planetas. Eles pouco se afastam desse plano, com exceção de Mercúrio

e do planeta anão Plutão como mostra a tabela 1, considerando-se a Terra como

referência:

TABELA 1- Inclinação orbital dos planetas

NOME DO PLANETA Inclinação do plano da órbita em relação à eclíptica (Terra como referência)

Mercúrio 7º00'Vênus 3º24'Terra 0ºMarte 1º51'Júpiter 1º19'Saturno 2º30'Urano 0º46'Netuno 1º47'Plutão 17º10'

As órbitas dos planetas são elípticas, com o Sol em um dos focos. Com ex-

ceção de Mercúrio e Plutão, os demais planetas têm órbitas aproximadamente circu-

lares. As órbitas de todos os planetas encontram-se mais ou menos no mesmo pla-

no. A órbita de Plutão é a que apresenta maior desvio em relação ao plano da eclíp-

tica, com uma inclinação de apenas 17 graus. Todos os planetas se movem na mes-

ma direção, em sentido anti-horário, olhando-se de cima do polo norte do Sol. Com

exceção de Vênus e Urano, todos os demais planetas giram nesse mesmo sentido.

Pelo fato da declinação do Sol variar ao longo do ano, seu movimento diurno

aparente tem trajetórias diferentes ao longo do ano.

23

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.A eclíptica e o equador celeste estão inclinados em 23º5’ e, em

consequência disso estes dois círculos se cruzam em dois pontos exatamente

opostos durante o ano. Esses pontos chamam-se pontos equinociais ou

equinócios5.

Os dois momentos em que a eclíptica e o equador celeste estão mais

afastados do Equador chamam-se solstícios6. Veja ilustração abaixo.

MOVIMENTO ANUAL DO SOL VISTO DA TERRA

Quando observamos a posição em que o Sol nasce e se põe durante alguns

meses e registramos essas observações, poderemos claramente verificar como se

dá o movimento do Sol durante o ano.

5 Palavra de origem latina significando “duração igual do dia e da noite”.6 Instante de parada e inversão do movimento do sol em relação ao horizonte.

24


Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Quando observamos de frente para o lado leste, o deslocamento do ponto

em que o Sol nasce no horizonte por vários meses percebemos que após 21 de

março, o Sol continuará a nascer cada vez mais deslocado para a esquerda, para o

norte, até atingir um deslocamento máximo nesse sentido, por volta de 21 de junho.

Nesse dia ele pára de se mover para a esquerda e começa a retornar, deslocando-

se para a direita, o sul. Esse instante de parada e inversão do movimento com

relação ao horizonte é denominado solstício, palavra que vem do latim, significando

“Sol estático”. Após esse instante, durante cerca de 6 meses, o ponto em que o sol

nasce se deslocará cada vez mais para a direita, ou seja, para o Sul, até atingir o

deslocamento máximo neste outro sentido, por volta de 21 de dezembro. Nesse dia

novamente ele pára, temos mais um solstício, e mais uma vez inverte o sentido do

movimento no horizonte, reiniciando todo o ciclo.

Temos então, dois solstícios: o solstício de junho, em que o ponto de

nascimento do Sol atinge o máximo deslocamento para o norte, e o solstício de

dezembro, em que o ponto de nascimento do Sol atinge o máximo de afastamento

para o sul.

Quando o Sol nasce bem no ponto intermediário entre os dois solstícios,

bem no meio do caminho entre eles, temos um instante especial, denominado

equinócio7. Os equinócios ocorrem quando o Sol está sobre o círculo do equador

celeste, deslocando-se do hemisfério celeste norte para o sul, no caso do equinócio

da primavera, e fazendo o caminho inverso, no equinócio de outono. Entre o início

do outono austral e o fim do inverno, os “dias claros” são mais curtos do que as

noites. Temos então, dois equinócios: um quando o Sol ao nascer passa por este

ponto intermediário e está se deslocando para a esquerda, do sul para o norte, em

21 de março, e outro quando passa por este ponto intermediário e está se

deslocando para a direita, do norte para o sul, em 23 de setembro. Somente nesses

dois acontecimentos é que o Sol aparece exatamente no ponto cardeal Leste e

desaparece no ponto cardeal Oeste.

Quando o Sol alcança o solstício de verão temos o dia mais longo do ano,

que marca o começo do verão. E, quando o Sol alcança o solstício de inverno temos

a noite mais longa do ano, que marca o começo do inverno.

7 A palavra “equinócio”, de origem latina, significa noites de igual duração.

25

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.As estações do ano são inversas nos dois hemisférios. Quando começa a

primavera no hemisfério Sul, em 21 de setembro, equinócio de primavera, começa o

outono no hemisfério Norte e quando começa o outono no hemisfério Sul, em 21 de

março, começa a primavera no hemisfério Norte, por isso, os solstícios tem nomes

diferentes nos dois hemisférios. O mesmo acontece com os solstícios.

Observe na figura acima, as fotografias que fizemos, através de recurso

tecnológico utilizando o software Sttelarium, do movimento aparente do Sol durante

o período de um ano. É possível nesta imagem verificar o deslocamento citado no

parágrafo anterior.

Entre um equinócio de março e outro um ano terá se passado; assim como

entre dois equinócios de setembro ou entre dois solstícios de dezembro, ou ainda,

26

Ilustração 5: Imagem produzida utilizando o software Sttelarium, com recurso gimp por Vera Lucia Zardo Ansolin.

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.entre dois solstícios de junho. Portanto, foi exatamente com base na observação dos

movimentos do Sol e suas consequências, como o surgimento de determinadas

estrelas no céu antes de o Sol aparecer, numa época bem determinada do ano, que

as mais antigas civilizações, na Mesopotâmia e no Egito, construíram os primeiros

calendários.

SOL A PINO...

Somente na região tropical, o Sol pode ficar a pino ao meio dia (solar).

Entre os trópicos isso acontece duas vezes por ano, e os dias em que isso

acontece são determinados pela latitude do lugar. Para um local no equador

terrestre o Sol cruza a pino o meridiano local nos dias dos equinócios. Já para

os locais situados exatamente sobre um dos trópicos, o Sol cruza a pino

somente uma vez, no solstício de verão. Os Trópicos de Capricórnio e de

Câncer são nomeados desta maneira porque durante os solstícios, na

antiguidade, o Sol se encontrava na direção dessas constelações zodiacais.

Para as localidades a 23,5º do equador terrestre norte ou sul, o Sol

fica a pino apenas no dia de solstício de verão, ao meio dia solar, quando o

Sol passa pelo meridiano do lugar. Localidades a mais de 23,5º do equador

terrestre, ao norte ou ao sul, nunca têm Sol a pino.

27

DIFERENÇAS ENTRE DIA E NOITE

Quanto mais alta a latitude do local,

maiores são as diferenças entre o dia e a

noite, e mais perceptíveis tornam-se as

mudanças ocorridas no ambiente devido a

alteração do período de luz e calor no

local.

ANO SOLAR

Ao ciclo de mudanças no local do

nascer do Sol, em torno do ponto

médio, chamamos Ano Solar. O Ano

Solar se associa a mudanças

climáticas no ambiente, uma vez que a

variação do local do nascer do Sol se

relaciona com variações no ciclo claro-escuro, num determinado local

da Terra.

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.CARACTERÍSTICAS DO EQUINÓCIO DA PRIMAVERA

• O Sol está cruzando o equador celeste de norte para sul.

• É o segundo dia do ano em que o sol nasce exatamente no ponto cardeal

Leste e se põe exatamente no ponto cardeal Oeste.

• Todas as regiões da Terra são igualmente iluminadas.

• Novamente o Sol incide verticalmente no equador celeste.

CARACTERÍSTICAS DO SOLSTÍCIO DE VERÃO

• O Sol está com máximo de deslocamento para o sul do equador, por isso está

mais alto nos céus austrais.

• O Sol nasce e se põe com o maior afastamento para o sul, em relação aos

pontos cardeais leste e oeste.

• O Pólo Sul está sempre iluminado e o Pólo Norte sempre às escuras.

• Dia mais longo do ano no hemisfério Sul e o mais curto no hemisfério Norte.

CARACTERÍSTICAS DO EQUINÓCIO DE OUTONO

• O Sol está cruzando o equador celeste de sul para norte, exatamente sobre o

ponto vernal.

• É um dos dois dias do ano em que o Sol nasce exatamente no ponto cardeal

Leste e se põe exatamente no ponto cardeal Oeste.

• Todas as regiões da Terra são igualmente iluminadas.

• O Sol incide perpendicularmente no equador celeste.

CARACTERÍSTICAS DO SOLSTÍCIO DE INVERNO

• O Sol está com máximo deslocamento para o norte, ficando mais baixo em

relação a nós.

• O Sol nasce e se põe com o maior afastamento para norte, em relação aos

pontos carteais leste e oeste.

28

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.• O Pólo Sul convive com uma longa noite de praticamente 6 meses (Sol

sempre abaixo do horizonte), enquanto o Pólo Norte curte o espetáculo do

Sol da meia-noite.

• Dia mais curso do ano no hemisfério sul e o mais longo no hemisfério norte.

SISTEMAS DE COORDENADAS

Os sistemas de coordenadas são determinados pelas coordenadas

celestes8. Os paralelos e os meridianos são linhas imaginárias, traçadas apenas

sobre os mapas e o globo terrestre. Todos os pontos se cruzam em duas

coordenadas: latitude e longitude. As coordenadas geográficas foram determinadas

por meio de observações astronômicas e satélites geodésicos.

Os paralelos e os meridianos são indicados por graus de circunferências.

Um grau (1º) corresponde a uma das 360 partes iguais em que a circunferência pode

ser dividida. Um grau por sua vez divide-se em 60 minutos (60') e cada minuto pode

ser dividido em 60 segundos (60'').

Os paralelos correspondem a linhas imaginárias Leste-Oeste paralelas ao

Equador e os meridianos a linhas imaginárias Norte-Sul, passando pelos pólos,

correspondentes a interseção da superfície terrestre com planos contendo o eixo de

rotação terrestre.

As ltitudes ou paralelos marcam a distância entre os pólos. O sistema de

paralelos usa o Equador como referencial 0 (zero) e os valores dos ângulos crescem

para o Norte e para o Sul até 90º, sendo cada grau subdividido em 60 minutos e

cada minuto em 60 segundos. Os paralelos mais importantes são o trópico de

Câncer e o Círculo Polar Ártico, ao norte, e o trópico de Capricórnio e o círculo polar

Antártico, ao sul. Para distinguir as coordenadas ao norte e ao sul devem ser usadas

as indicações N e S respectivamente.

8 São pares de números usados para localizar objetos sobre a esfera celeste. São similares às coordenadas de longitude e latitude que usamos sobre a superfície da Terra.

29

No Brasil, o trópico de Capricórnio passa pelos estados do Paraná e de São Paulo.


Longitudes ou meridianos são as linhas que partem do meridiano de

Greenwich9 (0º) até 180º a oeste e a leste e convergem para os pólos. Os

meridianos são usados para determinar os fusos horários ao longo do globo

terrestre. O primeiro fuso encontra-se entre 7º30' a leste e a oeste de Greenwich. A

cada 15º leste desse intervalo se acrescenta uma hora e a oeste se diminui uma

hora. Para distinguir as coordenadas dos hemisférios terrestres ocidental e oriental

devem ser usadas as notações internacionais W e E, respectivamente.

Nesta figura, temos o equador, (linha imaginária) que divide a Terra em duas partes

iguais: o hemisfério Norte e o Hemisfério Sul. Ao lado, as linhas paralelas ao

equador, que são chamadas “paralelos”.

COORDENADAS NA ESFERA CELESTE

Consideremos um observador em certo ponto da superfície da Terra. A linha

vertical que passa pelo observador fura a esfera celeste no ponto chamado zênite, e

o ponto diametralmente oposto recebe o nome de nadir.

O plano perpendicular à linha vertical, denominado de Plano do Horizonte,

intercepta a esfera celeste numa circunferência chamada Linha do Horizonte.

Qualquer semiplano contendo a linha vertical do observador intercepta a

esfera celeste numa semicircunferência chamada de circunferência vertical. A

9 A linha imaginária ganha esse nome porque passa pelo antigo observatório da cidade de Greenwich, situada pero de Londres, no Reino Unido.

30

Ilustração 6: Pogian, Adevertir. Imagem produzida em 10 de julho de 2010.

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.circunferência vertical que passa pelo Pólo norte intercepta a linha do horizonte num

ponto chamado de ponto norte geográfico (N). Já a circunferência vertical que passa

pelo Pólo sul intercepta a linha do horizonte no ponto sul geográfico (S). A reta, no

plano do horizonte, que passa pelos pontos N e S e pelo observador recebe o nome

de linha norte-sul. A linha leste-oeste é perpendicular à linha norte-sul, sobre o plano

do horizonte.

Azimute (A): é o ângulo medido a partir do norte, para leste, sobre o

horizonte, até a circunferência vertical que passa pelo astro cuja posição se deseja

determinar.

Altura (h) é o ângulo medido desde o plano do horizonte, ao longo da

circunferência vertical do astro, até o astro. Um problema com este sistema de

coordenadas é que, devido ao movimento aparente da esfera celeste, a posição de

um astro neste sistema de coordenadas varia com o tempo.

O sistema de coordenadas mais usado em Astronomia é o chamado sistema

equatorial, que é fixo na esfera celeste e se move com ela. Observe ilustração

abaixo.

31

Ilustração 7: http://astro.if.ufrgs.br/coord.htm


MOVIMENTO DE ROTAÇÃO E O DIA E A NOITE

Desde a antiguidade, os seres humanos observaram a existência de

fenômenos celestes que se repetiam regularmente. A alternância do dia e da noite,

ou seja, do claro e do escuro sempre condicionou toda a atividade dos seres vivos

sobre a Terra. Essas observações do céu, do movimento da Lua e do deslocamento

das estrelas contribuíram para que eles concluíssem que todos os astros giravam

em torno da Terra de Leste para Oeste. Essa maneira de entender o movimento dos

astros ficou valendo durante muitos séculos e permitiu ao homem explicar muitos

fenômenos como, por exemplo, os dias e as noites.

Observações acumuladas durante muito tempo mostraram que essa forma

de entender o movimento dos astros tinha muitas falhas, então, em meados do

século XVI resgatou-se uma idéia do século III a.C. que admitia que a Terra se

movimentasse. Esse modelo explicava o movimento dos astros admitindo que a

Terra gira de Oeste para Leste completando uma volta em torno de si mesma em um

dia, ou seja, a cada 24 horas.

O movimento da Terra em torno do seu eixo imaginário que passa pelos

Pólos Norte e Sul é chamado de rotação. Desse movimento resulta o dia e a noite.

Com relação ao Sol, esse movimento tem um período médio de 24 horas, variável

devido às irregularidades do movimento de translação da Terra.

Segundo Canalle e Matsuura (2010)

O período de rotação da Terra não é 24 horas como encontramos muitas vezes, mas 23h 56m 0,409053s. A duração de 24 horas é do dia solar médio, um valor médio dos dias solares verdadeiros ao longo do ano (trópico). Os dias solares verdadeiros são desiguais. Para cronometrá-los teríamos que acertar nossos relógios quando o dia fosse mais curto e vice-versa. Para evitar essa inconveniência prática, criou-se o dia solar médio que é fictício e tem duração constante de 24 horas. O verdadeiro período de rotação da Terra não pode ser medido em relação ao Sol que, por sua proximidade, não permanece fixo na esfera celeste. Deve ser medido em relação às estrelas distantes. O tempo para que uma mesma estrela distante

32

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.cruze duas vezes sucessivas o meridiano do observador, é o dia sideral. Este sim, corresponde ao período de rotação da Terra no espaço. Chama-se passagem meridiana o fenômeno em que um astro em seu movimento diurno cruza o meridiano do observador.

Com relação às estrelas, esse movimento é bem mais uniforme, com

período de cerca de 23 h 56 min. e 4 seg. e sabe-se que ele acontece de Oeste para

Leste e pode se observar, com isso, todos os astros (Sol, Lua, estrelas) girando em

sentido contrário, isto é, de Leste para Oeste como é visto aqui da Terra. Esse

movimento também explica a sucessão dos dias e das noites, sendo que o dia

consiste em a Terra receber a luz solar em uma de suas metades enquanto que a

outra fica na escuridão da sombra da própria Terra consistindo a noite. Somente nos

tempos modernos com a invenção da luneta, dos telescópios, dos satélites artificiais,

das viagens espaciais, foi possível comprovar o movimento de rotação da Terra.

A velocidade da Terra ao realizar o movimento de rotação é de 0,5 km/s.

• Indicamos o filme: Giordano Bruno, como contribuição para tal

verificação.

MOVIMENTO DIURNO DA ESFERA CELESTE

Devido ao movimento de rotação da Terra no sentido de oeste para leste,

ocorre o deslocamento aparente dos astros na esfera celeste de leste para oeste.

Dependendo da posição em que estamos na Terra, os astros são

observados descrevendo movimentos circulares oblíquos ou inclinados com relação

ao horizonte.

No Pólo Norte da Terra, os astros descrevem movimentos no sentido anti-

horário ao redor do Pólo Celeste Norte, onde está a Estrela Polaris.

No Pólo Sul da Terra, os astros se movem no sentido horário ao redor do

Pólo Sul Celeste.

33


Para um observador situado entre o equador e o Pólo Sul da Terra, alguns

astros estariam sempre acima do horizonte, nas proximidades do Pólo Sul celeste, e

outros estariam sempre abaixo do horizonte, nas proximidades do Pólo Norte

celeste. Quem mora no Pólo Sul da Terra, nunca vê a estrela polaris.

Para um observador que se encontra no equador terrestre, os astros nascem

no horizonte Leste, descrevem círculos perpendiculares ao horizonte e se põem no

horizonte Oeste. O Pólo Sul celeste coincide com o ponto cardeal Sul, assim com o

Pólo Norte celeste coincide com o ponto cardeal Norte, coincidindo também com o

horizonte do local.

34


Ilustração 9: Pogian, Adevertir. Produzida em 06 de julho de 2010.


Para um observador nos Pólos da Terra os astros descrevem movimentos

circulares. Nas latitudes acima de 66º 33’ 39" N ou S, ocorre o fenômeno “Sol da

meia noite” em que o sol fica acima do horizonte por várias horas ou meses.

MOVIMENTO DE TRANSLAÇÃO E AS ESTAÇÕES DO ANO EM

DIFERENTES LATITUDES

O movimento orbital da Terra em torno do Sol, que dá origem ao Ano Solar;

com cerca de 365 dias e 6 horas é chamado Movimento de Translação. Esse

movimento, associado ao fato de o eixo de rotação não ser perpendicular ao plano

da órbita da Terra, resulta nas estações do ano.

Embora a órbita da Terra em torno do Sol seja uma elipse, e não um círculo,

a distância da Terra ao Sol durante o período de um ano varia somente 3%, sendo

que a Terra está mais próxima do Sol em janeiro. O que resulta nas estações do ano

é a inclinação do eixo de rotação da Terra com relação à órbita descrita em torno do

Sol. Este ângulo de inclinação é chamado de obliquidade da eclíptica e é de 23º27'.

Devido a essa inclinação, à medida que a Terra órbita em torno do Sol os raios

solares incidem mais diretamente em um hemisfério ou em outro, proporcionando

mais horas com luz durante o dia a um hemisfério ou a outro e, portanto aquecendo

mais um hemisfério ou outro. No Equador, todas as estações são muito parecidas:

todos os dias do ano o sol fica 12 horas acima do horizonte e 12 horas abaixo do

horizonte. A única diferença é a altura do Sol: em aproximadamente 21/06 o Sol

cruza o meridiano ao norte do zênite. Em 23/09 o sol cruza o meridiano ao Sul do

35


Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.zênite, e no resto do ano ele cruza o meridiano entre esses dois pontos. Portanto, a

altura do Sol ao meio-dia no equador não muda muito ao longo do ano, e por esse

motivo não existe muita diferença entre inverno, verão, primavera ou outono. À

medida que se afasta do Equador, as estações ficam mais acentuadas.

MOVIMENTO DA LUA EM TORNO DA TERRA E DO SOL

A Lua é o satélite natural da Terra, é o corpo celeste mais próximo da Terra.

A distância Terra-Lua pode ser medida por radar e por laser. O valor atual

de sua distância foi obtido por laser, utilizando um espelho colocado pelos

astronautas na Lua. Medindo o tempo de ida e vinda de um feixe de laser disparado

da Terra à Lua. Seu valor médio é de 384 000 km e varia de 356 800 km a 406 400

km. A excentricidade da órbita da Lua é de 0,0549. O diâmetro aparente médio da

Lua é de 31'5'' (0,518º) de onde se deduz que o diâmetro da Lua é 3.476

quilômetros. A massa da Lua é de 1/81 da massa da Terra que é de 5 ,73332 x

1024kg. O plano orbital da Lua tem uma inclinação de 5º9' em relação à eclíptica.

A Lua tem três movimentos principais: a rotação em torno de seu próprio

eixo, a translação em torno da Terra e a revolução em torno do Sol junto com a

Terra.

Como a Lua é o corpo celeste mais próximo da Terra, ela é o que se move

mais rapidamente em relação a nós, com exceção de corpos passageiros, como

meteoros. À medida que a Lua viaja ao redor da Terra ao longo do mês, ela passa

por um ciclo de fases, durante o qual sua forma parece variar gradualmente.

36

Ilustração 11: http://astro.if.ufrgs.br/tempo/mas.htm

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.FASES DA LUA

Segundo Oliveira Filho & Saraiva10, à medida que a Lua viaja ao redor da

Terra ao longo do mês, ela passa por um ciclo de fases, durante o qual sua forma

parece variar gradualmente. Esse fenômeno é bem compreendido desde a

Antiguidade. Acredita-se que o grego Anaxágoras (± 430 a.C.) já conhecia sua

causa, e Aristóteles (384 – 322 a.C.) registrou a explicação correta do fenômeno: as

fases da Lua resultam do fato de que ela não é um corpo luminoso, e sim um corpo

iluminado pela luz do Sol. A face iluminada da Lua é aquela que está voltada para o

Sol. A fase da lua representa o quanto dessa face está voltada também para a Terra.

Durante metade do ciclo essa porção iluminada está aumentando (Lua crescente) e

durante a outra metade ela está diminuindo (Lua minguante). Tradicionalmente

apenas as quatro fases mais características do ciclo: Lua Nova, Quarto Crescente,

Lua Cheia e Quarto Minguante recebem nomes especiais, porém a porção iluminada

da Lua, que é a sua fase, varia dia por dia. Por essa razão, os astrônomos definem a

fase da Lua em termos de dias decorridos desde a Lua Nova (de 0 a 29,5) e em

termos de fração iluminada (de 0% a 100%).

As quatro fases principais do ciclo são:

Lua Nova: A face iluminada não pode ser vista da Terra. A Lua está na

mesma direção do Sol e, portanto está no céu durante o dia. A Lua aparece no céu

aproximadamente 6 horas e desaparece aproximadamente 18 horas.

Lua Quarto-Crescente: Metade do disco iluminado pode ser visto da Terra.

Vista do hemisfério Sul da Terra, a forma da Lua lembra a letra C (vista do

hemisfério Norte lembra a letra D). Lua e Sol vistos da Terra estão separados por um

ângulo de 90º. A Lua está a Leste do Sol que, portanto ilumina seu lado Oeste. A

Lua aparece aproximadamente meio-dia e desaparece aproximadamente meia-noite.

10 Departamento de Astronomia – Instituto de Física. Universidade Federal do Rio Grande do Sul.

37


38

CURIOSIDADE Na fase crescente o lado iluminado da Lua é o seu lado oeste, e na fase minguante

o lado iluminado é o lado leste.

Isso depende de o observador estar no hemisfério norte ou sul da Terra. O que

muda é a orientação da Lua em relação ao observador, pois na maioria dos lugares

do hemisfério sul da Terra, a Lua passa o meridiano local ao norte do zênite, ao

passo que na maioria dos lugares do hemisfério norte terrestre, a Lua passa o

meridiano ao sul do zênite. Se a Lua está ao norte do zênite, o observador para vê-

la, se volta para a direção norte. Nesse caso, o hemisfério oeste da Lua estará à

sua esquerda, e o hemisfério leste à sua direita. Consequentemente, a Lua terá a

forma de C na fase crescente e forma de D na fase minguante. Para um observador

que vê a Lua estando voltado para o Sul as formas da Lua nas fases crescente e

minguante ficam invertidas.

Astronomia e Astrofísica

Kepler de Souza Oliveira Filho e Maria de Fátima Oliveira Saraiva.

Ilustração 12: Imagem feita com recurso gimp através do software Sttelarium, por Vera Lucia Zardo Ansolin.

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Lua Cheia: Toda a face iluminada da Lua está voltada para a Terra. A Lua

está visível no céu durante toda a noite, com a forma de um disco. Lua e Sol, vistos

da Terra, estão em direções opostas, separados por um ângulo de 180º ou 12 horas.

A Lua aparece no céu aproximadamente 18 horas e desaparece aproximadamente 6

horas do dia seguinte.

Lua Quarto-Minguante: Metade do disco iluminado pode ser visto da Terra,

como em Quarto-Crescente. Vista do hemisfério Sul da Terra, a forma da Lua lembra

a letra D e vista do hemisfério Norte lembra a letra C. A Lua está a Oeste do Sol, que

ilumina seu lado Leste. A Lua aparece no céu à zero hora (meia-noite) e desaparece

às doze horas (meio-dia).

A LUA MOSTRA A POSIÇÃO DO SOL11.

Se durante o dia ou durante a noite, principalmente na semana que

antecede e na que sucede a Lua Nova, você olhar para a Lua e ela não estiver muito

11 Disponível no endereço: <http://www.silvestre.eng.br/astronomia/>

39


Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.cheia, nem toda escura, você vai poder notar as cúspides, que são aquelas pontas

da parte iluminada do disco lunar,.

Imagine que o limbo (bordo) iluminado do disco lunar é um arco indígena,

com as cúspides sendo as extremidades. Se você ligá-las por uma linha reta você

terá a corda do arco. Calcule para onde vai a flecha se for disparada por esse arco,

e, curiosamente: o alvo será sempre o Sol.

A realização dessa prática durante o dia, quando o Sol está visível, serve

para comprovar que ela funciona, mas durante a noite ela pode nos dar uma

indicação sobre a região do horizonte onde o Sol se pôs ou sobre aquela onde ele

vai nascer

ORIGEM DA ROTAÇÃO SINCRONIZADA COM A TRANSLAÇÃO

Acredita-se que a rotação tenha acontecido como resultado das grandes

forças de maré exercidas pela Terra na Lua no tempo em que a Lua era jovem e

mais elástica. As deformações tipo bojos causadas na superfície da Lua pelas marés

teriam freiado a sua rotação até ela ficar com o bojo sempre voltado para a Terra, e,

portanto com período de rotação igual ao de translação. Essa perda de rotação teria

como consequência, provocado o afastamento maior entre Lua e Terra (para

conservar o momento angular). Atualmente a Lua continua afastando-se da Terra, a

uma taxa de 4 cm/ano.

ECLIPSES

Denomina-se eclipse ao obscurecimento parcial ou total de um corpo celeste

em virtude da interposição de outro. Um eclipse acontece sempre que um corpo

entra na sombra de outro. A palavra eclipse vem do grego ekleipsis, que significa

abandono, desmaio, desaparecimento. Assim, quando a Lua entra na sombra da

Terra, acontece um eclipse lunar, e quando a Terra é atingida pela sobra da Lua,

acontece um eclipse solar. Nos dois casos, eclipse lunar e eclipse solar, há um

alinhamento perfeito entre os três astros: o sol, a Terra e a Lua. No eclipse solar, a

Lua passa exatamente entre a Terra e o Sol; e no eclipse lunar, a Terra passa

exatamente entre o Sol e a Lua.

40

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Somente o Sol, por ser uma estrela, emite luz. A Lua e a Terra apenas

refletem parte da luz que recebem do Sol. Sendo assim, quando os três corpos

estiverem alinhados, um projetará sua sombra sobre o outro.

O Sol, como única fonte de luz, provoca cones de sombra na Terra e na

Lua. Os eclipses são o resultado da interceptação desses cones de sombra pela

Terra ou pela Lua, quando os astros assumem determinadas posições no espaço.

41

Um pouco de história

Tudo indica que os primeiros fenômenos celestes que chamaram a atenção

do homem primitivo, além da sucessão de dias e noites e do aparecimento

dos cometas foram a ocorrência dos eclipses.

Os eclipses, em particular os solares, sempre tiveram papel marcante na

história e são previstos desde milhares de anos antes da era cristã.

• Os antigos chineses, por exemplo, achavam que quando ocorria um

eclipse um dragão estava engolindo o Sol. A população se reunia e

fazia o maior barulho possível para espantá-lo. “Sempre dava certo...”

• Uma lenda conta que os astrônomos Hi e Ho, em cerca de 2100 a.C.,

a serviço do imperador, beberam tanto que se esqueceram de

predizer um eclipse e por isso foram executados.

• Na Bolívia, os eclipses eram atribuídos a um puma que estaria

devorando o deus Sol (Inti). Segundo a tradição, para que o puma

não terminasse de devorar o Sol, as crianças e os animais deveriam

fazer barulho e assim, os gritos e os choros dos inocentes

espantariam o puma e o fariam ir embora. Este rito ainda é presente

entre os moradores do altiplano e sempre surte o efeito desejado...

• Outro mito é a morte do Sol, chamado Intijiwaña que em língua

aymara é uma crença de que o Sol está enfermo a ponto de morrer.

Paulo Sergio Bretones

Professor UFSCar

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.COMO OCORREM OS ECLIPSES DO SOL

O eclipse solar é um fenômeno que ocorre quando a Lua se coloca em

alinhamento entre o Sol e a Terra. Nessa posição, o satélite projeta sua sombra

sobre o astro solar, encobrindo-o total ou parcialmente para quem o observa de

algumas regiões.

A órbita lunar é inclinada cerca de 5 graus em relação ao plano da órbita da

Terra. Em virtude dessa diferença de inclinação entre os planos das órbitas da Lua e

da Terra, os três astros: Sol, Terra e Lua não ficam alinhados a cada Lua Cheia e a

cada Lua Nova. Se não existisse essa inclinação haveria sempre eclipses, a cada

Lua Nova, eclipse solar e a cada Lua Cheia, eclipse lunar.

Para ocorrer eclipses do Sol é necessário que haja um alinhamento Sol-Lua-

Terra. Tal alinhamento só acontece quando a Lua está na fase Nova. Além disso, a

Lua deve estar em um dos nodos12 ou próxima a ele. Quando essas duas condições

são satisfeitas, o cone de sombra da Lua atinge determinados lugares da Terra,

havendo então, o eclipse solar.

Podem ocorrer, anualmente, no mínimo 2 eclipses, sendo os 2 solares e no

máximo 7, sendo pelo menos 2 lunares. Podem ocorrer 5 eclipses solares e 2

lunares; ou 4 eclipses solares e 3 lunares. Embora os eclipses solares ocorram em

maior número, vemos com mais frequência os eclipses lunares por serem

observados em uma área consideravelmente superior à metade da Terra.

Os eclipses solares só podem ser vistos em uma área muito limitada com

260 km de largura e de 4800 a 6400 km de extensão.

A cada 18 anos 11 dias e 8 horas os eclipses se reproduzem na mesma

sequência, é o chamado “período de Saros”, já conhecido pelos caldeus.

Depois de 3 Saros será possível contemplar, no mesmo lugar, o mesmo

eclipse em circunstâncias idênticas.

12 Nodos (nen) são os pontos em que a órbita lunar cruza o plano da órbita da Terra, chamado ponto da eclíptica.

42


TIPOS DE ECLIPSE DO SOL

Há vários tipos de eclipse de Sol: Parcial, Total, Anular, Misto. O eclipse parcial ocorre quando somente uma parte do disco solar é obscurecida. O eclipse total acontece quando todo o disco solar fica encoberto pela Lua. Determinada faixa

do globo terrestre é atingida pelo cone de sombra projetado pela Lua. O céu

escurece quase totalmente. O eclipse anular ocorre quando nem todo o disco solar

é obscurecido, restando um anel de luz ao redor do Sol, quando o eclipse está no

auge. Neste caso, o vértice do cone de sombra não alcança a superfície terrestre. O eclipse misto é um tipo raro de eclipse onde numa parte da faixa central do

fenômeno ocorre um eclipse total e noutra, um anular.

VISIBILIDADE DE UM ECLIPSE DO SOL

Os eclipses do Sol são observados numa área limitada do globo terrestre,

pois o cone de sombra projetada pela Lua apresenta uma área de abrangência

muito pequena. Num eclipse total ou anular o evento só pode ser observado como

tal numa longa e estreita faixa de terra. Num eclipse total essa área restrita é

chamada de “faixa de totalidade”. No seu centro passa a linha imaginária central do

eclipse.

Nas áreas adjacentes à faixa de totalidade, o eclipse é parcial, diminuindo de

magnitude à medida que se afasta da linha central do eclipse.

43

DURAÇÃO DE UM ECLIPSE SOLAR

Num eclipse total, a máxima duração da fase de totalidade é de cerca de 7'30'', mas

nem todos os eclipses solares tem essa duração. A duração total do eclipse, desde

quando a Terra começa a entrar na região de penumbra até que ela saia

completamente da região de penumbra é de 6 h 15 m.

Astronomia, Uma visão geral do Universo.Amâncio C. S. Friaça, Elisabete dal Pino, Laerte Sodré Jr. Vera Jatenco-Pereira.

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.COMO OCORREM OS ECLIPSES DA LUA

Num eclipse lunar, a Lua cruza o plano da órbita da Terra, ou seja, passa

por um nodo, e os três astros: Sol, Terra e Lua ficam alinhados.

Os eclipses lunares ocorrem durante a Lua cheia, quando a Terra se

encontra entre o Sol e a Lua.

Ocorrem três tipos de eclipses da Lua: Penumbral, Parcial e Total.

No eclipse penumbral a Lua atravessa o cone de penumbra da Terra. O

fenômeno quase não é notado. Apenas se percebe, com a evolução do evento, que

o satélite da Terra fica menos brilhante.

No eclipse parcial, a Lua penetra parcialmente no cone de sombra (umbra)

do nosso planeta. O aspecto da Lua é semelhante ao do Sol parcialmente eclipsado,

parece faltar um pedaço.

No eclipse total, a Lua mergulha completamente no cone de sombra da

Terra, mas não desaparece. Parte da lua do Sol que se refrata na atmosfera da

Terra alcança a Lua. Sua coloração varia no decorrer do evento, tornando-se

predominantemente avermelhada. Um eclipse total é sempre acompanhado das

fases penumbral e parcial. Durante a fase total a Lua ressurge inteira, com uma

luminosidade tênue e avermelhada porque parte da luz solar é refratada na

atmosfera da Terra e atinge a Lua.

44

ECLIPSE TOTAL DA LUA EM 21 DE DEZEMBRO DE 2010

HORÁRIO FENÔMENO02 h 28 m Entrada na penumbra03 h 32 m Entrada na sombra04 h 40 m Início da totalidade05 h 17 m Maio do eclipse05 h 54 m Fim da totalidade07 h 02 m Saída da sombra08 h 06 m Saída da penumbra

Fonte: <http://www.silvestre.eng.br/astronomia/fenomenos/eclipses/L211210/>

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Na tabela acima, estão registrados os instantes das fases principais do

eclipse, calculados para o minuto inteiro mais próximo e pela hora legal de Brasília

(GMT-3_, sem a correção para o horário de verão. O fenômeno ocorre na noite do

dia 20 para o dia 21 (segunda-feira para terça-feira).

É visível em todo o Brasil, mas não completamente (melhora de leste para

oeste), porque a Lua se põe antes de seu término.

VISIBILIDADE DE UM ECLIPSE DA LUA

Enquanto os eclipses do Sol são observados numa região restrita do globo

terrestre, principalmente onde o eclipse é total, os eclipses da Lua são observados

em todas as áreas do globo onde a Lua está acima do horizonte. Isto se dá porque o

cone da sombra projetado pela Terra possui um diâmetro muito maior do que a

própria Lua. Assim, embora os eclipses da Lua se dêem em menor número do que

os do sol são visíveis numa região muito mais extensa da Terra.

PROCEDIMENTOS PARA OBSERVAR O ECLIPSE DO SOL

Observar o eclipse do Sol requer tantos cuidados quanto observar o astro-

rei quando não está eclipsado. Ocorre que, durante o eclipse, as pessoas ficam

encorajadas a olhar o Sol diretamente, sem nenhuma proteção, porque a imagem do

Sol fica menos brilhante. Isto é muito perigoso, pois danos à visão podem ser

adquiridos sem que o observador perceba. Em quase todos os eclipses há registros

de pessoas que sofreram lesões nos olhos.

45

DURAÇÃO DE UM ECLIPSE LUNAR

Num eclipse lunar, a duração da fase de totalidade pode chegar a 1 h 45 m e a

duração total do eclipse pode chegar a 6 h 19 m.

Astronomia, Uma visão geral do Universo.

Amâncio C. S. Friaça, Elisabete dal Pino, Laerte Sodré Jr. Vera Jatenco-Pereira.

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.As radiações solares que chegam à superfície terrestre são constituídas de

radiações visíveis e invisíveis. As visíveis são as que se acostumou chamar de luz.

As outras são a luz ultravioleta, que danifica a retina sem que o observador perceba

e a lua infravermelha (calor).

Quando o sol está próximo de horizonte ou encoberto por nevoeiro, as

radiações solares são absorvidas fortemente. Por isso não faz mal algum olhar o Sol

a olho nu nestas condições. Já a observação com instrumentos não deve ser feita

nestes casos, pois requer uma proteção especial das radiações solares.

Quando o astro-rei está mais alto no céu e não está encoberto por nevoeiro,

também a observação a olho nu requer cuidados especiais.

Há um único momento em que um observador pode olhar para o Sol

diretamente, à vista desarmada ou com aparelho ótico: no pequeno intervalo de

tempo em que dura o eclipse total. Isto só é válido para quem estiver situado na

faixa de totalidade.

OBSERVAÇÃO SEM INSTRUMENTO ÓTICO

a) Negativo fotográfico e vidro:Para a observação do eclipse a olho nu, muitas pessoas, na falta de filtro

solar, recorrem aos negativos de filmes fotográficos velados, isto é, expostos à luz

(bastante escuros), ou então, chapas de radiografias bem escuras.

Se não houver outra opção, é recomendável utilizar dois pedaços de filme

ou radiografia, interpondo entre eles um pequeno vidro plano. Pelo fato de não ser

uma opção segura, a observação deve ser rápida e esporádica.

b) Lente de máscara de soldador:Existem filtros que equipam as máscaras de soldador e que são adequados

à observação do Sol sem instrumentos óticos. São vendidos em casas que

comercializam equipamentos para solda e apresentam uma numeração específica

que diz respeito à densidade do filtro, chamada popularmente de tonalidade. No

caso deve-se optar pela “lente de tonalidade” 14, a mais escura, nas dimensões 51

mm x 108 mm.

46

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.OBSERVAÇÃO COM TELESCÓPIO E BINÓCULO

A observação realizada com instrumentos óticos requer mais cuidados do

que à vista desarmada. Isto porque a área coletada de luz é maior do que a do olho

humano e também porque os aparelhos concentram as radiações visíveis e

invisíveis.

Algumas lunetas vêm equipadas com um dispositivo que permite a projeção

da imagem num anteparo plano e branco. O anteparo é ajustado a certa distância da

ocular13 até a imagem ficar focalizada. Este é o método mais seguro para se

observar o Sol.

Se o instrumento não é dotado deste anteparo, basta confeccionar ou

improvisar um, fixando uma folha de papel branco numa prancheta posicionando

esta a certa distância da ocular. Desta forma a imagem do Sol será projetada no

papel e o observador pode acompanhar a evolução do eclipse com segurança.

Através deste procedimento consegue-se uma imagem de boa qualidade,

sendo possível observar as manchas solares, quando notáveis e até fotografá-las

Pode-se também construir uma câmara escura usando-se, por exemplo, um

tubo longo. Deve-se fazer um pequeno furo em uma das faces e apontar essa face

para o Sol. Na parte interna da face oposta será projetada uma imagem que poderá

ser observada através de uma abertura lateral.

Ao apontar o telescópio para o Sol, não olhe através do instrumento e sim,

procure por tentativa, a imagem solar obtida no anteparo.

13 Conjunto de lentes por onde se observa.

47


II UNIDADE – ASTROS

48

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.ASTROS

O principal elemento do Sistema Solar é uma estrela e tamanho médio14 e

amarela com cerca de cinco bilhões de anos de idade - o Sol. Ao redor dessa estrela

encontramos planetas, planetas anões, satélites, meteoroides, asteroides e cometas

distribuídos numa extensa região de quase vinte bilhões de quilômetros. O estudo

do Sistema Solar nos permitiu conhecer muito bem o Sol e a exploração planetária

trouxe à Humanidade uma nova visão desse conjunto pelo Estudo Comparativo

entre Planetas: a Planetologia15. O planeta Terra ocupa uma situação muito especial

por ter permitido a manutenção de formas de vida por períodos muito longos,

situação essa que nós não encontramos nos demais planetas deste sistema solar.

Entender o Sistema Solar significa valorizar a Terra e como nós devemos nos

comportar para permitir uma existência proveitosa dela.

O Sistema Solar é composto, além do Sol, de uma grande quantidade de

corpos: planetas, satélites, asteroides, cometas, meteoroides, etc. Esses corpos

podem estar em órbita em torno de planetas ou localizam-se em regiões particulares

do Sistema Solar.

A maioria dos planetas tem um ou mais satélites que descrevem órbitas ao

seu redor. Alguns, como os planetas gigantes possuem um verdadeiro sistema de

satélites à sua volta, além de um sistema de anéis, compostos por milhões de

partículas com tamanhos que variam de alguns mícrons a alguns metros.

Os asteroides e cometas são pequenos corpos que, assim como os

planetas, também estão em órbita em torno do Sol. Ambos se caracterizam por

ficarem localizados em regiões muito específicas e têm tamanhos muito inferiores

aos planetas.

14 Existem estrelas anãs, do tamanho da Lua ou da Terra, e existem estrelas super gigantes, muito maiores que o Sol. O Sol tem tamanho médio: não é nem grande nem pequeno quando comparado com a média das estrelas que nos parecem muito pequenas porque estão muito longe da Terra.

15 Planetologia ou ciência planetária ou astronomia planetária é o estudo dos sistemas planetários (os planetas, seus satélites naturais e outros objetos relacionados) com maior ênfase no Sistema Solar. Apesar disso, é crescente o interesse também nos Planetas extra-solares (planetas que não pertencem ao Sistema Solar). Em geral, estudam-se todos os objetos não-estrelares (ou com dimensão inferior ao necessário para se iniciar uma reação nuclear), onde se incluem os meteoros e cometas.

49

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Recentes descobertas têm modificado a compreensão dos sistemas

planetários sendo necessário um rearranjo de conceitos devido ao desenvolvimento

da compreensão do Sistema Solar.

Durante a última Assembleia Geral da União Astronômica Internacional

(UAI), em agosto de 2006, astrônomos, escritores e historiadores membros do

Comitê de Definição de Planetas após exaustivas discussões durante as duas

semanas de reunião na república Tcheca aprovaram a seguinte proposta:

RESOLUÇÃO 5A

Um planeta16 é um corpo celestial que:

1. está em órbita ao redor do Sol,

2. tem massa suficiente para que sua auto-gravidade relacionada com

as forças de corpo rígido permitam que ele assuma uma forma em

equilíbrio hidrostático (forma arredondada) e,

3. tem limpado17 a vizinhança ao longo de sua órbita

A UAI também introduziu uma nova terminologia em astronomia, a de planeta-anão;

Um "planeta anão" é um corpo celestial que:

1. está em órbita ao redor do Sol,

2. tem massa suficiente para sua auto-gravidade relacionada com as

forças de corpo rígido de modo que ele assuma uma forma18 em

equilíbrio hidrostático (aproximadamente arredondada.),

3. não tem limpa a sua vizinhança ao longo de sua órbita.

4. Não ter satélite de nenhum planeta.

Todos os outros objetos19 exceto os satélites orbitando ao redor do Sol

deverão ser referidos pelo coletivo "Pequenos Corpos do Sistema Solar".

Resolução da União Astronômica Internacional: Plutão

16 Os oito “planetas” são: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno.17 A expressão “limpar a vizinhança de sua órbita” tem sido usada por astrônomos para se referirem

a corpos (planetas ou protoplanetas) que eliminem outros objetos menores de sua vizinhança ao longo de um certo tempo, através de sua interação gravitacional com os mesmos, fazendo com que acresçam no corpo maior ou que suas órbitas sejam modificadas.

18 Uma análise da União Astronômica Internacional irá estabelecer o limite dos objetos dentro da definição de planeta anão e outras categorias.

19 Isto inclui correntemente a maioria dos asteroides do Sistema Solar, a maioria dos Objetos Trans-Netunianos, cometas, e outros pequenos corpos.

50

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.RESOLUÇÃO 6A

A União Astronômica Internacional além disso resolve:

Plutão é um "planeta anão" pela definição acima e é reconhecido como o protótipo

de uma nova categoria de objetos Trans-Netunianos.

Essas duas Resoluções 5A e 6A acima estão no seguinte documento

Resolution_GA26-5-6.pdf localizados em: http://www.iau.org/fileadmin/content/pdfs/.

Em particular nesse documento há um complemento com relação a Resolução 6A:

Plutão é um "planeta anão" pela definição acima e é reconhecido como o

protótipo de uma nova categoria de objetos Trans-Netunianos20

Até que Plutão deixasse de ser considerado um objeto “diferente” no

Sistema Solar, muitos anos se passaram. O astrofísico norte-americano Frederich

Charles Leonard (1896-1960) e posteriormente em 1943 o astrônomo economista e

engenheiro Keneth Essex Edgeworth (1880-1972) foram os primeiros a sugerir que

Plutão não era único, mas que existiria uma miríade de objetos gelados orbitando

em disco localizado além de Netuno, e que Plutão seria o mais brilhante desses

objetos. Em 1951 o astrônomo holandês Gerard Peter Kuiper (1905-1973) atribui à

existência deste disco a fonte dos cometas de curto período21. Este disco foi

denominado Cinturão de Edgeworth Kuiper, ou simplesmente Cinturão de Kuiper.

Porém, o primeiro objeto do Cinturão de Kuiper só foi detectado ao telescópio em

1992, em Mauna Kea, Havaí. Desde então, já foram observados mais de 1.000

objetos com diâmetros entre 50 e 2.000 quilômetros. Estima-se atualmente,

baseando-se no número de objetos descobertos que existem ao menos 100.000

objetos gelados com diâmetros maiores do que 10 quilômetros.

E, o Sistema Solar termina aí, no Cinturão de Kuiper? Não. Antes mesmo de

propor a existência do cinturão de Kuiper, os astrônomos já previam a existência de

outra estrutura. Uma nuvem esférica de objetos que, segundo a proposta de Ernst

Öpik (1893-1985), em 1932, seria a fonte dos cometas. Em 1950, o astrônomo

holandês Jan Hendrick Orrt (1900-1992) reviveu esta hipótese, propondo a

existência dessa estrutura esférica, atualmente denominada Nuvem de Oort, como

solução para uma aparente contradição: após várias passagens pelo Sistema Solar

20 Um processo dentro da União Astronômica Internacional será estabelecido para selecionar um nome para essa categoria.

21 Períodos menores que 200 anos.

51

http://www.iau.org/fileadmin/content/pdfs/

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.interno, os cometas têm sua atividade extinta. Então, se todos os cometas que

observamos existissem no Sistema Solar interno desde o início de sua formação,

todos já teriam sido extintos. Observando cometas de longo período, Oort sugeriu

que a maior parte deles deveria estar entrando no Sistema Solar interno pela

primeira vez, se não fosse assim, suas órbitas já teriam sido modificadas por

perturbações gravitacionais devidas aos planetas gigantes. Oort observou ainda que

os cometas de longos períodos pareciam vir de distâncias de aproximadamente

50.000 UA, e cálculos recentes sugerem que essa distância estende-se até 100.000

UA.

No conjunto de objetos que chamamos de Sistema Solar, conhecemos até

agora: 1 estrela (o Sol), 8 planetas (Mercúrio. Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno,

Urano e Netuno), 5 planetas anões (Plutão, Ceres, Éris, Makemake, Haumea),

mais de 150 satélites e milhares de asteroides (principalmente entre Marte e Júpiter,

no cinturão Principal de Asteroides e depois de Netuno, no Cinturão de Kuiper), e os

cometas.

SATÉLITES

Satélite22 é um corpo celeste que gira em torno de um planeta por causa da

força da gravidade.

Os satélites existentes no Sistema Solar podem ser separados em funções

de suas propriedades físicas ou dinâmicas. A característica física usada para

classificar satélites é o seu tamanho. Podem ser divididos em:

Grandes: quando seu raio é superior a 1.500 quilômetros.

Intermediários: quando seu raio varia entre 400 e 1.500 quilômetros.

Pequenos: Todos aqueles cujos raios são inferiores a 400 quilômetros.

Os satélites também podem ser classificados levando-se em conta as

características de suas órbitas, ou seja, o semi-eixo maior, a excentricidade e a

inclinação. O semi-eixo maior é o elemento da órbita de um astro, que caracteriza as

dimensões da elipse orbital; a excentricidade de uma elipse (órbita do satélite) é a

razão da distância entre os focos e o eixo maior. Os círculos possuem

excentricidade igual a zero, e a das parábolas é igual a 1. As elipses apresentam

22 A Lua é o único satélite natural do planeta Terra.

52

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.excentricidade entre 0 e 1; e, por último, a inclinação é o angulo entre o plano da

órbita do satélite e o plano da eclíptica.

Quando estes parâmetros são analisados, verifica-se que para todos os

satélites existem vários objetos que apresentam órbitas com o semi-eixo maior

moderado, além d excentricidades e inclinações pequenas. Os satélites deste grupo

são denominados “satélites regulares”, por reproduzirem as características

dinâmicas básicas do sistema planetário.

Outro grupo de satélites tem o semi-eixo maior de sua órbita muito grande

ou muito pequeno, além de apresentarem excentricidades e/ou inclinações grandes,

Estes objetos são denominados “satélites irregulares”.

A separação entre satélites regulares e irregulares permite obter

informações sobre o processo físico que levou à sua formação. Os satélites

regulares teriam sido formados ao mesmo tempo em que o planeta, da mesma

maneira como o próprio sistema planetário teria sido formado. Já os satélites

irregulares não foram formados junto com os planetas, Ao contrário, teriam sido

capturados pelo campo gravitacional do planeta numa fase posterior à sua

formação.

Os planetas interiores23 também chamados de planetas telúricos ou

terrestres são os quatro planetas mais próximos do Sol e tem pouco ou nenhum

satélite enquanto que os planetas exteriores, também chamados de planetas

gigantes24 possuem um grande número de satélites.

Mercúrio e Vênus não têm satélites, enquanto que a Terra tem apenas um, a

Lua. Marte tem dois pequenos satélites, Phobos e Deimos, ambos com diâmetros

menores do que 30 quilômetros, além de possuírem formas bem irregulares. Os

astrônomos acreditam que Phobos e Deimos são asteroides que foram capturados

pelo planeta Marte.

Júpiter tem 4 satélites regulares, Io, Europa, Ganymede e Callisto,

descobertos por Galileo em 1610, e por isso denominados de satélites Galileanos.

Esses satélites têm diâmetro entre 3 100 a 5.200 km, forma esférica e órbitas bem

regulares.

Saturno, tem um satélite grande, com um diâmetro de cerca de 5.000

quilômetros, Titã, que descreve um órbita regular em torno do planeta. Outros três 23 Mercúrio, Vênus, Terra e Marte.24 Júpiter, Saturno, Urano e Netuno

53

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.satélites, Iapetus, Reia e Dione, têm tamanhos e órbitas regulares, no entanto,

Iapetus tem uma órbita altamente inclinada. Atualmente, Saturno tem 34 satélites

conhecidos.

Urano tem 5 satélites regulares de tamanho intermediário e órbita regular:

Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon. Recentemente foram descobertos mais 10

satélites pequenos em órbitas muitos próximas ao planeta e outros pequenos

satélites a grandes distâncias do planeta Urano.

54

Ilustração 14: Imagem feita através do software Celestia, com recurso gimp. por Vera Lucia Zardo Ansolin.

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.ASTERÓIDES

Os asteroides são pequenos corpos, rochosos ou metálicos que se

espalham em uma região localizada entre 2 e 5 UA25 do Sol. Os asteroides estão

distribuídos em três regiões principais: Cinturão principal, Objetos próximos à Terra

e Troianos. Mais de 12.000 asteroides têm órbitas bem determinadas. Eles orbitam o

Sol aproximadamente na mesma direção dos planetas (de oeste para leste) e a

maioria no mesmo plano.

A partir de 1992 foram descobertos vários asteroides além da órbita de

Netuno, chamados objetos trans-netunianos. A maioria desses objetos tem órbitas

alinhadas com a eclíptica, formando um anel em torno do Sol, a uma distância média

de 40 UA, chamado "Cinturão de Kuiper". Todos os asteroides são menores do

que a Lua.

O chamado Cinturão Principal, também conhecido como “cinturão de

asteroides”, é formado pelos asteroides que estão localizados na região que fica

entre os planetas Marte e Júpiter. Seus períodos orbitais variam entre uns poucos

anos e o período de Júpiter que é de quase 12 anos.

Os asteroides próximos à Terra tem órbitas que os tiram do cinturão. Suas

órbitas cruzam aquelas descritas pelos planetas interiores, e são chamados “objetos

próximos à Terra”, e os asteroides que descrevem a mesma órbita que o planeta

Júpiter são chamados “Troianos”.

Há mais de um bilhão de asteroides e mais de 200 mil já foram descobertos.

Eles são material que não chegou a formar um planeta rochoso há cerca de 4,6

bilhões de anos, quando os planetas do Sistema Solar se formaram. São em geral,

irregulares na forma e podem ter centenas de quilômetros. O conjunto de asteroides

conhecidos tem diâmetros que variam entre 1.000 quilômetros para Ceres, o maior

deles, e algumas dezenas de metros para asteroides em órbitas próximas à Terra.

Ceres é um objeto mais ou menos esférico e pode representar um corpo primordial

ou seja, um corpo que se originou ao mesmo tempo que os outros objetos do

Sistema Solar. A maioria dos pequenos asteroides, entretanto, são muito

provavelmente fragmentos resultantes de colisões, tendo formas altamente

25 Unidade Astronômica (UA) é uma unidade de distância, aproximadamente igual à distância média entre a Terra e o Sol. É bastante utilizada para descrever a órbita dos planetas e outros corpos celestes, valendo aproximadamente 150 milhões de quilômetros (149 597 870 km).

55

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.irregulares. Isto vem sendo confirmado por observações, feitas com radar, de

asteroides que descrevem órbitas próximas à da Terra.

Os asteroides não possuem luz própria, mas podem ser observados uma

vez que eles refletem a luz solar que incide sobre eles. A observação do brilho dos

asteroides permite obter informações sobre sua forma além de fornecer

propriedades rotacionais desses corpos, obtidas a partir da análise de suas curvas

de luz. Através dessa análise é possível a determinação da direção de seu eixo de

rotação, seu período, sua forma e até informações sobre sua composição superficial.

A partir desses estudos sabe-se que a maioria dos asteroides gira em torno de seus

respectivos eixos com um período de 9 a 10 horas.

DIFERENÇAS ENTRE OS TERMOS...

Asteroides: alguns dos menores corpos planetários existentes. Eles se

situam principalmente, mas não exclusivamente, na região do Sistema solar entre as

órbitas de Marte e Júpiter.

Meteoroides: são objetos sólidos, pedaços de rochas ou de metal, que se

deslocam pelo espaço interplanetário, e que possuem dimensões menores do que

um asteroide e maiores do que a poeira interplanetária, variando entre 1 mícron e

uma dezena de metros. Eles podem dar origem, se entrarem na atmosfera terrestre,

a um meteoro ou um bólide.

Meteoros: é o fenômeno luminoso resultante da entrada na atmosfera

terrestre de um corpo sólido. Um meteoro é um meteoroide que entra na atmosfera

da Terra e queima completamente, por causa do atrito de sua superfície com essa

atmosfera. Usualmente, o meteoro faz um rápido rasto (ou traço) de luz que é visto

no céu noturno à medida que ele atravessa a atmosfera. Isso é visto constantemente

quanto meteoroides, na maioria das vezes apenas um pouco maiores do que poeira

interplanetária queimam à medida que cruzam a atmosfera superior da Terra. Os

meteoros são conhecidos popularmente como “estrelas cadentes”, embora não

tenham, qualquer tipo de relação com as estrelas. A maioria dos meteoros são

destruídos antes de atingirem a superfície da Terra.

56

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Bólido: é um meteoro particularmente brilhante que, em geral, explode no

final de sua trajetória. A União Astronômica Internacional considera que um bólido

deva ter luminosidade ao menos de magnitude -3.

Meteoritos: são rochas de origem extra-terrestre encontrada na superfície

da Terra. Um meteorito é uma parte residual de um meteoroide. Um meteorito é um

fragmento de rocha, proveniente do espaço, que sobreviveu à passagem pela

atmosfera terrestre. Um meteorito é um meteoro que atingiu a superfície da Terra.

Os meteoritos são formados por rocha ou por material ferro-rochoso. Em geral, eles

recebem o nome do local onde caíram. Existem 3 tipos de meteoritos: os metálicos,

os rochosos, e os metálico-rochosos. Os rochosos são os mais abundantes,

compreendem a 90% de todos meteoritos conhecidos. Um tipo de meteoritos

rochosos são os condritos carbonáceos, que representam o tipo mais antigo de

meteoritos, com aproximadamente 4,5 bilhões de anos e parecem não ter sofrido

qualquer alteração desde a época de sua formação. Os metálicos são compostos

principalmente de ferro e níquel. Na Terra caem aproximadamente 25 milhões de

meteoritos por dia, a grande maioria com algumas microgramas.

57

RESUMIDO... Meteoroide: objetos que vagam pelo espaço, podendo,ou não, entrar na

atmosfera da Terra.

Meteoro: se entra na atmosfera da Terra e, por causa do atrito, entra em

combustão provocando um fenômeno luminoso.

Bólide (ou bólido): se entra na atmosfera da Terra e explode de modo

brilhante.

Meteorito: Se sobrevive ao atrito com a atmosfera da Terra e colide com

a sua superfície, formando uma cratera e deixando um resíduo.

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.COMETAS

Ao se aproximar do Sol, os cometas são aquecidos e o material volátil se

vaporiza formando uma “nuvem” ao redor do núcleo rochoso.

Os cometas são pequenos corpos escuros formados por uma mistura de

partículas refratárias, grãos de CHON (contendo Carbono, Hidrogênio, Oxigênio e

Nitrogênio), e gelo (predominantemente água).

São objetos que sempre chamaram muita atenção desde épocas passadas

devido às suas caudas. Porém, nem todos os cometas apresentam caudas

espetaculares. Eles são feitos de materiais voláteis, como água congelada e gás

carbônico congelado, juntamente com um núcleo sólido de rocha.

Devido à radiação que o Sol emite em todas as direções, o chamado vento

solar, esta nuvem é empurrada para trás formando a cauda do cometa. Por esta

razão, a causa sempre aponta para a direção oposta ao Sol. Como o cometa perde

material a cada passagem perto do Sol, um dia ele não existirá mais.

Edmund Halley (1656-1742), astrônomo britânico amigo de Isaac Newton, foi o

primeiro a mostrar que os cometas vistos em 1531, 1607 e 1682 eram na verdade o

mesmo cometa e, portanto, periódico, que é desde então chamado de Cometa

Halley.

Da análise da estrutura física dos cometas, quando estes estão no periélio26,

nós podemos dividi-lo em três partes principais, a saber:

NÚCLEO: constatou-se que todos os fenômenos que ocorrem no cometa,

tem a sua origem a partir de seus núcleos sólidos e com poucos quilômetros de

diâmetro. O núcleo ao aproximar do Sol dá origem à cabeleira e cauda. Por serem

corpos pequenos (baixa atração gravitacional) e movimentando-se muito rápido nas

proximidades do Sol, a cada passagem pelo mesmo, ocorre um aumento muito

grande da cauda, que implica em perdas de matéria. A matéria que compõe a

formação dos núcleos corresponde a uma espécie de gelo sujo com massa variando

de 1,0 quilogramas a algumas dezenas de toneladas.

CABELEIRA ou COMA - aparece sob a forma de nebulosidade sobre o

núcleo. Como uma espécie de atmosfera que pode ter seu volume muito maior que

a Terra. É mais brilhante do que a cauda, a qual dá origem. A presença 26 Periélio, vem de peri (à volta, perto) e hélio (Sol), é o ponto da órbita de um corpo, seja ele

planeta, planetoide, asteroide ou cometa, que está mais próximo do Sol.

58

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.predominante de componentes simples, a base de hidrogênio e de oxigênio, revela

que a constituição do cometa é água em dois estados, sólido e gasoso, sendo o

estado líquido inexistente.

CAUDA - A cauda é provocada pela ação dos ventos solares, por isso nas

proximidades do Sol a cauda aumenta, pois a densidade dos ventos solares é maior.

Acredita-se que a cada passagem pelo Sol o diâmetro do núcleo do cometa diminua

em alguns metros. Os cometas possuem dois tipos de caudas: uma constituída de

poeira neutra, de cor amarelada que reflete a luz solar, e a outra de plasma, isto é,

elétrons e gases ionizados. em tom azulado, produzida principalmente pelo CO. A

cauda é formada pela pressão eletromagnética (exercida pela luz), e pelo vento

solar. É oposta à atração gravitacional, ou seja, aponta sempre na direção radial

contrária à do Sol.

A cabeleira e a cauda têm em média de dez mil a cem milhões de vezes o

diâmetro do núcleo, porém com densidade muito baixa e desse modo, nós podemos

observá-los a partir de Terra.

A vida média dos cometas não ultrapassa 10 milhões de anos. Acredita-se

que os núcleos dos cometas estão vagando pelo espaço fora do sistema solar.

Devido ao movimento do Sol ao redor do núcleo galáctico esses objetos são

capturados pelo campo gravitacional do Sol e se transformam em cometas. Foi

suposto na década de 50 por Jan Hendrik Oort (1900) existência de uma nuvem de

cometas (Nuvem de Oort), próxima do Sol (em relação às distâncias galácticas), a

cerca de 100.000 UA. Essa nuvem está distribuída de forma esférica ao redor do

Sol. Sua origem pode ser os próprios restos do sistema solar, que se solidificou

nessa região. Algumas anomalias gravitacionais provocadas pelas estrelas próximas

podem tirar alguns corpos de suas posições e esses serem atraídos pelo Sol. Ao

entrarem em direção ao sistema solar, esses corpos poderão adquirir três tipos de

órbita:

Parabólica e Hiperbólica: que se aproximam uma única vez do Sol e

retornam ao espaço interestelar. São os cometas não periódicos.

Elíptica: são os cometas periódicos. Esse tipo de órbita é geralmente é

provocada pela influência gravitacional dos planetas, principalmente Júpiter e

Saturno, que têm a tendência de prenderem os cometas ao sistema solar.

59

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.A principal característica dos movimentos dos cometas é que suas órbitas

não são necessariamente elípticas. Vários cometas conhecidos têm órbitas

hiperbólicas e muitas órbitas impossíveis de distinguir se são hiperbólicas ou se são

elipses altamente excêntricas. O fato de existirem cometas com órbitas hiperbólicas

pode fazer supor que se tratem de objetos oriundos do espaço interestelar, que dele

vieram e para ele retornam. Entretanto, o estudo dos cometas com órbitas

hiperbólicas mostra que suas órbitas se tornaram hiperbólicas após passagens

próximas aos planetas do Sistema Solar, principalmente Júpiter. Nesse caso, esses

cometas ganharam energia para serem lançados no espaço interestelar. É certo que

esses cometas jamais retornarão ao nosso Sistema Solar.

Para que os cometas tenham crescido até o tamanho que apresentam,

considerados como sendo planetesimais, o meio interplanetário deve ter sido muito

mais denso do que aquele encontrado nas nuvens moleculares. Isso quer dizer que

os cometas devem ter se formado na região do Sistema Solar próxima aos planetas

mais externos. Alguns destes objetos permaneceram nesta região formando o que é

hoje conhecido como Cinturão Trans-Netuniano ou Cinturão de Kuiper. A maioria

deles, entretanto, devido a perturbações gravitacionais exercidas pelos planetas

exteriores, foi expelida para os limites mais afastados do Sistema Solar, formando a

região chamada Nuvem de Oort, em homenagem ao seu descobridor. Perturbações

devidas à passagem de estrelas ou de nuvens moleculares próximas à Nuvem de

Oort fazem com que alguns cometas acabem saindo desta região e se desloquem

para as regiões mais internas do Sistema Solar onde o aquecimento pelo Sol

provoca o aparecimento da coma e da cauda tão características nas imagens dos

cometas. O valor da massa total da nuvem de Oort é bastante controvertido, mas

pode ser da ordem de 1011 cometas, com massas individuais maiores do que 1012

quilogramas.

A existência de uma nuvem esférica de cometas envolvendo todo o Sistema

Solar foi proposta em 1950 a partir da análise da distribuição dos semi-eixos maiores

dos cometas conhecidos na época. Um ano mais tarde foi proposto que também

deveria existir uma região achatada (cinturão) após o planeta Plutão. Mas o primeiro

objeto deste cinturão somente foi descoberto mais de quarenta anos depois, em

1993. Hoje conhecemos mais de 800 objetos desse cinturão, alguns com diâmetro

superior àquele do maior dos asteróides, Ceres.

60


61

Ilustração 15: Imagem feita através do software Celestia, com recurso gimp. por Vera Lucia Zardo Ansolin.

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.ANÉIS PLANETÁRIOS

Em 1610, Galileo Galilei observou pela primeira vez o planeta Saturno, com

o seu recém inventado telescópio, e notou que ele tinha uma forma irregular. Para

ele, essa forma era devida à presença de dois satélites colocados, simetricamente,

nos lados opostos do planeta.

Porém, mais tarde, em 1654, quando Huygens sugeriu que a forma

observada de Saturno poderia ser explicada pela presença de um disco rígido

situado no plano do equador do planeta.

Em 1675, Cassini descobriu que esse disco não era uniforme, ele era

formado por anéis separados por uma divisão a qual, desde então, leva seu nome,

divisão Cassini. Um terceiro anel, mais interno, foi descoberto em 1850.

Porém, alguns anos antes o filósofo francês Pierre Laplace tinha

demonstrado que um disco rígido não poderia ser estável tendo em vista as

poderosas forças de maré exercidas pelo planeta. Foi o físico inglês James Clerk

Maxwell que solucionou o problema sugerindo que os anéis, na realidade, eram

formados por grãos individuais que estavam em rotação em torno do planeta. Esta

teoria seria confirmada através de observações anos mais tarde e estudos

detalhados dos anéis se deram a partir das imagens obtidas pelas sondas espaciais

Voyager 1 e 2. O conjunto total dos anéis de Saturno tem a altura de algumas

centenas de metros e a largura de cerca de 200.000 quilômetros, ou seja, é um

sistema extremamente achatado.

Mais de 300 anos depois da descoberta doso anéis de Saturno, em 1977, foi

descoberto um sistema similar de anéis em torno do planeta Urano. Este sistema foi

descoberto através de uma técnica chamada de técnica de ocultação estelar. Esse

processo consiste em registrar as variações no brilho de uma estrela quando um

determinado planeta cruza a linha de visada27 que une o observador terrestre e a

estrela. O que se observa normalmente é que o brilho da estrela permanece

constante até que o planeta entra na linha de visada. Primeiramente é observada

apenas uma pequena diminuição no brilho da estrela devido à passagem de sua luz

através da atmosfera do planeta, Entretanto o brilho da estrela desaparece

completamente quando o disco planetário fica exatamente na linha de visada 27 É uma linha imaginária que une dois objetos sem interceptar obstáculos de modo que uma pessoa

na posição de um dos objetos possa ver o outro.

62

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.observador-estrela. A medida que o planeta “passa” o brilho da estrela começa

novamente a aparecer até se manter constante novamente. A análise do intervalo de

tempo em que o brilho da estrela desapareceu completamente, de como o brilho

diminuiu e de como aumentou novamente permite obter dados muito precisos sobre

a atmosfera do planeta e também sobre a forma que ele possui. Para surpresa dos

pesquisadores, quando esta técnica foi aplicada a Urano, o brilho da estrela sofreu

algumas pequenas, mas perceptíveis diminuições antes e depois da sua ocultação

pelo planeta. Isto foi modelado como sendo produzido por um sistema de anéis em

órbita em torno de Urano.

Quando a sonda Voyager passou próxima a Urano, as imagens obtidas por

ela comprovaram que esta era de fato a explicação correta. Hoje, sabe-se que o

sistema de anéis de Urano é formado por nove anéis com uma altura de dezenas de

metros e largura de apenas 10 quilômetros.

A mesma técnica de ocultação estelar permitiu a detecção de anéis em

torno de Netuno em 1985.

Os anéis são estruturas largas, mas muito finas compostas por partículas de

gelo e água, com tamanhos que variam entre um grão de areia e uma casa. Cada

partícula tem uma órbita própria em torno do planeta sendo que as partículas mais

internas se movem mais rapidamente do que as externas, A alta concentração de

partículas neste disco faz com que interações gravitacionais mútuas produzam

estruturas tipo ondas.

63


PLANETAS

Os planetas são astros iluminados, não tem luz própria, giram ao redor do

Sol e percorrem o espaço traçando órbitas elípticas.

A palavra planeta é de origem grega e significa errante, em função do

movimento aparente deles em relação às estrelas fixas da esfera celeste.

O alemão Johannes Kepler (1571-1630), foi o responsável pela descoberta

de algumas leis da mecânica celeste. Segundo Kepler, quando um planeta está

próximo do Sol, movimenta-se com mais rapidez, e, quando está mais afastado, seu

movimento é mais lento.

Durante muito tempo, apenas seis planetas eram conhecidos: Mercúrio,

Vênus, Terra, Marte, Júpiter e Saturno. Somente no final do século XVIII, em 1781,

constatou-se a existência de Urano. Em meados do século XIX, em 1846, foi

64

Ilustração 16: Imagem feita através do software Celestia, com recurso gimp por Vera Lucia Zardo Ansolin.

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.descoberto Netuno, e, em 1930 descobriu-se a existência de Plutão, muito afastado

do Sol (cerca de 5,9 bilhões de quilômetros), desde os anos 1990 teve sua

classificação como planeta foi questionada pela comunidade astronômica mundial.

E, a partir de agosto de 2006, na 26ª Assembleia Geral da União Astronômica

Internacional (UAI), em Praga, República Tcheca, o número de planetas do Sistema

Solar passa a ser oito. Plutão passa a ser um “planeta-anão”.

Outros dois corpos celestes se enquadram na classificação de planetas

anões: o asteroide Ceres, localizado no Cinturão de asteroides e Éris, conhecido

oficialmente como 136199 Eris, é um planeta anão nos confins do sistema solar,

numa região do sistema solar conhecida como Cinturão de Kuiper. É o maior

planeta-anão do sistema solar e quando foi descoberto, ficou logo conhecido como o

"décimo planeta", devido a ser maior que o então planeta Plutão. Devido a nova

categoria introduzida pela União Astronômica Internacional, Éris também passa a

ser um planeta anão.

A densidade média de um planeta é a razão entre a sua massa e o seu

volume. Há planetas com densidades baixas, próximas a 1 g/cm -3 (densidade da

água), Júpiter, Saturno, Urano e Netuno, classificados como planetas Jovianos, e

devem ser constituídos de substâncias leves como hidrogênio e hélio gasoso, gelo

de água, metano, dióxido de carbono e amônia. Planetas com densidades altas, da

ordem de 4 – 5 g/ cm-3 , Mercúrio, Vênus, Terra e Marte formam a classe dos

planetas telúricos. São constituídos principalmente de substâncias pesadas,

basicamente rochas (silicatos e óxidos) ou metais (níquel e ferro).

65


MERCÚRIO

É o planeta mais próximo do Sol. É o segundo menor planeta do Sistema

Solar. Só é maior que o Planeta anão, Plutão. Dentre os planetas rochosos é o

menor. Seu diâmetro é 4878 quilômetros, 38% menor que o da Terra e 40% maior

que o da Lua. Não possui satélites naturais e possui uma atmosfera extremamente

tênue: sente a plena força do calor solar durante o dia, a mais alta: 467° C e noites

gélidas, com a temperatura mais baixa: - 183° C.

Abaixo da superfície de rocha silicática de Mercúrio há um sólido manto

rochoso de cerca de 550 quilômetros de espessura. Essa camada deve ter sido

líquida quando o planeta era jovem e fonte de erupções vulcânicas. O manto esfriou

e se solidificou cessando as erupções vulcânicas há bilhões de anos. Abaixo do

66

DIFERENÇA ENTRE ESTRELA E PLANETA QUANDO OBSERVAMOS O CÉUQuando olhamos para o céu, como saber o que é um planeta ou uma

estrela? Existem duas diferenças básicas entre planetas e estrelas, que podem ser

identificadas por qualquer pessoa com pouca experiência no assunto: A primeira é

que o planeta não cintila como as estrelas. Existem no céu estrelas que parecem

não cintilar, principalmente aos olhos de quem não está acostumado a observá-

las. A segunda diferença, o planeta muda de posição.

Quando você observar um objeto no céu e suspeitar que é um planeta,

mas não tiver certeza, faça o seguinte: Fixe algumas referências utilizando as

estrelas ao seu redor, de preferência faça um desenho em escala assinalando o

objeto em estudo, e observe por uns vinte ou vinte e cinco dias. Se esse objeto

mudar de posição em relação às referências, certamente esse objeto será um

planeta.

Para pequenos intervalos de tempo podemos considerar as estrelas como

fixas. Já os planetas, como a tradução da palavra diz, errante, movimentam-se em

relação às estrelas.

Disponível em <http://www.cdcc.usp.br/cda/aprendendo-basico/sistema-

solar/introducao.html> Acesso em 29 jun. 2010.

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.manto há um núcleo de ferro, formado quando ele metal pesado afundou no jovem

planeta. Supõe-se que uma fina camada de sua parte mais externa ainda esteja

derretida.

Elementos da superfície de Mercúrio, como sódio, junto com hélio do vento

solar, formam uma atmosfera muito fina. É temporária e precisa ser reconstituída

pois a atração gravitacional de Mercúrio não consegue reter os gases.

Mercúrio é coberto por milhares de crateras de impacto, formadas pelo

choque de meteoritos contra a superfície. Essas crateras variam de pequenas em

forma de bola até grandes como a bacia Caloris, que tem um quarto do diâmetro do

planeta.

Mercúrio tem fases como a Lua, mas é difícil vê-lo porque nunca se afasta

do Sol. É visto baixo no céu estrelado, antes do nascer do Sol ou após o pôr do Sol.

A observação é mais fácil quando Mercúrio está mais longe do Sol, isto ocorre seis

ou sete vezes por ano. Mercúrio parece cruzar a face do Sol várias vezes num

século, quando passa entre o Sol e a Terra.

Missões a Mercúrio

Mercúrio só é visto perto do horizonte da Terra, e, como a atmosfera de nosso

planeta ali é turbulenta, fica muito difícil estudar sua superfície, A sonda espacial

67

Ilustração 17: Imagem feita através do software Sttelarium com recurso gimp por Vera Lucia Zardo Ansolin.

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Mariner 10 sobrevoou Mercúrio três vezes em 1974-75, e as imagens revelaram um

mundo coberto de crateras, parecido com a nossa Lua.

Em agosto de 2004 foi lançada outra sona, a Mercury Messenger, que deve

chegar a Mercúrio em 2011 e permanecer em sua órbita por um ano, quando

colherá informações sobre sua atmosfera, composição e estrutura.

VÊNUS

É o planeta que mais se aproxima do planeta Terra. É considerado um dos

corpos celestes mais belos entre as estrelas, pois, quando visto da Terra, pode ser

mais brilhante que os demais, com exceção do Sol e da Lua. Vênus é considerado o

planeta irmão da Terra apresentando tamanho, massa e densidade similares,

porém, outras características como: ausência de oceanos, estrutura e composição

da atmosfera e temperatura são muito diferentes. Seu diâmetro é apenas cerca de

650 quilômetros menor que a Terra e suas camadas internas são de tamanho e

composição similares. Sob a crosta silicática há um manto rochoso, e sob este um

núcleo sólido no centro. Gira em torno de seu eixo mais devagar que qualquer outro

planeta – uma rotação leva mais tempo que uma órbita venusiana, o ano de Vênus é

menor que o seu dia. Gira de leste para oeste, na direção oposta à da maioria dos

outros planetas. Sua atmosfera de 80 quilômetros de profundidade é

predominantemente de dióxido de carbono, e uma grossa cobertura de nuvens de

gotículas de ácido sulfúrico reflete 80% de sua luz solar. Como as nuvens também

absorvem o calor do Sol, Vênus é um lugar encoberto com uma temperatura

superficial mais alta que a dos outros planetas.

Características vulcânicas dominam a superfície de Vênus. Cerca de 85%

dela é de planícies baixas cobertas de lava vulcânica. O resto consiste em três

regiões montanhosas, a maior delas é Terra de Afrodite. A superfície vulcânica é

relativamente jovem. As centenas de vulcões de Vênus e seus extensos campos de

lava talvez não tenham mais de 500 milhões de anos. Alguns vulcões ainda podem

estar ativos. Vênus tem singulares montes de lava de topo chato e feição vulcânica

semelhantes a aranhas, chamados aracnoides. Sua superfície é marcada por

centenas de crateras de impacto, que recebem o nome de mulheres.

68

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Na atmosfera de Vênus predominam o gás dióxido de carbono e nuvens de

ácido sulfúrico, que, ao reterem muito calor, são responsáveis pelo “efeito estufa”,

por isso esse planeta é mais quente que Mercúrio.

Vênus brilha muito no céu da Terra por causa de sua camada superior

refletora de nuvens e por estar perto do nosso planeta. Vênus, em seu brilho

máximo, tem magnitude -4,7, e, só o sol e a Lua o ultrapassam. Passa por ciclo de

fases como a Lua. E, quando está próximo da Terra, só parte da face voltada para

nós é iluminada. Vênus é visível ou no céu vespertino, após o por do Sol, quando

está se encolhendo da meia fase para crescente, ou de manhã, antes do nascer do

Sol, quando passa do crescente para a meia fase. Sua luminosa presença no início

da manhã ou no fim do dia valeu-lhe os nomes de “Estrela D'Alva” e “Estrela da

Tarde”.

69


Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.TERRA

A Terra é o terceiro planeta na ordem de distância do Sol. É o único planeta,

onde comprovadamente, existe vida (até o momento). É o maior dos quatro planetas

rochosos. É o quinto maior planeta do Sistema Solar, sendo menor que Júpiter,

Saturno, Urano e Netuno. Um mundo dinâmico, diferente de qualquer outro,

abundante de água no estado líquido e com a superfície em constante mudança.

Sua única companheira no espaço é a Lua. A distância média da Terra ao sol é de,

aproximadamente, 150 milhões de quilômetros. Dá uma volta completa em torno do

sol a cada 365,26 dias. Um dia terrestre tem a duração de 23 horas 56 minutos e 04

segundos, ou 23,9345 horas. Este é o chamado “dia sideral”. O dia da Terra é o

intervalo de tempo que ela leva para dar um volta completa em torno do seu eixo.

A Terra é o planeta mais denso do Sistema solar. Sua densidade é de 5,515

g/ cm-3 e a densidade da água é de 1,027 g/ cm -3. A inclinação do eixo da Terra é de

23,5° e provoca a existência das variações climáticas conhecidas como “estações do

ano”.

Para que um corpo possa escapar do puxão gravitacional da Terra ele deve

atingir a velocidade de 11,186 metros por segundo, chamada “velocidade de

escape”.

A Terra é o único planeta cujo nome em inglês não provém da mitologia

greco-romana. O nome “earth” provém do alemão e inglês antigos. Na mitologia

romana a deusa da Terra era Tellus, que significava “o solo fértil”. Na mitologia

grega a Terra era representada pela deusa Gaia, que queria dizer “terra mater” ou

“mãe terra”.

A Terra está em órbita em torno do Sol a uma distância média de

149.600.000 quilômetros28. Ela está mais próxima do Sol, quando se encontra na

posição chamada periélio29, por volta de 2 de janeiro de cada ano, e, está mais

afastada do sol, na posição chamada afélio30, por volta de 2 de julho de cada ano.

As diferenças de distâncias do Sol mostram que a órbita da Terra não é um círculo e

sim uma elipse. No entanto, a excentricidade desta elipse é de apenas 0,0167, o que

mostra que a órbita da Terra é muito próxima a um círculo.

28 Esta distância é definida como uma “Unidade Astronômica” (UA).29 No periélio está a uma distância de 147.100.000 quilômetros do Sol.30 No afélio a Terra está a uma distância de 152.600.000 quilômetros do Sol.

70

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.O planeta gira em torno do Sol, de oeste para leste com uma velocidade de 29,8

quilômetros por segundo.

A Terra não é perfeitamente esférica, mas sim achatada nos polos e bojuda no

equador. Seu diâmetro equatorial é cerca de 40 km maior do que o diâmetro polar.

Além disso, o plano do equador terrestre e, portanto, o plano do bojo equatorial, está

inclinado 23° 26' 21,418" em relação ao plano da eclíptica, que por sua vez está

inclinado 5° 8' em relação ao plano da órbita da Lua.

A superfície da Terra no equador se desloca com uma velocidade de 1.674

quilômetros por hora ou 0,46 quilômetros por segundo. No entanto, à medida que

nos movemos na direção de ambos os pólos, esta velocidade vai diminuindo. A

duração dia permanecer a mesma, mas a circunferência da Terra onde está o

observador, seu círculo de latitude vai diminuindo até chegar a praticamente zero na

região dos pólos. Quanto mais próximos estivermos dos pólos mais a velocidade

tende para o valor zero.

A Terra formou-se há cerca de 4,6 bilhões de anos, e desde então, seu

material diferenciou-se em camadas. O núcleo central, quente e denso solidificou-se

e consiste em ferro e níquel. Em seus primeiros momentos de existência, a Terra

era formada por materiais líquidos ou pastosos, e devido à ação da gravidade os

objetos muito densos foram sendo atraídos para o interior do planeta, enquanto que

materiais menos densos foram trazidos para a superfície. Como resultado, o núcleo

é composto em grande parte por elementos mais pesados como o ferro (80%), e de

alguma quantidade de níquel . A espessura do núcleo é aproximadamente 3.400 km

de raio e está dividido em núcleo interno e externo. O núcleo interno é constituído de

ferro-níquel sólido enquanto o núcleo externo é líquido, de ferro-níquel derretido.

Acima do núcleo há um manto rochoso sólido e depois uma fina crosta feita

de tipos diferentes de rochas e minerais, onde predominam as rochas silicáticas.

Esta crosta se quebra em grandes placas sólidas e algumas menores que flutuam

num manto subjacente parcialmente derretido (magma). Continentes, Oceanos e o

ar da Terra sustentam a vida.

A crosta da Terra varia em espessura. As partes mais espessas formam

grandes massas de terra continentais. O resto da crosta, que corresponde a mais de

70% da superfície da Terra, em geral mais fina, é coberta por água. Quase toda a

água está em estado líquido e compõe cinco vastos oceanos. Apenas 2% estão na

71

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.forma de gelo, nas calotas em torno dos Pólos Norte e Sul. As placas da crosta

terrestre se aproximam e se afastam umas das outras e em seus limites geram

cadeias de montanhas, fossas marinhas profundas, terremotos e vulcões.

Uma camada de gás rica em nitrogênio e oxigênio envolve a Terra. O

oxigênio sustenta a vida e no alto da atmosfera forma ozônio, que atua como um

escudo contra a radiação solar. A atmosfera estende-se por cerca de 500

quilômetros acima da superfície, mas sua maior parte está a menos de 16

quilômetros do planeta e aí ocorrem as condições meteorológicas. O Sol aquece a

Terra desigualmente, produzindo variações na pressão do ar. Isso provoca os

ventos, que impelem o ar e a umidade sobre o planeta.

A entrada de partículas de vento solar na atmosfera superior da Terra pode

produzir aparições espetaculares no céu noturno. As luzes coloridas resultam da

interação de gás atmosférico com partículas solares. Esses fenômenos recebem o

nome de aurora. O fenômenos das auroras é visível na Terra e em todos os planetas

gasosos do Sistema Solar. Na Terra elas ocorrem ao longo de toda as chamadas

"zonas aurorais", regiões em forma de anel que circundam os pólos Norte e Sul.

Estas zonas aurorais, onde os observadores terrestres podem ver a aurora em sua

atividade máxima, estão localizadas em latitudes de 67° Norte e Sul, e tem,

aproximadamente, 6°de largura. Quanto mais ao Norte ou ao Sul estiver o

observador, maior será a chance de ver uma aurora. O norte da Europa, em

particular, norte da Noruega e da Finlândia, são excelentes locais para observação

de auroras, assim como no Alasca a cidade de Fairbanks.

Aurora Boreal: Conhecida também pelo seu nome latino, Aurora Borealis,

ou então como "Luzes do Norte", este é o fenômeno de Aurora que ocorre no

hemisfério norte.

Aurora Austral: Com o nome latino de Aurora Australis este é o fenômeno

de Aurora que ocorre no hemisfério sul.

72


PLANETA TERRA

MARTE Marte é o quarto planeta a partir do Sol, e tem cerca de metade do tamanho

da Terra. É conhecido como o “planeta vermelho”, pois sua atmosfera, suas rochas

e superfície apresentam uma tonalidade avermelhada. Vulcões gigantescos, falhas

profundas, planícies salpicadas de rochas e leitos de rios secos marcam a sua

superfície. Como a Terra, Marte tem calotas polares de gelo e estações.

Marte, que na Grécia tinha o nome de Ares, é o deus da guerra. O planeta

provavelmente obteve este nome devido à sua cor vermelha o que o faz, algumas

73

Ilustração 19: Imagem feita através dos software Celestia com recurso gimp por Vera Lucia Zardo Ansolin.

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.vezes ser chamado de "planeta vermelho". O deus romano Marte era o deus da

agricultura antes de ser associado com o deus grego Ares. O nome do mês março

em inglês, March, é derivado de Marte (em inglês Mars). O símbolo de Marte

representa o escudo e a lança do deus romano. Os antigos egípcios chamavam

Marte de "Her Descher" que quer dizer "o que é vermelho".

É o planeta rochoso mais exterior. Quando era jovem e derretido, seu

material se diferenciou em um núcleo e camadas. O ferro pesado afundou no centro

e as rochas silicáticas mais leves formaram um manto em torno do núcleo metálico.

O material menos denso formou a crosta. Marte começou então a solidificar-se de

fora para dentro. É provável que o núcleo já esteja sólido, pois seu tamanho

relativamente pequeno e a distância a que está do Sol sugerem que esfriou mais do

que o núcleo da Terra.

Marte leva quase dois anos para orbitar o Sol. Seu eixo de rotação é

inclinado em 23,2° para o plano de sua órbita e, como a Terra, tem estações e um

dia que dura cerca de 24 horas. Sua órbita é mais excêntrica que a da Terra. Há

uma diferença de cerca de 42 milhões de quilômetros entre sua menor e sua maior

distância do Sol. Quando próximo recebe 45% mais radiação solar, elevando sua

temperatura superficial. Sua temperatura apresenta uma variação entre 20°C e

-140°C.

Sua superfície, cheia de crateras, dá a impressão que por ali houve diversos

vulcões em atividade, Muito vento no planeta e uma atmosfera fina rica em dióxido

de carbono o envolvem. Partículas de poeira de óxido de ferro suspensas na

atmosfera colorem-na de rosa. Dióxido de carbono congelado e gelo de água

formam finas nuvens.

Sondas espaciais foram enviadas a Marte desde o início da década de 60.

Mais de 30 naves tiveram sucesso. Sobrevoaram Marte, orbitaram-no, pousaram e

rodaram sobre ele. Em 1976, as Viking 1 e 2 pousaram em Marte, captaram

imagens de seus locais de pouso, estudaram a atmosfera, analisaram amostras da

superfície e procuraram sinais de vida, porém, sem êxito. Na década de 90, sondas

orbitais, a Mars Gobal Surveuor e a Mars Express, examinaram o planeta e veículos

exploraram sua superfície. A sonda orbital Mars Reconnaissance, começou seu

estudo em 2006.

74

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Grande parte do hemisfério norte de Marte é coberta por planícies

vulcânicas baixas relativamente lisas. O terreno do hemisfério sul é mais velho e de

montanhas cobertas de crateras.

Forças internas formaram também áreas elevadas como a montanha

Tharsis e outros grandes vulcões formados por sucessivos fluxos de lava dominam

esta parte do planeta. O vulcão mais dramático de Marte é o Olympus Mons (Monte

Olimpo). É a maior de todas as montanhas do Sistema Solar, elevando-se 24

quilômetros acima da planície que a circunda. Sua base tem mais do que 500

quilômetros de diâmetro e é margeada por um penhasco de 6 quilômetros de altura.

Marte tem dois pequenos satélites: Phobos e Deimos, cujos nomes

significam, respectivamente, medo e terror. Segundo a mitologia, as criaturas que

acompanhavam Marte em suas batalhas. Eles foram descobertos em 1877 e tem

formas irregulares, percorrendo órbitas quase circulares ao redor de Marte,

mostrando sempre a mesma face para o planeta, como a Lua.

Phobos, é o maior e tem 26,8 quilômetros de diâmetro e está a 9.380

quilômetros do planeta. Deimos, com apenas 15 quilômetros de diâmetro está a uma

distância duas vezes e meia maior. Phobos está tão próximo e orbita tão rápido que

se levanta e se põe três vezes em cada dia marciano. Dá uma volta em torno de

Marte em 7h 39min. enquanto Deimos completa uma órbita em 30h 18min.

Marte é um planeta gelado em que pode haver água na forma de gelo ou

vapor formando névoas, nevoeiros e geada. Não há água em estado líquido, embora

vales de rios secos e antigas planícies de inundação atestem que ela fluiu pelo

planeta. Estima-se que isso foi de 3 a 4 bilhões de anos atrás, quando era mais

quente. Parte dessa água está hoje na forma de gelo nas calotas polares.

Marte é um dos planetas mais fáceis de ver a olho nu. Com magnitude de

certa de -2,0 ele está no céu da Terra na maior parte do ano. É mais bem observado

quando está em oposição31. Quando temos uma oposição de Marte, temos uma

aproximação entre esse astro e o nosso planeta. Em algumas oposições, a cada 15

ou 17 anos, a órbita eclíptica de Marte o torna mais próximo. A imagem abaixo

31 O tempo que a Terra gasta para dar uma volta completa em torno do Sol chamamos de Ano. Marte gasta quase dois anos terrestres para completar o seu giro em torno do Sol. Devido a isso, aproximadamente de 26 em 26 meses temos aquilo que chamamos de oposição de Marte (Sol, Terra e Marte, nessa ordem, quase ao longo de uma mesma reta.

75

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.mostra as órbitas dos planetas Terra e Marte na data de oposição quando o planeta

Marte está mais próximo da Terra.

A figura mostra as órbitas dos planetas Terra e Marte na data de oposição quando o planeta Marte está mais próximo da Terra.

OPOSIÇÕES DE MARTE ATÉ 2020.

Data Distância13/Jun/2001 0,456 U.A.28/Ago/2003 0,373 U.A.07/Nov/2005 0,470 U.A.28/Dez/2007 0,600 U.A.29/Jan/2010 0,664 U.A.03/Mar/2012 0,674 U.A.08/Abr/2014 0,621 U.A.22/Mai/2016 0,509 U.A.27/Jul/2018 0,386 U.A.13/Out/2020 0,419 U.A.

U.A. Unidade Astronômica. (Uma U.A. equivale a 149 597 870 km).

76



JÚPITER

É o maior planeta do Sistema Solar. Sua massa é 2,5 vezes a massa de

todos os outros planetas combinados, tendo uma massa de 1,9 x 1027 quilogramas e

possui massa 318 vezes maior que a da Terra. Não tem superfície sólida. Envolto

por um fino e pouco luminoso sistema de anéis, e, tem a maior família de satélites. É

o quarto objeto mais brilhante do céu, sendo superado apenas pelo Sol, pela Lua,

por Vênus e algumas vezes, por Marte.

Júpiter é feito predominantemente de hidrogênio, com uma quantidade bem

menor de hélio. A abundância de hidrogênio lhe dá uma composição mais parecida

com a do Sol do que com os demais planetas. O hidrogênio é gasoso na camada

mais externa do planeta, sua atmosfera e seu estado mudam com a profundidade, à

77

Ilustração 21: Imagem feita a partir do software Celestia, com recurso gimp por Vera Lucia Zardo Ansolin.

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.medida que a densidade, a pressão e a temperatura se elevam. Tem um núcleo

sólido com cerca de dez vezes a massa da Terra.

Júpiter, também conhecido como Jove, tem também o nome grego de Zeus.

Ele era o rei dos deuses, o "governador" do Olimpo e era também considerado o

patrono do estado Romano. Zeus era o filho de Cronus (Saturno).

Júpiter está a uma distância média de cerca de 778 milhões de quilômetros

do Sol e seu eixo é quase perpendicular à sua órbita, com inclinação apenas de

3,1°. é o planeta de rotação mais rápida. A sua rotação rápida e o calor que vem de

seu interior perturbam a atmosfera gerando furacões e tempestades violentas que

podem durar anos.

Júpiter tem mais de 60 satélites. A maioria é pequena, de formato irregular e

com órbitas distantes. Galileu, ou Simon Marius32, descobriu, em 1610, os quatro

maiores satélites de Júpiter que são Io, Europa, Ganimedes e Calisto, hoje

conhecidos como satélites galileanos. A descoberta de Galileo mostrou, pela

primeira vez, que podiam existir sistemas formados por vários corpos celestes, que

realizavam movimentos orbitais em torno de um determinado centro que,

certamente, não era o nosso planeta, a Terra. Este foi um argumento formidável em

favor da teoria heliocêntrica de Copérnico dos movimentos dos planetas. O apoio

declarado de Galileu à teoria de Copérnico colocou-o em problemas com a

inquisição.

A atmosfera de Júpiter é bastante espessa e corresponde a uma grande

parte do seu raio, praticamente o planeta inteiro. Possui um aspecto bastante

característico, embora não exclusivo, onde vê-se bandas33 latitudinais coloridas,

nuvens e tempestades atmosféricas. Isto mostra que Júpiter possui um sistema

climático dinâmico e bastante complexo. Acredita-se que existam 3 camadas

distintas de nuvens em Júpiter. Elas devem ser formadas por gelo de amônia,

hidrosulfito de amônia e uma mistura de gelo e água.

32 Simon Marius (1573 – 1624), também conhecido como Simon Mayr, foi um astrônomo e físico alemão contemporâneo de Galileo. Estudou com Johanes Kepler e ao que tudo indica, assistiu palestras proferidas por Galileu. Marius e Galileo reivindicaram terem sido os primeiros a observar os quatro maiores satélites de Júpiter, em 1610 e provavelmente o fizeram independentemente. Embora os historiadores se dividem quanto ao verdadeiro descobridor, foi Simon Marius que deu aos quatro grandes satélites os nomes pelos quais são conhecidos hoje: Io, Europa, Ganimedes e Calisto.

33 Faixas coloridas.

78

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Quando está no céu noturno, Júpiter é frequentemente a "estrela" mais

brilhante no céu, embora esteja a centenas de milhões de quilômetros da Terra, sua

atmosfera reflete intensamente a luz solar e é muito fácil vê-lo no céu noturno, com

magnitude -2,9 em oposição que ocorre a cada 13 meses. Aparece a noite toda,

levanta-se ao por do Sol, está mais alto no meio da noite e põe-se ao nascer do sol.

É visível durante cerca de 10 meses por ano. Ele só é superado por Vênus, que

raramente é visível em um céu escuro. Os quatro satélites Galileanos são facilmente

visíveis com binóculos. Algumas faixas e a Grande Mancha Vermelha podem ser

vistas com um pequeno telescópio astronômico.

Júpiter tem um sistema de anéis planetários semelhantes aos anéis de

Saturno. No entanto, ao contrário do que podemos observar em Saturno, o sistema

de anéis de Júpiter é menor e muito fraco, sendo totalmente invisível a partir da

Terra.

A existência de um sistema de anéis em torno de Júpiter somente foi

descoberta em março de 1979 quando dois cientistas insistiram que, depois de viajar

1 bilhão de quilômetros, valia a pena a sonda espacial Voyager 1 dar uma rápida

olhada para ver se existiam anéis em torno de Júpiter.

Apesar do descrédito da maior parte dos pesquisadores que consideravam

praticamente nula a chance de ser encontrado algo desse tipo em torno deste

planeta, os anéis existiam. Desde então os anéis de Júpiter têm sido fotografados de

muitas formas, em particular no infravermelho a partir de telescópios situados na

Terra.

Existem muitas diferenças entre os anéis de Júpiter e de Saturno. Ao

contrário do sistema anelar que envolve Saturno, os anéis de Júpiter são escuros,

com albedo34 de cerca de 0,05. Os pesquisadores até hoje ainda não sabem com

certeza por que motivo os anéis de Júpiter são tão escuros enquanto os anéis de

Saturno são tão brilhantes. Sabe-se, entretanto, que, ao contrário dos anéis de

Saturno, os anéis de Júpiter parecem não conter qualquer gelo. Ao que tudo indica

em Júpiter os anéis são compostos, provavelmente, de grãos muito pequenos de

material rochoso. As partículas que compõem os anéis de Júpiter, provavelmente,

34 Albedo: é a medida da quantidade de radiação solar refletida por um corpo ou uma superfície. É calculado como sendo a razão entre a quantidade de radiação refletida pela quantidade de radiação recebida. Em Astronomia, o albedo depende da faixa de onde eletromagnética considerada e do ângulo de incidência. Varia de 0 a 1.

79

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.não permanecem neles por muito tempo. Elas são retiradas dos anéis pelo arrasto

magnético e atmosférico exercido pelo próprio planeta Júpiter. Entretanto, a sonda

espacial Galileu encontrou claras evidências de que os anéis de Júpiter são

continuamente reabastecidos pela poeira formada a partir dos impactos de

micrometeoritos sobre os quatro satélites mais internos.

O anel do halo, mais interno, tem a forma toroidal e se estende radialmente,

a partir do centro de Júpiter de cerca de 92000 quilômetros a aproximadamente

122.500 quilômetros.

O anel principal é o mais brilhante e se estende do contorno do halo para

fora até, aproximadamente, 128.940 quilômetros. Isto mostra que este anel se

prolonga até a região da órbita do satélite Adrastéia e, próximo à órbita do satélite

Metis o brilho do anel principal diminui.

As imagens obtidas pela sonda espacial Galileu mostraram que o anel

Gossamer é formado por dois anéis. Os dois anéis Gossamer são fracos e

razoavelmente uniformes. Nos afastando do planeta Júpiter, o anel Gossamer

interno se estende da órbita do satélite Adrastéia até a órbita do satélite Amaltéia, a

181000 quilômetros do centro de Júpiter. O anel Gossamer externo, que é mais

fraco, se estende, na direção de afastamento de Júpiter, da órbita do satélite

Amaltéia até, aproximadamente, a órbita do satélite Thebe a 221.000 quilômetros do

centro do planeta.

80

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.PLANETA JUPITER

81

Ilustração 22: Imagem feita através do software Celestia com recurso gimp por Vera Lucia Zardo Ansolin.

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.SATURNO

Saturno é conhecido desde a mais remota antiguidade: era o Cronos dos

gregos (pai de Zeus – Júpiter).

Galileu foi o primeiro a observá-lo com um telescópio, em 1610. Ele notou

sua estranha aparência, mas deixou-se confundir por ela. Em 1659 Christiaan

Huygens inferiu corretamente a geometria dos anéis. Os anéis de Saturno

permaneceram como fenômeno único no sistema solar até 1977, quando anéis de

fraca intensidade foram descobertos ao redor de Urano e, pouco depois, em torno

de Júpiter e Netuno.

Saturno está duas vezes mais longe da Terra do que Júpiter. A principal

característica deste planeta é o complexo sistema de anéis que o circunda. Este

planeta com uma face pálida e em faixas tem uma grande família de satélites. É o

segundo maior e menos denso dos planetas. Tem 95 vezes mais material que o

planeta Terra, porém ocupa um volume muito maior, podendo conter 764 Terras.

Compõe-se de hidrogênio e hélio, dispostos em camadas segundo seus estados.

Em sua camada externa esses elementos são gasosos e em seu interior onde

temperatura e pressão crescem com a profundidade, portam-se como um fluído, e

ainda mais profundamente como um metal líquido. À medida que o planeta gira

material é expelido, formando um equador abaulado, cerca de 10% mais largo que

nos pólos, isso resulta da sua rápida rotação e de seu estado fluido. Seu núcleo

central, de pedra e gelo, tem de 10 a 20 vezes a massa da Terra. Saturno é o menos

denso dos planetas; sua gravidade específica (0,7) é inferior a da água. Se

pudéssemos colocar Saturno dentro d'água, ele flutuaria.

A superfície amarelo-clara de Saturno é a camada superior de sua densa

atmosfera. Um nevoeiro fino o encobre. O hidrogênio predomina na atmosfera.

Traços de gases incluem metano, amoníaco e etano. A camada visível [e feita de

cristais de gelo de amoníaco com hidrossulfeto de amônia embaixo. Pingos de

chuva de hélio na camada metálica geram calor ao cair. O calor é transportado para

a camada inferior e, associado à rotação do planeta gera ventos que chegam a

1.800 km/h perto do equador. Tempestades gigantescas são um traço da atmosfera

superior.

82

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Saturno leva quase 29,5 anos para completar uma órbita em torno do Sol.

Seu eixo de rotação inclina-se em 26,7° em relação à vertical. No curso de sua

órbita, ambos os pólos, norte e sul, apontam para o Sol, resultando na visão dos

anéis a partir da Terra. Quando o pólo norte aponta para o Sol, os anéis são vistos

de cima, e, quando o pólo sul aponta para o Sol, os anéis são vistos de baixo. Entre

os pólos, são vistos de lado.

Quatro naves viajaram até Saturno. A Pioneer 11 estava viajando para

investigar Júpiter e o Sistema Solar quando se tornou a primeira sonda a explorar

Saturno em 1979. A sonda sobrevoou Saturno utilizando a gravidade de Júpiter para

entrar em posição. As Voyagers 1 e 2, em 1980 e 1981, foram missões de sobrevoo.

A quarta, Cassini-Huygens, é um sofisticado orbitador projetado para estudar o

planeta, seus anéis e satélites em profundidade. Foi a primeira nave espacial a

ingressar na órbita de Saturno em 2004. Ela chegou sete anos depois de deixar a

Terra, e passou a 20.000 km das nuvens de Saturno. A sonda voou entre os vãos

dos anéis de Saturno e descobriu três novas luas.

As faixas, que em Júpiter são bastante acentuadas, mostram-se muito mais

fracas em Saturno. Elas são também muito mais largas próximo ao equador. Os

detalhes dos topos das nuvens não são visíveis da Terra, e observações mais

precisas da circulação atmosférica de Saturno só puderam ser feitas a partir das

missões Voyager. Saturno também apresenta nuvens ovais de longa duração e

outras formações comuns em Júpiter. Em l990, o HST35 observou uma enorme

nuvem branca perto do equador de Saturno que não estava lá durante a visita das

sondas Voyager; em 1994, observou-se uma tempestade menor.

Saturno é visível a olho nu durante cerca de 10 meses do ano. Parece uma

estrela brilhante amarelada. Em seu brilho máximo alcança a magnitude -0,3 quando

os anéis estão virados para a Terra e mais luz é refletida. Um telescópio mostra os

anéis e é necessário para revelar os detalhes de superfície. O melhor momento para

ver Saturno é em oposição, e, ocorre anualmente, cerca de duas semanas mais

tarde a cada ano. Em sua órbita, Saturno passa cerca de 2,5 anos em cada

constelação do zodíaco.

Dois anéis proeminentes, e um anel fraco podem ser vistos da Terra. A falha

entre os anéis proeminentes é conhecida como a divisão de Cassini; a falha muito

35 Hubble Space Telescope

83

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.mais fraca no primeiro anel é conhecida como Folga de Encke. As fotos enviadas

pela Voyager mostram quatro outros anéis fracos.

Os anéis de Saturno, diferentemente dos anéis dos outros planetas, são

muito brilhantes (albedo 0,2 – 0,6). Embora pareçam contínuos quando vistos da

Terra, os anéis, na verdade, são formados de milhares de pequenas partículas de

diferentes tamanhos, variando de um centímetro, aproximadamente, a vários metros.

É também provável que existam objetos com alguns quilômetros de comprimento.

Os anéis de Saturno são extraordinariamente finos; embora tenham um

diâmetro de 250.000 km ou mais, sua espessura não vai além de 200 metros. A

despeito de sua expressiva aparência, há realmente muito pouco material nos anéis,

se os anéis fossem condensados num único corpo, este não teria mais que 100 km

de raio.

As partículas dos anéis parecem ser compostas basicamente de gelo de

água, mas partículas rochosas cobertas por gelo podem também existir.

A Voyager confirmou a existência de intrigantes inomogeneidades36 radiais

nos anéis, chamadas de "raias", observadas pela primeira vez por astrônomos

amadores. Sua natureza é ainda um mistério, mas é possível que isso tenha algo a

ver com o campo magnético de Saturno.

Saturno é o centro de um mini-sistema solar com sessenta satélites

confirmados. Entre eles está Titã que por muito tempo foi tido como o maior satélite

do sistema solar. Os demais são conhecidos como satélites gelados, devido as suas

densidades próximas à da água e o alto índice de reflexão que é característico do

gelo. Podem ser classificados em dois grupos: Os regulares e os irregulares. Os

regulares têm órbitas quase circulares, no sentido de rotação do planeta e pouco

inclinadas em relação ao plano do equador, e são eles: Mimas, Encelado, Tébis,

Pleione, Réia e Titã. Os irregulares têm maiores excentricidades e inclinação orbital,

que são: Hipérion e Jápeto , além de Febe , a lua retrógrada. Depois desses nove

satélites, as sondas registraram mais oito luas pequenas e não esféricas.

Predominantemente constituídas de gelo, refletem de 60% a 90% da luz solar.

Titã: com diâmetro médio de 5.400 km se considerarmos sua densa

atmosfera. Nesses termos é o maior satélite do sistema. Porém o diâmetro efetivo

do satélite é 5.140 km, fazendo de Titã o segundo maior satélite do sistema. Sua

36 característica de um corpo que não tem as mesmas propriedades em todos os pontos.

84

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.fama de maior satélite só perdeu a veracidade com o reconhecimento feito pelas

sondas. Ocorreu que era conhecida a presença de atmosfera em Titã, sendo esta,

quase tão transparente como a nossa. As medidas do satélite se referiam ao disco

opaco do mesmo, que se encontrava no interior da atmosfera. Posteriormente foi

constatado que além da atmosfera havia uma espessa camada (opaca) de nuvens.

Essa camada foi estimada em 200 km, mas com a possibilidade de pesquisar mais

de perto, as sondas obtiveram com precisão a medida de 5.140 km para o diâmetro

médio do satélite. Sua densidade média é de 1,9 g/cm3, que sugere um núcleo

rochoso recoberto de gelo. Seu período de translação é de 15,94 dias, sendo que

sua órbita está sobre o plano equatorial de Saturno. Devido a densidade da

atmosfera de Titã (4,6 vezes a terrestre), sua superfície é tão misteriosa quanto a de

Vênus. A constituição da atmosfera ainda é motivo de várias discussões. Acredita-se

que seja 80% de nitrogênio (N2) podendo chegar a 99% na alta atmosfera. É

provável que o argônio seja a segunda porcentagem dessa atmosfera, com cerca de

12%. Mas os gases nobres são de difícil detecção, portanto essa porcentagem tem

seu maior respaldo na teoria. Além desse, foi detectado a presença de metano,

hidrogênio, etano, propano, acetileno, etileno, cianureto diacetileno e metacetileno,

todos em ordem decrescente de porcentagem na atmosfera. Essa grande variedade

de moléculas orgânicas tem a tendência de se agruparem de várias maneiras. Por

isso acredita-se que o agrupamento dessas moléculas formem partículas sólidas

que se precipitam no solo formando uma grossa camada sobre a superfície do

satélite, podendo chegar a algumas centenas de metros. Titã tem uma grande

excentricidade e isso faz com que ele entre e saia da magnetosfera de Saturno.

Essa passagem periódica pela magnetosfera provoca várias transformações nos

componentes atmosféricos do satélite e também vários fenômenos atmosféricos.

Ambos ainda não explicados satisfatoriamente.

Palene: com apenas 4 quilômetros de diâmetro foi descoberto em 2004.

Phoebe: é um dos satélites mais exteriores, a 12,95 milhões de quilômetros

de Saturno. Sua superfície é muito marcada por crateras de impacto.

Dione: orbita dentro do sistema de anéis em 2,74 dias. Sua superfície é

marcada por penhascos de gelo e crateras de impacto. É o quarto maior satélite de

Saturno e partilha sua órbita com dois satélites pequenos e irregulares – Helena,

que se move à sua frente seguido por Pólux.

85


PLANETA SATURNO

URANOUrano é o sétimo planeta do Sistema Solar e o terceiro maior planeta, sendo

superado apenas por Júpiter e Saturno. Urano tem cerca de quatro vezes o diâmetro

da Terra e 63 vezes o seu volume. Contudo é feito de apenas 14,5 vezes a massa

do nosso planeta, sendo seu material menos denso que o da Terra. Situado a

aproximadamente 3 bilhões de quilômetros do Sol, Urano leva cerca de 84 anos

86

Ilustração 23: Imagem feita através dos softwares Sttelarium e Celestia, com recurso gim por Vera Lucia Zardo Ansolin.

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.terrestres para dar uma volta completa em torno do Sol. Quase tudo que sabemos

dele veio da única sonda a visitá-lo, a Voyager 2.

Urano é único entre os planetas por que o seu eixo de rotação é fortemente

inclinado, estando situado muito aproximadamente no plano de sua órbita. Quando

Urano se move ao longo de sua órbita devido à grande inclinação do seu eixo de

rotação, seus polos norte e sul, alternadamente, apontam na direção ou no sentido

contrário ao Sol, produzindo mudanças sazonais extremas neste planeta quase sem

características notáveis.

Urano está tão afastado do Sol que, desde a sua descoberta em 1781, ele

completou pouco mais de duas voltas e meia em torno do Sol. Devido ao seu

afastamento do Sol, Urano recebe somente 1/400 da intensidade da luz solar que

recebemos aqui na Terra, em consequência disso é um planeta frio, de brilho fraco,

que nunca ultrapassa magnitude maior do que +5,6 no céu visto da Terra. Embora o

seu diâmetro seja cerca de 4 vezes maior do que o da Terra, Urano sempre nos

mostra um disco com menos de 4 segundos de arco de diâmetro, o que é

aproximadamente o tamanho de uma bola de golfe vista a uma distância de 1

quilômetro.

Assim como Júpiter e Saturno, Urano também possui uma rotação

diferencial. Isto quer dizer que um dia em Urano tem entre 14,2 e 16,5 horas,

dependendo da latitude onde está o observador. Entretanto, estas medidas de

período de rotação dizem respeito somente ao topo das nuvens que o cobrem.

O eixo de rotação de Urano está tão inclinado, 98° em relação à vertical que

está quase no plano de sua órbita. Por isso o vemos da Terra pelos pólos, de lado,

ou entre uma posição e outra, enquanto seus pólos e equador se voltam para o Sol

no curso de sua órbita.

Onze anéis, separados por lacunas, envolvem Urano. São feitos de pedaços

de material escuro, rico em carbono. Todos os anéis de Urano estão localizados a

menos de 2 raios37 de Urano, medindo-se a partir do seu centro, bem dentro do

limite de Roche38 do planeta. Ao contrário dos anéis de Saturno, os anéis de Urano

são escuros e estreitos, a maior parte deles com menos de 10 quilômetros de

37 Raio: medida que vai do centro até a borda de uma circunferência.38 Limite de Roche: é a distância mínima que pode suportar um objeto, que mantém sua estrutura

unicamente por sua gravidade e que orbita um corpo em massa, sem começar a desintegrar-se devido as forças de maré que gera o objeto principal.

87

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.largura. As partículas típicas que formam os anéis de Saturno são pedaços de gelo

com a refletividade e dimensões de bolas de neve enquanto que as partículas típicas

nos anéis de Urano poderiam ser comparadas a grandes amontoados de carvão,

onde cada componente teria, em média, aproximadamente 1 metro de largura. Os

anéis de Urano são realmente muito escuros, refletindo somente cerca de 1% da luz

solar que incide sobre eles.

Urano foi o primeiro planeta a ser descoberto no Sistema Solar com o auxílio

de um telescópio. Somente cinco planetas eram conhecidos, aqueles que podiam

ser observados a olho nú: Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno.

No dia 13 de março de 1781, por acaso, o planeta Urano foi descoberto pelo

então pouco conhecido astrônomo William Herschel e por sua irmã Caroline Lucretia

Herschel. William Herschel nasceu na cidade de Hanover, na Alemanha. Era músico

profissional e, após emigrar para a Inglaterra, tornou-se fascinado pela astronomia.

Herschel destacou-se pela sua grande capacidade de construir telescópios

excepcionais para a sua época. Usando um destes telescópios que ele próprio

construiu Herschel iniciou um sistemático mapeamento do céu e, durante uma de

suas observações ele notou a presença de um objeto fraco e nebuloso, que primeiro

pensou se tratar de um cometa. Logo notou que havia a possibilidade de que este

pequeno objeto fosse um novo planeta. Na verdade, Urano era fácil de ser

observado, e de ser descoberto, por quem possuía um telescópio, uma vez que se

apresenta como um disco no céu quando visto mesmo através de uma pequena

luneta.

No final de 1781 Herschel já sabia que o objeto que ele havia descoberto

apresentava uma órbita semelhante àquela descrita pelos outros planetas já

conhecidos, situada muito além de Saturno. Com esta descoberta ele havia dobrado

o diâmetro do sistema planetário que era então conhecido. Urano está a uma

distância de 2.870.990.000 km enquanto que o limite conhecido até então era o

planeta Saturno, a uma distância de 1.429.400.000 quilômetros do Sol.

Embora Herschel tenha recebido, justamente, o crédito de ter sido o

descobridor de Urano, sabe-se hoje que muitos outros astrônomos já haviam

observado este planeta antes dele. No entanto, nenhum deles havia identificado este

corpo celeste com um novo planeta, todos o classificaram como sendo uma estrela

fraca. Analisando registros feitos nas épocas anteriores ao descobrimento de Urano

88

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.por Herschel descobriu-se que o planeta Urano está registrado em pelo menos 20

cartas celestes desenhadas entre 1690 e 1781, pois quando está em oposição,

Urano alcança uma magnitude de +5,6, o que significa que ele pode ser visto a olho

nú sob boas condições de observação. No entanto, em nenhuma destas cartas

celestes é levantada qualquer suspeita de que este objeto poderia ser um novo

planeta.

Urano possui à sua volta satélites que mostram as cicatrizes provocadas por

inúmeras colisões. Sabe-se que compõem um sistema regular de satélites como o

de Júpiter e Saturno.

Urano é um gigante de gás, A atmosfera superior rica em hidrogênio, é sua

superfície visível. Abaixo há uma camada de gelo e, sob ela o núcleo. O metano dá

a Urano sua cor azul – absorve os comprimentos de onda vermelhos que chegam e

refletem o azul.

89


Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.NETUNO

Netuno foi observado por vários astrônomos bem antes da sua descoberta.

Acredita-se hoje que a primeira pessoa a ver Netuno foi Galileu. Logo que começou

a utilizar o seu telescópio, Galileu ficou fascinado com o planeta Júpiter e o seu

conjunto de satélites. Ele passou a observar regularmente os movimentos dos

quatro grandes satélites de Júpiter que ele havia descoberto. No dia 28 de dezembro

de 1612, enquanto observava Júpiter, Galileu registrou a presença de uma "estrela"

de 8ª magnitude no seu campo de visão. Os desenhos das observações de Júpiter e

seus satélites feitos por Galileu naquela época mostram uma "estrela" situada a

menos de 1 minuto de arco da localização de Netuno durante aquelas noites de

inverno. Netuno pode ser visto como um objeto de magnitude +7,7 o que o faz ser

visível mesmo usando pequenos telescópios. Um mês mais tarde, no dia 27 de

janeiro de 1613, Galileu novamente registrou a presença de duas estrelas no seu

campo de observação. Hoje sabemos que uma delas é realmente uma estrela, mas

a outra não é uma estrela e sim o planeta Netuno. Curiosamente, Galileu registrou

no seu caderno de observações que na noite seguinte, ao observar estes dois

objetos, eles pareciam estar mais afastados um em relação ao outro. No entanto ele

não registrou qualquer outro comentário além deste fato. Assim, mais de duzentos

anos antes de qualquer outra pessoa, Galileu observou o planeta Netuno, mas não

percebeu que estava realizando uma grande descoberta. Galileu não foi o único, O

planeta Netuno foi registrado várias vezes por muitos outros astrônomos.

Inacreditavelmente, nenhum deles notou que tinham observado, e descoberto, um

novo planeta.

O astrônomo francês Lalande (1732-1807) observou Netuno nos dias 8 e 10

de maio de 1795, mas acreditou que se tratava de uma estrela. John Herschel

registrou uma observação de Netuno que ele fez no dia 14 de julho de 1830, mas

também pensou que se tratava de uma estrela. O astrônomo Von Lamont (1805-

1879) registrou a presença de Netuno em suas observações feitas nos dias 25 de

outubro de 1845 e nos dias 7 de setembro e 11 de setembro de 1846 sem notar que

se tratava de um novo planeta. Von Lamont era um observador altamente

qualificado, mas não observou o movimento dessa "estrela" nos quatro dias de

intervalo que ocorreram em suas observações de 1846.

90

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Netuno foi pouco conhecido até que a Voyager 2 o sobrevoou em 1989, a

sonda revelou um mundo azul e frio, cercado por anéis e satélites e com uma

atmosfera surpreendentemente dinâmica.

Netuno é o menor e o mais distante dos quatro gigantes de gás. Tem um

diâmetro equatorial de 49.500 quilômetros. Se Netuno fosse oco, poderia conter

cerca de 60 Terras. Netuno orbita o Sol a cada 165 anos. Um dia em Netuno dura 16

horas e 6.7 minutos. Quase quatro vezes maior que a Terra, tem estrutura

semelhante à de Urano. Sua camada externa é sua atmosfera feita principalmente

de hidrogênio. Abaixo há uma profunda camada de água e gelos, e mais embaixo

um núcleo de rocha e talvez gelo. Por causa de sua rápida rotação esse material é

empurrado para a superfície formando um equador abaulado. É o oitavo planeta do

Sistema Solar e o quarto maior entre eles sendo superado por Júpiter, Saturno e

Urano. Está situado a uma distância de cerca de 4,5 bilhões de quilômetros do Sol.

Devido ao seu enorme afastamento do Sol a superfície de Netuno recebe somente

1/900 da intensidade de luz solar que recebemos na Terra. Visto da Terra, Netuno é

bem menos brilhante do que Urano. Ele nunca brilha com uma magnitude maior do

que +7,7 no nosso céu. Embora ele seja quase do mesmo tamanho que Urano,

Netuno parece menor quando visto através de telescópios situados na Terra. Isto

acontece porque Netuno está muito mais longe da Terra do que Urano.

O planeta Netuno é bastante semelhante, em suas propriedades gerais, ao

planeta Urano. Netuno é consideravelmente menor do que os planetas Júpiter e

Saturno e, por este motivo, os astrônomos acreditam que o hidrogênio e hélio que o

forma não estão tão comprimidos no seu interior como acontece nos outros dois

gigantescos planetas. A densidade média de Netuno é maior do que aquela

apresentada por Saturno, e parecida com a densidade média de Júpiter. Isto levou

os astrônomos a considerarem que Netuno deve possuir uma região central grande

e, provavelmente, rochosa. Acredita-se que esta região rochosa tenha cerca de 10

vezes mais massa do que o planeta Terra inteiro.

Sabe-se que Netuno é orbitado por 13 satélites. Um deles, Tritão, é grande,

redondo, gelado, maior que Plutão, descoberto 17 dias depois de Netuno. A voyager

2 revelou os anéis já previstos por observações feitas na Terra. Os quatro satélites

interiores estão dentro do sistema de anéis, que consiste em cinco anéis completos.

O mais exterior dos quais contém três densas regiões de material, além de um sexto

91

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.anel parcial. Os anéis são esparsos e feitos de minúsculos fragmentos de

composição desconhecida.

Devido à sua distância da Terra e seu tamanho, Netuno não pode ser visto a

olho nu. De cor verde-azulada, tem composição semelhante a Urano e nele há uma

grande mancha escura, que corresponde a um enorme sistema de tempestades.

Netuno emite mais energia do que recebe, pois apesar de estar mais distante do

Sol, tem temperatura média equivalente à verificada em Urano.

NETUNO

92


Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.PLANETAS ANÕES

Até o momento, os planetas anões do sistema solar são Éris, Plutão, Ceres, Haumea e Makemake.

PLUTÃO

Conhecido, durante muito tempo, desde a sua descoberta em 1930, como o

menor, mais frio e distante planeta do Sol.

Sua descoberta foi semelhante à de Netuno. Foi descoberto por cálculos

matemáticos, através das pequenas perturbações existentes nas órbitas de Urano e

Netuno. A primeira imagem visual dele foi obtida através da comparação de

fotografias em 18 de fevereiro de 1930. Esse planeta anão pode ser detectado por

muitos instrumentos, inclusive por telescópios amadores com o uso de processos

fotográficos especiais.

93


Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.A partir dos anos 70 é que se obteve dados sobre a superfície desse planeta

anão. Foi detectada a presença de metano congelado a uma temperatura de -210°C

e uma fina camada atmosférica supostamente de metano gasoso. Seu tamanho é

inferior ao da Lua.

Em 1978 foi descoberto um satélite de Plutão por James W. Christy,

cientista do Observatório Naval dos Estados Unidos, no dia 2 de julho de 1978. Foi

batizado com o nome de Caronte. Uma série de fotos revelam que sua translação é

cerca de 6,39 dias, que parece coincidir com a rotação do planeta anão. Se

confirmada, essa coincidência será única no Sistema Solar, ou seja, o satélite nunca

nasce nem se põe.

Isso permitiu melhores medidas a respeito de Plutão e Caronte após uma

série de eclipses entre eles no ano de 1985. Plutão tem um diâmetro de 2.360 km e

o satelite Caronte tem um diâmetro de 1210 km.

Durante um período de cerca de vinte anos, existe uma facilidade de sua

observação: é por causa da grande excentricidade de sua órbita. De 1989 até 14 de

março de 1999 sua distância foi menor que a do planeta Netuno. Essa aproximação

aumentou sua luminosidade em até oito vezes.

Recentemente mais dois satélites foram descobertos ao redor de Plutão:

são eles Hidra e Nix. Os nomes foram tirados da mitologia: Nix é a deusa da

escuridão e mãe de Caronte o barqueiro que conduz as almas pelo rio Archeron.

Hidra é o monstro de nove cabeças e por coincidência N e H são as iniciais da

Sonda Novos Horizontes. São pequenos, com um tamanho entre 40 a 160

quilômetros e apresentam um brilho cerca de 5000 vezes menor que o de Plutão e

Caronte.

CERES

A partir de agosto de 2006, Ceres passou a ser considerado um planeta

anão e deixado de ser classificado como asteroide.

Em 01 de Janeiro de 1801, o monge siciliano fundador e diretor do

Observatório Astronômico de Palermo, Giuseppe Piazzi (16/07/1746 - 22/07/1826),

descobriu Ceres, o qual fora considerado inicialmente um planeta. Com a

descoberta de mais objetos naquela região, ele passou a ser considerado um

asteroide e a partir de agosto de 2006 ele passou a ser considerado um planeta do

94

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Sistema Solar, o quinto em distância do Sol. Piazzi estava certo da descoberta de

um novo planeta, mas no entanto ele o anunciou como sendo um cometa. Mais

observações não foram possíveis devido a uma conjunção solar. Mais tarde, com a

ajuda do matemático Carl Friedrich Gauss, os cálculos levaram onde estaria o objeto

Ceres com a ajuda da lei de Titius-Bode. Novamente localizado e com mais

observações, ele foi classificado como um planeta. Nos anos que se seguiram,

foram descobertos objetos semelhantes e com características similares. Esses

objetos são: Palla em 1802, Juno em 1804 e Vesta em 1807. Até o final do Século

XVII, centenas de objetos foram localizados nessa região e então resolveu-se

classificá-lo como asteroide. Com as novas descobertas no Século XXI, uma

definição do conceito "planeta" foi elaborada e, acabou por considerar Ceres um

planeta anão do Sistema Solar.

O nome Ceres é referência à filha do deus Saturno com a deusa frígia

Cibele.

95


III UNIDADE – ATIVIDADES PRÁTICAS

Nesta unidade, são sugeridas algumas atividades para verificar os

movimentos celestes e terrestres e o movimento dos astros no Sistema Solar –

assuntos tratados neste material.

96

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.PLANETÁRIO DE POBRE

Objetivo: simular e entender o “movimento da abóbada celeste”.Livro: “O céu”

Autor: Rodolpho Caniato

Volume: I

Edição: 1975 – UNICAMP

Atividade experimental disponível no site: ponto ciencia

<http://www.pontociencia.org.br/experimentos-interna.php?

experimento=248&PLANETARIO+DE+POBRE> Acesso em 15 mai. 2010.

Materiais necessários:

1 balão de vidro de fundo esférico (do tipo usado em Química) com tampa.

Tripé ou base para o balão

Barbante

Caneta para retroprojetor ou para quadro branco

fita crepe

durex

água

corante (opcional)

transferidor

PRIMEIRO PASSO: Marcando o Pólo Sul Celeste.No fundo do balão de vidro, marque um ponto com caneta para retroprojetor.

Tal ponto representará o Pólo Sul celeste. Para marcar esse ponto, imagine uma

linha que sai desse ponto, percorre o interior do balão e passa ao longo do pescoço

do gargalo do balão, emergindo no centro da boca do balão.

97

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.SEGUNDO PASSO: Marcando o nível do Equador Celeste.

Com o barbante, meça o tamanho da maior circunferência da parte esférica

do balão. Dobre o barbante em quatro partes e marque essa distância a partir do

Pólo Sul celeste marcado no primeiro passo.

TERCEIRO PASSO: Marcando o equador celesteColoque água no balão de forma que ela atinja o nível da marca feita no

segundo passo. Estando o balão com o pescoço verticalmente para baixo (como

mostram as fotos). Você pode adicionar um corante na água de modo que a

superfície da água se torne mais visível. Ela representará, nesse caso, o plano local

de um observador situado sobre a superfície da Terra.

A seguir:

• passe uma fita crepe um pouco acima do nível da água e outra fita um pouco

abaixo.

• Com a caneta, você deve colorir a região entre as fitas para obter uma linha

mais visível. Por fim, retire as fitas.

• Pode-se passar um durex sobre a linha marcada para evitar que ela se

apague no contato.

QUARTO PASSO: marcando a eclípticaA eclíptica representa o caminho aparente do Sol na abóbada celeste ao

longo do ano. Sobre a superfície do balão, a eclíptica aparecerá como um círculo

inclinado de 23,5º em relação ao círculo associado ao equador celeste.

• Incline o pescoço do balão até a marca de água atingir um ângulo de

23,5º em relação ao equador celeste.

• Por fim, marque a eclíptica acompanhando o nível da água usando o

mesmo procedimento adotado no passo anterior.

• Passe o durex sobre a linha.

QUINTO PASSO: Entendendo o planetário.O balão com as marcações efetuadas nos passos anteriores é,

basicamente, o nosso planetário. Para utilizá-lo, vamos imaginas que estamos no

centro da superfície da água. Esta superfície define, então, o nosso plano local e

98

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.nosso horizonte, enquanto a superfície do balão passa a representar a abóbada

celeste ou, simplesmente, o céu.

O eixo de rotação terrestre pode ser representado por uma linha que passa

pelo pescoço do balão e pelo Sul, marcado. (eixo do mundo – fura os Pólos celestes

Norte e Sul).

SEXTO PASSO: Marcando estrelas.Faça pontos espalhados pela superfície do balão. Eles representarão as

estrelas.

SÉTIMO PASSO: posicionamento do planetário.O planetário deve ser posicionado de forma que o Pólo Sul celeste possua

inclinação, em relação ao horizonte (nível da água), igual à latitude do local em que

nós estamos. (observador). Se você não sabe qual é a latitude de seu plano local,

pode consultar o endereço: <http://www.aondefica.com/afguiaaf.asp?s=37> latitude

do local

Latitude de Toledo 24º 42' 49"S

OITAVO PASSO: Movimento diurno aparente das estrelas.Faça pontos pela superfície do balão. Eles representarão algumas estrelas.

Gire o balão, segurando-o pelo pescoço, no sentido indicado na foto abaixo. Assim,

você estará simulando o movimento diário aparente do céu para um observador que

esteja à mesma latitude que você. (caso você tenha marcado o Pólo Norte celeste

no fundo do balão, o sentido do giro deve ser inverso).

Observe, então que, enquanto o céu gira, as estrelas mantém suas posições

umas em relação às outras. Algumas mantém-se por mais tempo acima do horizonte

desde o nascer (aparecer no horizonte) até o ocaso (desaparecer no horizonte).

• Compare os arcos diários descritos por duas estrelas. Eles são iguais?

• Todas as estrelas são visíveis no lugar onde você está?

• Existem estrelas que estão sempre visíveis?

• Existem estrelas que nunca são visíveis?

99

http://www.aondefica.com/afguiaaf.asp?s=37

http://www.aondefica.com/afguiaaf.asp?s=37

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Gire o planetário, inicialmente, simule o giro para a latitude onde você se

encontra. Observe que o Pólo Sul permanece fixo, para um observador no centro do

planetário.

Observe as diferentes posições do Sol na eclíptica (linha vermelha) ao longo

do ano.

Só há um período em que o Sol está realmente a pino, em alguns pontos,

correspondendo ao verão no hemisfério sul.

FUNCIONAMENTO DO PLANETÁRIO

A eclíptica representa o caminho aparente do Sol pela esfera celeste ao

longo do ano. Os pontos em que o equador celeste e a eclíptica se encontram

representam os equinócios. De um ponto de vista geocêntrico, legítimo para a

descrição de alguns movimentos aparentes no céu, podemos dizer que o Sol, ao

percorrer a eclíptica, passa do hemisfério sul celeste para o hemisfério norte celeste.

O ponto no qual tal passagem acontece é chamado equinócio de outono. Já o ponto

diametralmente oposto (Sol passando do hemisfério norte para o hemisfério sul)

representa o equinócio de primavera.

Observando somente a eclíptica e girando o balão, esfera celeste, podemos

ver as diferentes posições relativas do Sol ao longo do ano. Para uma localidade do

hemisfério sul, haverá Sol a “pino” em alguns pontos, em uma posição intermediária

entre os equinócios de primavera e de outono, que é o período do verão. Nesse

referencial, estamos observando o movimento anual do Sol pela esfera celeste.

MOVIMENTO DIÁRIO DA ESFERA CELESTE

No caso das estrelas marcadas, a simulação é diferente. Estamos

observando o movimento DIÁRIO da esfera celeste, ou seja, as diferentes posições

em que observamos as estrelas ao longo do dia. Para tanto, devemos simular a

rotação aparente da esfera celeste. A rotação da Terra se dá no sentido anti-horário

para um observador olhando diretamente para o pólo norte celeste, e no sentido

horário para um observador olhando diretamente para o pólo sul celeste. Por isso,

vemos a esfera celeste se movimentando no sentido oposto, do leste para oeste.

100

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Assim, se você indicou o pólo sul celeste no fundo do balão, você deve segurá-lo

através do pescoço e girá-lo, no sentido de leste para oeste para simular a rotação

aparente da esfera celeste.

Observamos com isso, que o pólo sul celeste permanece fixo e visível

durante todo o dia para as latitudes situadas abaixo da linha do equador. Notamos

também que algumas estrelas são visíveis durante toda a noite, outras durante um

tempo e outras nunca são visíveis. Tudo isso varia de acordo com a latitude.

Você pode observar essas diferenças variando a inclinação do balão, já que

assim estará simulando a variação na latitude do observador.

A INCLINAÇÃO DO EIXO DE ROTAÇÃO TERRESTRE

Representamos a eclíptica como sendo um círculo máximo de 23,5º em

relação ao equador celeste.

A Terra possui movimento de translação e rotação. A translação é o

movimento em sua órbita ao redor do Sol e a rotação é o giro em torna dela própria.

Porém, o eixo de rotação mantém uma inclinação, em relação à órbita de translação,

de 76,5º. Ou seja, o equador terrestre está inclinado de 23,5º em relação à órbita de

translação. Por isso, representamos a eclíptica em nosso “planetário” inclinada de

23,5º em relação ao equador celeste.

As imagens da construção do planetário de pobre estão no final do

trabalho, no item: ANEXOS.

ENAST – ENCONTRO NACIONAL DE ENSINO DE ASTRONOMIARECONHECIMENTO DO CÉU

Em novembro de 2009, participamos do ENAST – Encontro Nacional de

Ensino de Astronomia, no município de Londrina e tivemos a oportunidade de

assistir ao minicurso “Reconhecimento do Céu, com o Professor Doutor Rodolo

Langhi, da UNESP.

Ele simulou a abóbada celeste do modelo Planetário, com as duas partes

arredondadas de duas garrafas PET, que unidas formaram a esfera celeste.

101

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Na falta do balão oval, podemos utilizar o modelo do professor Rodolfo

Langhi, conforme imagem abaixo

102

Ilustração 27: Crédito da imagem: Vera Lucia Zardo Ansolin.

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.MODELO PARA O MOVIMENTO ANUAL APARENTE DO SOL A PARTIR DE

UMA PERSPECTIVA GEOCÊNTRICA

Fernando Siqueira da Silva39

Francisco Catelli40

Odilon Giovannini41

OBJETIVO

Construção de um modelo que permita identificar o movimento aparente do

Sol (MAS), bem como estimar o intervalo de tempo em que este fica acima do

horizonte (dia claro), em qualquer lugar do planeta e em qualquer época do ano.

Esse modelo, além do baixo curso e fácil construção e operação, possibilita

uma boa compreensão do Movimento Aparente do Sol.

MATERIAL NECESSÁRIO:

2 Cds fora de uso, um espaçador de madeira de mais ou menos 10

centímetros de comprimento, cola quente, alfinetes, faixas previamente impressas

nas folhas de transparência para retroprojetor.

CONSTRUÇÃO DO MODELO

Na construção do modelo, são utilizadas duas faixas, uma com três círculos

representando os solstícios e equinócios e outra, onde constam círculos que indicam

o movimento do Sol mês a mês. No segundo caso, precisamos saber sob qual

ângulo o Sol é visto na data escolhida. Para a latitude de Toledo – Pr, os dados

estão na tabela abaixo.

Esses valores podem ser obtidos no site:

http://www.ancruzeiros.pt/ancastros-sol-dec.html para qualquer latitude local.

39 Programa de Pós Graduação em Educação – Universidade de Caxias do Sul.40 Programa de Pós Graduação em Educação – Universidade de Caxias do Sul.41 Universidade de Caxias do Sul – Caxias do Sul - RS

103

http://www.ancruzeiros.pt/ancastros-sol-dec.html

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.O ângulo de declinação do Sol em coordenadas astronômicas, independe

da posição na qual o observador se encontra sobre a Terra. A validade do modelo

estende-se a qualquer ponto da superfície terrestre.

A declinação do Sol é o ângulo entre os raios da luz solar e o plano do

equador. O Equador da Terra está inclinado cerca de 23º 26' sobre o plano da órbita

à volta do Sol. Assim, durante a translação a declinação varia de 23º 26' norte até

23º 26' sul e vice-versa. Como o ângulo entre o eixo de rotação da Terra e o plano

da a eclíptica se mantém constante, quando considerado pelo período de um ano, a

declinação do Sol varia regularmente ao longo do ano, repetindo o padrão que

origina as estações do ano. Pode-se assim considerar que a declinação solar tem

um período de um ano, coincidente com o tempo necessário para a terra completar

um revolução em torno do Sol.

Quando a projeção do eixo da Terra sobre o plano da eclíptica coincide com

a linha que liga os centros da Terra e do Sol, o ângulo entre os raios do Sol e o

plano do equador é máximo, atingindo atualmente 23° 26'. Isto ocorre duas vezes

por ano nos dias solsticiais: a 21 de Dezembro o sol está afastado do Equador 23º

26' para o Sul, incidindo exatamente sobre o Trópico de Capricórnio, dando origem

ao solstício de Inverno no hemisfério Norte e ao de Verão no hemisfério Sul. Ao

contrário, a 21 de Junho o sol está sobre o Trópico de Câncer, afastado do Equador

23º 26' para o Norte, dando origem ao solstício de Verão hemisfério Norte e ao de

Inverno no hemisfério Sul.

Mais próximo aos pólos, como consequência dos paralelos dos trópicos,

temos os círculos polares árticos e antárticos, nas latitudes a 66º 34' (90º - 23º26'),

que delimitam uma região com os pólos, onde por vezes os dias e as noites não têm

fim. Durante os solstícios, nessa zona delimitada por um pólo e o círculo do paralelo

66º 34', temos o Sol da meia-noite e um dia42 com a duração de 24 horas, enquanto

no hemisfério oposto dá lugar a 24 horas de escuridão.

42 Um dia: período com luz solar

104

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Tabela1. Valores aproximados da declinação do Sol, no dia 21 de cada

mês, para a latitude de Toledo (24°), no dia 21 de cada mês.

Data Declinação do sol (graus)21/12/09 -23,4321/01/10 -19,7621/02/10 -10,3321/03/10 0,4821/04/10 12,0721/05/10 20,3121/06/10 23,4321/07/10 20,3421/08/10 11,9121/09/10 0,4721/10/10 -10,9121/11/10 -20,0421/12/10 -23,43

Com os dados da tabela é possível construir um cilindro para o modelo que

permitirá a visualização do movimento aparente do Sol na latitude escolhida, de mês

a mês.

105

Ilustração 28: Créditos da imagem: Vera Lucia Zardo Ansolin.

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.1- Um cilindro com raio de 6,2 cm. O cilindro com esse raio pode ser

confeccionado a partir de uma folha de transparência de tamanho A4, e o plano do

horizonte pode ser materializado por meio de um CD fora de uso.

O cilindro é composto de duas metades, de 2 × 2,63 cm de altura e

aproximadamente 22 cm (π × 6,2 cm) de comprimento.

2- Duas faixas são unidas pelas extremidades de modo a formar um cilindro

de raio r igual a 6,2 cm, dividido verticalmente em 24 partes (24 horas).

Para um raio do cilindro r = 6,2 cm, a distância da linha horizontal central até

a primeira linha acima (ou abaixo) da central é de aproximadamente 1,2 cm;

Umas das faixas contém um “transferidor”, que permite o ajuste aproximado

da latitude desejada.

3- O cilindro é preso por dois alfinetes na base (CD), plano do observador,

permitindo que ele seja girado.

As linhas horizontais representam o Movimento Aparente do Sol em

sucessivos meses do ano. Cada linha horizontal corresponde à posição do Sol num

determinado mês do ano. A linha superior corresponde ao dia 21 de dezembro, a

seguinte, de cima para baixo a 21 de janeiro, e assim por diante. Chegando à última

linha inferior, 21 de junho, retorne à linha imediatamente superior, 21 de julho,

depois à seguinte, 21 de agosto, até chegar novamente à linha superior, novamente

em 21 de dezembro.

Os 12 espaços para as linhas verticais em cada uma das faixas

correspondem a doze horas.

As faixas da figura abaixo não tem as dimensões para o modelo, mas está

em escala. Um arquivo em formato PDF, com as faixas desenhadas nas dimensões

sugeridas, para ser impresso numa transparência de tamanho A4, pode ser enviado

aos leitores interessados mediante solicitação.

106


EXEMPLOS PARA OPERAÇÃO DO MODELO

Numa cidade próxima à linha do equador, ou seja, Ф (latitude

aproximadamente zero grau) o número de horas de Sol (“dia claro”) é igual ao

número de horas de escuridão, em qualquer época do ano. Em outra cidade, com

Ф (latitude aproximadamente -30°), 30º S, o período de horas de Sol num dia vai de

14 horas, em 21 de dezembro, até 10 horas, em 21 de junho.

Acompanhe as imagens abaixo:

107

Ilustração 29: Faixas xerocadas em folha para transparência A4.


PARA A LATITUDE 30º S, (-30º):

No primeiro modelo , o círculo mais à esquerda e o círculo mais à direita

representam o Movimento Aparente do Sol, visto por um observador, nas datas dos

solstícios, em 21 ou 22 de dezembro e 21 de junho, respectivamente. O círculo

central representa o Movimento Aparente do sol nos equinócios (21 de março e 22

ou 23 de de setembro.

No segundo modelo, o primeiro círculo da esquerda para a direita,

representa o Movimento Aparente do Sol, visto por um observador, no dia 21 de

dezembro, (Solstício de Verão no Hemisfério Sul e Solstício de Inverno no

Hemisfério Norte). O segundo círculo, representa o movimento um mês depois, 21

de janeiro, o terceiro círculo a 21 de fevereiro, e assim sucessivamente.

A parte da faixa que fica acima do CD corresponde ao dia claro, e é possível

verificar quantas horas o Sol está acima do horizonte e quantas horas abaixo do

horizonte.

Girando o cilindro, observamos que a parte do cilindro que está acima do

CD, corresponde à trajetória do Sol no céu acima do horizonte, (dia claro). A parte

que está abaixo do cilindro, corresponde à noite.

Com o modelo, é possível verificarmos que em 21 dezembro, temos o dia

mais longo do ano, com o Sol acima do horizonte por 14 horas aproximadamente.

108

Ilustração 30: Crédito da imagem: Vera Lucia Zardo Ansolin.

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.NO EQUADOR

Para um observador em algum ponto da linha do equador terrestre, no

modelo à esquerda, o primeiro círculo corresponde ao Movimento Aparente do Sol

na posição mais à esquerda. O Sol é visto segundo um ângulo de aproximadamente

23º em relação ao plano do equador. O círculo central está contido no plano do

equador e o círculo mais à direita representa a trajetória do Sol três meses depois do

equinócio, e também é visto segundo um ângulo de aproximadamente 23º à direita

em relação ao plano equatorial.

A parte da faixa que está acima do CD de qualquer um dos três círculos que

compõem o cilindro, corresponde à metade da circunferência completa. Isso significa

que no equador em todos os dias do ano, o Sol estará 12 horas acima do horizonte

e 12 horas abaixo do horizonte.

109


Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.NO PÓLO SUL

Na figura acima, observamos a representação do Movimento Aparente do

Sol, no pólo sul. Nessa região, o Sol fica por aproximadamente seis meses acima do

horizonte. Nos equinócios, ele se movimenta tangenciando a linha do horizonte. No

pólo norte ocorre o mesmo fenômeno, de maneira inversa: nos seis meses em que o

sol aparece acima do horizonte no pólo norte, haverá escuridão43 no pólo sul.

RELÓGIO DE SOL

Segundo Canalle, (http://www.oba.org.br/cursos/astronomia/)

O professor que constrói um experimento para explicar um fenômeno qualquer aos seus alunos consegue: 1º) ser diferente do outro professor que nada fez; 2º) motivar o aluno a participar de suas explicações; 3º) consolidar o próprio conhecimento 4º) ter melhores condições de fazer o aluno entender o que ele está explicando e 5º) quando o aluno percebe que está entendendo as explicações do professor e que este está preocupado com seus alunos, os mesmos retribuem ao professor, dando-lhe mais atenção, respeito, admiração e carinho. O professor, por sua vez, acaba ficando ainda mais motivado para fazer novos experimentos e com isso ainda mais reconhecimento terá pelo seu trabalho, o qual passará, então, a fazer com muito mais prazer.

O professor que sentir este prazer, terá despertado em si o dom da criatividade, porque durante as montagens dos experimentos ele frequentemente terá que testar e improvisar materiais, para compatibilizar custo, rigidez, segurança e desempenho para explicar o fenômeno

43 Sol abaixo do horizonte

110


Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.desejado. Depois de alguns experimentos montados e testados junto a seus alunos, ele perceberá que consegue uma das coisas mais fundamentais do ser humano, isto é, ele perceberá que consegue CRIAR. Só a partir deste instante ele poderá fazer seus alunos serem criativos também.

O Sol é a estrela da qual depende toda a vida na Terra e ele, felizmente, tem

um comportamento extremamente regular em sua aparente trajetória diária no céu.

Usaremos esta regularidade para construirmos um relógio de sol. Vamos construir

um relógio, cujas horas serão lidas pela sombra de um barbante esticado dentro de

uma garrafa PET ao redor da qual estão marcadas as horas.

Aparentemente o Sol gira ao redor da Terra e gasta 24 horas para dar uma

volta completa. Num círculo temos 360 graus, logo, dividindo 360 graus por 24 horas

obtemos 15 graus para cada hora. Ou seja, o Sol “gira” 15 graus em cada hora ao

redor da Terra. O relógio será bem simples, pois terá só um ponteiro (o barbante

dentro da garrafa) e somente as linhas das horas inteiras, ou seja, ele não vai

marcar minutos e segundos.

A CONSTRUÇÃO DO RELÓGIO DE SOL USANDO GARRAFA PET.

1. Material: uma garrafa de refrigerante transparente e de paredes retas,

barbante, transferidor conforme modelo, papelão.

2. Meça o comprimento da “cintura” da garrafa na parte reta (cilíndrica), fora

de curvas). Coloque uma tira de papel (ou de barbante) ao redor dela e depois com

a régua meça o comprimento da tira de papel,ou do barbante. Digamos que este

comprimento tenha sido de L milímetros.

3. Em seguida vamos fazer o mostrador das horas. Divida o comprimento

L por 24 (o dia tem 24 horas), e vamos chamar de H à razão L/24, ou seja, H = L /

24. Numa folha de papel sem linhas, trace 13 linhas (não muito fininhas) paralelas,

separadas pela distância H. O comprimento pode ser de 10 ou mais centímetros,

pois não importa. Sobre cada reta escreve as horas de 18 horas (à esquerda) até as

6 horas à direita. Veja a ilustração 24.

111


4. Recorte o papel bem próximo das linhas das 6 e 18 horas e fixe-o com

pequenos pedaços de durex sobre a parede da garrafa PET, de forma que as linhas

fiquem ao longo do comprimento da garrafa. Veja a ilustração 28.

5. Com a ponta de uma tesoura de ponta fina, fazendo movimento de

rotação num sentido e no outro, faça um furo bem no centro do fundo da garrafa e

outro no centro da tampa. Outra opção: segurando com um alicate, ou tesoura de

metal ou pano grosso, um prego, aqueça-o numa chama e encoste-o no fundo da

garrafa, a qual será furada com extrema facilidade pelo prego quente.

112

Ilustração 34: http://www.cnsg.com.br/novosite/Professores_2009/1_bimestre/fisica/paulo_cesar/atividades_da_OBA_9serie_ao_2ano/relogio_de_sol.pdf


Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.6. Em seguida passe um barbante não muito fino pelo fundo da garrafa e

pelo furo da tampinha. Dê vários nós, um sobre o outro, na ponta do barbante que

está no fundo da garrafa, para que possamos esticar o barbante dentro dela. Amarre

a outra ponta na tampinha de forma que o barbante fique esticado dentro da garrafa,

sem fazer “barriga” se ela for colocada deitada. Veja a ilustração 28.

7. Descubra a LATITUDE da sua cidade. Você pode conseguir no site de

consultas.

8. Recorte do transferidor (ilustração 30), um triângulo que tenha a

abertura exata da LATITUDE da sua cidade (começando pelo zero,) e cole-o sobre

um papelão grosso de mesmo tamanho.

9. Recorte um retângulo de papelão com a largura e comprimento similar

ao da própria garrafa PET que está usando. Faça um traço no centro do papelão ao

longo do seu comprimento, de ambos os lados dele. Cuidadosamente cole o centro

deste papelão sobre o primeiro, tal como mostra a figura 31.

10. Coloque a garrafa já montada de forma que a linha das 12 horas fique

sobre o traço desenhado no centro do papelão retangular.

11. É preciso orientá-lo para que a sombra do barbante projete sobre as

“linhas das horas” a hora solar verdadeira, a qual pode ser bem “próxima” da hora do

seu relógio de pulso, dependendo de sua longitude e época do ano.

113


http://www.apolo11.com/latlon.php%20ou%20http://www.aondefica.com/lat_3_.asp

http://www.apolo11.com/latlon.php%20ou%20http://www.aondefica.com/lat_3_.asp


Observação: o relógio de sol só funciona sob o Sol e numa certa direção

privilegiada. O relógio de sol tem que ficar com sua base sobre a linha NORTE-SUL.

Assim o barbante fica apontando (sua parte mais alta) para o PÓLO CELESTE SUL,

se você mora no hemisfério Sul e apontando para o PÓLO CELESTE NORTE, se

você mora naquele hemisfério.

114



Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.MÉTODOS DE DETERMINAÇÃO DA DIREÇÃO NORTE-SUL

• 1º método: É a direção na qual a sombra de um poste, ou a sua própria

sombra é a menor do dia. Parece o método mais fácil, mas é o mais

impreciso.

• 2º método: fique de pé, imóvel, sob o Sol, de manhã, num lugar plano. Peça

para seu colega fazer no chão um risco indo do meio dos seus pés até o final

da sua sombra. Peça para ele contornar os seus pés com um giz para você

saber onde pisar à tarde, pois à tarde você precisa ficar no mesmo lugar até

que a sua sombra da tarde fique do mesmo comprimento que a sombra da

manhã. A direção Norte-Sul estará exatamente no meio das duas sombras.

• 3º método: Fincar uma vareta, ou seu lápis ou pendurar um limão na ponta

de um barbante e usar a sombra do barbante, num local plano, sob o Sol. Lá

pelas 10 horas faça um círculo no chão, com raio igual à sombra do seu lápis

(ou do fio vertical). À tarde coloque o lápis no mesmo lugar e veja quando a

sombra fica do mesmo tamanho daquela da manhã, ou seja, ela vai encostar-

se ao círculo novamente. A direção Norte-Sul é a linha que passa bem no

meio das duas sombras.

115


NÃO é recomendado usar a bússola, pois a bússola aponta para o norte

magnético, o qual difere do geográfico.

CANALLE, João Batista Garcia. Instituto de Física, UFRJ. Disponível em:

http://www.oba.org.br>

RELÓGIO DE SOL EQUATORIAL

No final desta unidade, no anexo, apresentamos outro modelo de Relógio de

Sol. Trata-se de um artigo do professor Marcos Calil44, onde ele traz a história do

relógio de sol, “uma breve história do tempo”, e a construção do relógio de sol

equatorial.

O professor Marcos Calil é responsável pelo site momento

astronômico/astronomia, link abaixo:

http://www4.climatempo.com.br/ct/astronomia/index/observatorio.html

44 Professor universitário do curso de Matemática e Astronomia pelas faculdades Uninove e Osvaldo Cruz. Apresentador dos programas Momento Astronômico e Observatório da TV climatempo e chefe da Escola Municipal de Astrofísica de São Paulo.

116


http://www4.climatempo.com.br/ct/astronomia/index/observatorio.html

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.A construção do relógio de Sol em detalhes, pode ser vista em vídeos

apresentados pelo próprio professor Marcos Calil. Acessando os links abaixo,

podemos encontrar vários vídeos que podem servir como apoio.

C onstrução do relógio de sol

Movimento Aparente do Sol

Planetas do Sistema Solar

Objetos do Sistema Solar

Explorando o Sistema Solar: O SOL

PLANISFÉRIO CELESTE ROTATIVO

O planisfério é um instrumento portátil, simples para o estudo do céu.

Consiste numa base em que as estrelas visíveis de determinada latitude estão

marcadas sob uma máscara giratória. É uma esfera celeste planificada que deixa à

mostra apenas a parte do céu que é visível ao longo do ano em uma determinada

região da Terra. A aparência do céu visível em um determinado lugar depende da

hora do dia, da época do ano e da latitude do lugar. Uma carta celeste simples não

consegue mostrar, ao mesmo tempo, todas essas combinações, sendo necessárias

várias cartas para incluir todas as possibilidades. O planisfério combina em um único

dispositivo as cartas celestes de um ano inteiro para uma determinada latitude.

Consiste de um mapa do céu inteiro, coberto por uma máscara que deixa à mostra

apenas o céu visível de um determinado lugar, em uma determinada hora e época

do ano. Girando a cobertura, podemos ver como varia a aparência do céu visível

nesse lugar com o passar do tempo. Esse instrumento é de grande utilidade como

auxiliar na localização dos astros. Geralmente os planisférios mostram todas as

estrelas mais brilhantes do céu; a Lua, o Sol e os planetas não aparecem nele, pois

esses astros mudam de posição em relação às estrelas em poucas semanas.

Girando a cobertura do planisfério, podemos ver como varia a aparência do

céu visível no lugar onde nos encontramos com o passar do tempo. Esse

instrumento é de grande utilidade como auxiliar na localização dos astros.

Geralmente os planisférios mostram todas as estrelas mais brilhantes do céu; a Lua,

o Sol e os planetas não aparecem nele, pois esses astros mudam de posição em

relação às estrelas em pouco tempo. Devido ao movimento de rotação da Terra,

117

http://www.youtube.com/watch?v=tc1uWtt1ktU

http://www.youtube.com/watch?v=N-uhGHC1Iyk

http://www.youtube.com/watch?v=iPPRwbGJ0og

http://www.youtube.com/watch?v=I0emQC617t0

http://www.youtube.com/watch?v=31pNyV1nSzo

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.todos os astros que são visíveis em um determinado lugar executam uma volta

completa em 24 horas, de forma que as suas alturas45 e os seus azimutes46 variam

constantemente. Como durante o dia as estrelas são ofuscadas pelo Sol, em uma

determinada datas só vemos aquelas estrelas que estão na direção oposta ao Sol e

que ficam acima do horizonte durante a noite. À medida que a Terra gira em torno

do Sol, muda a posição deste entre as estrelas e, consequentemente, muda a parte

do céu que está acima do horizonte durante a noite. A cada dia a Terra se move

aproximadamente 1º em sua órbita. Como reflexo disso, o Sol se move 1° por dia em

relação às estrelas, no mesmo sentido ao movimento de translação da Terra.

Consequentemente, se no inicio da noite observarmos a mesma estrela em meses

sucessivos, veremos que a cada dia ela nasce aproximadamente quatro minutos

mais cedo que no dia anterior. Em quinze dias ela já fica 15º para oeste em relação

ao Sol, o que significa que ela já estará nascendo e se pondo uma hora mais cedo.

Devido a isso, o céu visível em uma determinada data à meia-noite, quinze dias

mais tarde será visível às 23h, e dali a mais quinze dias às 22h, e assim por diante.

No ciclo de um ano as estrelas voltam a ocupar a mesma posição no céu à mesma

hora do dia.

No link a seguir encontramos dicas de utilização do planisfério feitas pelo

professor Jair Barroso.

CONSTRUÇÃO DO PLANISFÉRIO CELESTE ROTATIVO

Material necessário:

• Tesoura

• Cola

• Cartolina

• Barbante

• Modelo do planisfério previamente xerocado para a montagem. O arquivo do

modelo em pdf pode ser conseguido no endereço: www.pontociencia.org.br.

• As partes do planisfério acima estão no mesmo endereço em arquivo pdf.

45 Elevação em relação ao horizonte.46 Os ângulos em relação à direção Norte-Sul.

118

http://www.oba.org.br/sisglob/sisglob_arquivos/pasta_downloads/2009/materiais/pacoteplanisferio/Dicas_de_utiliza%C3%A7%C3%A3o_planisferio.pdf


COMO MONTAR O PLANISFÉRIO CELESTE

Primeiro passo:Você terá que ter em mãos três figuras que correspondem à montagem do

Planisfério Celeste rotativo para o hemisfério Sul, centrado na latitude de Brasília. As

três partes do planisfério são: o céu (com as estrelas e constelações), as instruções

de manuseio que irão atrás do céu e a máscara com as horas.

Segundo passo:Para a montagem, você deverá ter em mãos:

Tesoura, cola e cartolina, de qualquer cor, pois ela apenas serve para deixar o

planisfério mais firme, pois uma folha de A4 é muito fina e rasgará com mais

facilidade; barbante, ou qualquer outro objeto que sirva para unir o céu com a

máscara dos dias e das horas, podendo ser um alfinete daqueles que tem a cabeça

colorida, uma bailarina daquelas que colocamos em pastas para prender folhas de

papel oficio, um palito de dente ou de fósforo. Pense, inove, Use a sua criatividade.

Desde que prenda o céu e a máscara das horas.

Terceiro passo:Cole o céu na cartolina e corte beirando a borda preta da figura.

Quarto passo:

Para que o seu planisfério fique mais firme, cole as instruções em outra folha de

cartolina e corte, também, na borda preta da figura. Use sempre o mínimo possível

de cola, pois ela molha o papel. Coloque somente o mínimo possível e na borda dos

119

Ilustração 39: http://www.pontociencia.org.br/experimentos-interna.php?experimento=456&PLANISFERIO+CELESTE+ROTATIVO

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.discos. Agora, usando a cola, una o céu com as instruções de forma que você só

tenha apenas um único disco.

Quinto passo:Cole a máscara das horas em outro pedaço de cartolina

Sexto passo:Corte bem rente a borda preta, MAS CUIDADO! NÃO CORTE AS SETINHAS! ELAS

SERÃO AS GUIAS DOS DIAS.

Sétimo passo:Após ter cortado em volta da máscara, bem rente à borda preta e sem cortas as

setinhas, com a tesoura, faremos um corte na parte branca da máscara de modo

que as estrelas “vazem” por este corte.

Oitavo passo:Agora, você possui dois discos, um que contém o céu e as instruções (um mesmo

disco) e o outro que tem um “vazamento”. Repare que nas duas figuras existe um

circulo definindo o centro de cada figura.

Nono passo:Repare que nas duas figuras existe um circulo definindo o centro de cada figura.

Coloque como apoio, um pedaço de papelão e com um clips, ou qualquer objeto que

você prefira, fure as duas figuras bem no centro. Fure uma por vez e não faça um

furo muito largo, pois o barbante não pode ficar solto e nem os dois discos que você

possui, os dois discos precisam estar bem presos, de forma que você consiga girar a

máscara das horas.

Décimo passo:Feitos os dois furos, agora, com a ajuda de um palito de dente, ou ate mesmo do

próprio clips que você usou para fazer o furinho, passe o barbante pelos dois furos.

Décimo primeiro passo:Passado o barbante, faça um nó na frente primeiro. Feito o nó na frente, puxe o

barbante e faça o mesmo nó na parte de trás do planisfério, corte o que sobrar do

barbante. Com isto está pronto o planisfério.

http://www.pontociencias.org.br.

120

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.SOFTWARE STTELARIUM E CELESTIA

MOVIMENTO HORIZONTAL DO SOL OBSERVADO AQUI DA TERRA.

Através da exploração de softwares livres, como o Stellarium

(http://www.stellarium.org/), que simula a observação terrestre dos fenômenos

astronômicos e o Celestia (http://shatters.net/celestia/download.html/), que permite a

exploração do Universo por meio de vídeos de animação em 3D, podemos contribuir

de forma significativa para a melhoria das concepções persistentes entre

professores e alunos, de maneira a orientá-los na formação de concepções aceitas

pela comunidade cientifica.

São softwares livres, podem ser facilmente adquiridos sem custos, pela

internet, e instalados nos computadores dos laboratórios de informática das escolas.

Para fazer essas fotos utilizei o software Stellarium, sendo possível observar

o movimento do Sol no seu nascer durante o ano.

É possível mostrar ao aluno de maneira prática o Equinócio de primavera e

outono, onde o Sol nasce no Leste, e os dias e as noites tem a mesma duração de

tempo, e o Solstício de verão e inverno, onde o Sol nasce ou a NORDESTE quando

é inverno, ou a SUDESTE quando é verão, e os dias e as noites tem durações de

tempo diferentes.

Utilizando o software você pode fotografar um ano qualquer. Faça na sua

localidade a marcação dos EQUINÒCIOS, e SOLSTÍCIOS, assim saberá o percurso

do Sol.

Basta utilizar a tecla “Print Screen SysRq” do seu computador, abrir uma

página no paint, ou world e colar. Quando salvar, salvar no formato jpeg.

No paint, podemos digitar as datas, local e horário. Ou então utilizar outro

recurso que é o gimp, um software muito simples e grátis que você pode baixar no

seu computador.

121


122

Ilustração 40: Imagens feitas através do software Sttelarium com recurso gimp por Vera Lucia Zardo Ansolin.


123



124


Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.VÍDEOS

PROPOSTAS DE UTILIZAÇÃO

Abaixo, temos uma relação de vídeos disponíveis para o professor

complementar o conteúdo trabalhado.

Um vídeo pode ser utilizado de várias formas, por exemplo, para introduzir

um novo assunto despertando a curiosidade e motivando para novos temas,

despertando o desejo de pesquisa nos alunos para aprofundar o assunto do vídeo e

do conteúdo. Um vídeo ajuda a mostrar o que se fala sobre o conteúdo, a compor

cenários desconhecidos pelos alunos, mostra simulações de movimentos que não

podemos ver.

Sistema Sol-Terra-Luahttp://www.astro.iag.usp.br/~gastao/PlanetasEstrelas/TerraSolLuaPerspPeq.mov

A ecliptica e as estações:http://www.youtube.com/watch?v=gsZrTYeW0Tw&feature=related

Coordenadas equatoriais absolutashttp://www.youtube.com/watch?v=m-

HpJNtA1ME&annotation_id=annotation_347891&feature=iv

Medir as coordenadas horizontais:http://www.youtube.com/watch?v=9L_tO7UPVAw&feature=related

A eclipticahttp://www.youtube.com/watch?v=9NgMAdyItt8&feature=related

Precessão dos equinócioshttp://www.youtube.com/watch?v=eKf0cUhg1m0&feature=related

Eclipses – linha dos nodos:

125

http://www.youtube.com/watch?v=eKf0cUhg1m0&feature=related

http://www.youtube.com/watch?v=9NgMAdyItt8&feature=related

http://www.youtube.com/watch?v=9L_tO7UPVAw&feature=related

http://www.youtube.com/watch?v=m-HpJNtA1ME&annotation_id=annotation_347891&feature=iv

http://www.youtube.com/watch?v=m-HpJNtA1ME&annotation_id=annotation_347891&feature=iv

http://www.youtube.com/watch?v=gsZrTYeW0Tw&feature=related

http://www.astro.iag.usp.br/~gastao/PlanetasEstrelas/TerraSolLuaPerspPeq.mov

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.http://www.youtube.com/watch?v=NXun86CvNUU&feature=related

SÉRIE DO FANTÁSTICO “POEIRA DAS ESTRELAS”

Parte 01: http://www.youtube.com/watch?v=aEwmX8yerWQ

Portal dia a dia educação:http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8439

Parte 02: http://www.youtube.com/watch?v=LkYrmgkJp5c&feature=related


Parte 03: http://www.youtube.com/watch?v=ZOyqN-GbjvA&feature=related


Parte 04: http://www.youtube.com/watch?v=4ZIYMmJ2ewE&feature=related


Parte 05: http://www.youtube.com/watch?v=QRB2eZHzVkM&feature=related

Parte 06: http://www.youtube.com/watch?v=s4i-Am7PjiM&feature=related


Parte 07: http://www.youtube.com/watch?v=QNMtAjwufkQ&feature=related

Parte 08: http://www.youtube.com/watch?v=VmaFkPW1CP8&feature=related

Portal dia a dia educação: http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8447

Parte 09: http://www.youtube.com/watch?v=4XwLtY-NtRs&feature=related

126

http://www.youtube.com/watch?v=4XwLtY-NtRs&feature=related

http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8447

http://www.youtube.com/watch?v=VmaFkPW1CP8&feature=related

http://www.youtube.com/watch?v=QNMtAjwufkQ&feature=related


http://www.youtube.com/watch?v=s4i-Am7PjiM&feature=related

http://www.youtube.com/watch?v=QRB2eZHzVkM&feature=related


http://www.youtube.com/watch?v=4ZIYMmJ2ewE&feature=related


http://www.youtube.com/watch?v=ZOyqN-GbjvA&feature=related


http://www.youtube.com/watch?v=LkYrmgkJp5c&feature=related


http://www.youtube.com/watch?v=aEwmX8yerWQ

http://www.youtube.com/watch?v=NXun86CvNUU&feature=related

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Portal dia a dia educação:http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8444

Parte 10: http://www.youtube.com/watch?v=U6yZTlc-nJQ&feature=related

Parte 11: http://www.youtube.com/watch?v=JoPxBqlBPtU&feature=related

Portal dia a dia educação: http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8449

Parte 12: http://www.youtube.com/watch?v=hw2wUkrMsx4&feature=related

Portal dia a dia educação:


Trecho do filme: Primeiro homem no espaçohttp://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=14150

Trecho do filme: Chegada do homem à Luahttp://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=14149

Origem do Universohttp://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=12946

Sol: fonte de energiahttp://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8453

Terra Lua e Martehttp://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8423

Solstício de Verãohttp://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8411

Calendário Lunarhttp://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8408

127









http://www.youtube.com/watch?v=hw2wUkrMsx4&feature=related


http://www.youtube.com/watch?v=JoPxBqlBPtU&feature=related

http://www.youtube.com/watch?v=U6yZTlc-nJQ&feature=related


Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Anéis de Saturnohttp://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8406

Pálido ponto azulhttp://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8401

O nosso tamanho real do Universohttp://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8399

128




Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.CONSIDERAÇÕES FINAIS

Confesso que desenvolver este trabalho foi um desafio, não imaginava

quantos obstáculos teria pela frente. Aquilo que me parecia tão complexo foi

modificando no decorrer das pesquisas e da participação dos cursos. Fui

percebendo a importância das leituras e do interesse do professor em aprimorar

seus conhecimentos. Compreendi o verdadeiro sentido quando dizemos que educar

é uma troca, com certeza a experiência de cada um é única e devemos respeitá-la

como característica da própria personalidade do ser humano. Devemos romper com

valores e preconceitos descabidos, respeitando as diversidades e aceitando as

nossas limitações e as dos outros, percebendo assim a dinâmica da realidade,

superando medos e inseguranças.

Posso afirmar com toda certeza que a melhoria do processo educacional

depende em grande parte da consciência do professor, sendo um mediador, um

provocador de conflitos, estimulando e propiciando aos alunos argumentos para a

transmissão e organização dos conteúdos. Sabemos que é grande a

responsabilidade que está em nossas mãos, mas acima de tudo esperamos

contribuir na formação e no desenvolvimento de uma educação de qualidade como

também no exercício consciente da cidadania de nossos alunos.

Muitos conteúdos que, conforme as Diretrizes Curriculares de Ciências,

devem ser trabalhados nas quatro séries finais do Ensino Fundamental não foram

contemplados neste material, por isso, o trabalho continua. Ainda há uma grande

caminhada pela frente e o desafio está lançado. A busca pelo conhecimento nessa

área deve ser constante, pois a maioria dos professores de Ciências, como eu, não

tem em seu currículo escolar de formação inicial o conteúdo ASTRONOMIA.

129

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.REFERÊNCIAS

ABDALLA, M. Cristina B. ; NETO, Thyrso Villela. Novas Janelas para o Universo. 1 ª edição. São Paulo. Editora UNESP (SP) Coleção Paradidáticos. 2005

BOCZKO, Roberto. Conceitos de Astronomia. São Paulo. Edgard Blucher. 1984.

BRETONES, Paulo Sérgio (DME/UFSCar) –V EREA - Iepê – SP. 21 a 24/04/2010.

___________, Paulo Sérgio. Os segredos do Sistema Solar. Atual Editora, Coleção: Projeto Ciência.

___________, Paulo Sérgio. Os segredos do Universo. Atual Editora, Coleção: Projeto Ciência.

CALIL, Marcos; JARDIM Iara. Uma Aventura no Espaço. 1ª Ed. São Paulo.. Cortez Editora, 2009.

CANALLE, João Batista Garcia. Observatórios Virtuais - Oficina de Astronomia. Universidade do Estado do Rio de Janeiro - UERJ – Instituto de Física.

___________, João Batista Garcia. Oficina de Astronomia, UERJ – Instituto de Física, Rio de Janeiro.

____________, MATSUARA O. T. Astronomia – Formação Continuada de Professores – Curso Astronáutica e Ciências do Espaço - Agência Espacial Brasileira (AEB)/Programa AEB Escola, 2007

CANIATO, Rodolpho. Projeto de ciência integrada: textos e atividades. A Terra em que vivemos. 3ª Ed. Campinas (SP): Papirus, 1987.

____________, Rodolpho. O céu. 2ª. Ed. Campinas (SP): Papirus, 1985.

___________, Rodolpho. Co(M)(NS)ciência na educação. 1ª. Ed. Campinas (SP): Papirus, 1987.

____________, Rodolpho. As Linguagens da Física: 1ª Ed. São Paulo. Editora Ática, 1990.

130

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.____________,Rodolpho. O que é Astronomia. 8. Ed. São Paulo: Brasiliense. Coleção Primeiros Passos, 1994

____________, Rodolpho. Mecânica: Projeto Brasileiro para o Ensino de Física. 3.ed. Campinas (SP); Ed. Fundação Tropical de Pesquisas e Tecnologia, 1979.

CARVALHO, Anna Maria Pessoa de (Org.). O ensino de ciências: unindo a pesquisa e a prática. São Paulo: PioneiraThomson Learning, 2006.

CATELLI, Francisco; SILVA, Fernando Siqueira da; GIOVANINI Odilon. Um modelo para o Movimento anual Aparente do Sol a partir de uma perspectiva geocêntrica. Caderno Brasileiro do Ensino de Física, v. 27, n. 1: p. 7-25, abr. 2010.

FREIRE, Paulo. Pedagogia da autonomia: saberes necessários à prática educativa. São Paulo: Ed. Paz e Terra, 2005

FRIAÇA, Amâncio C.S., DAL PINO Elisabete,SODRÉ JR. Laerte, JATENCO-PEREIRA Vera, Astronomia Uma visão geral do Universo, 2ª Ed. São Paulo, Editora da Universidade de São Paulo,2008.

GASPAR, Alberto. Experiências de ciências para o ensino fundamental. São Paulo. Editora Ática, 2005.

HETEM JR. Anibal; HETEM, Jane Gregório; TENÓRIO, Marlon. OMBROS DE GIGANTES. Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas USP, 2004.

KILHIAN Kleber, O Movimento de Precessão da Terra: O Movimento de Precessão da Terra e Algumas Implicações. UNIMESP – Centro Universitário de São Paulo. Nov. 2006.

LANGHI, Rodolfo. Um estudo exploratório para a inserção da Astronomia na formação de professores dos anos iniciais do Ensino Fundamental. 240 f. Dissertação (Mestrado em Educação para a Ciência). Faculdade de Ciências, UNESP, Bauru, 2004.

___________, Rodolfo. Astronomia nos anos iniciais do ensino fundamental: repensando a formação de professores. Tese de doutorado. 370 f. UNESp, Bauru, 2009.

___________, Rodolfo. Curso Básico de Astronomia Prática. São Paulo, 2002.

131

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.LEITE, C. HOSOUME, Y. Os professores de ciências e suas formas de pensar a astronomia. Revista Latino-Americana de Educação em Astronomia (RELEA), Limeira, n. 4, p.47-68. 2007.

LIBÂNEO, José Carlos. Didática. São Paulo: Cortez, (Coleção magistério Série Formação do professor). 2008.

LUCCI, Elian Alabi; BRANCO, Anselmo Lazaro. O Universo, o Sistema Solar e a Terra – Descobrindo as fronteiras do Universo. Coleção Geografia. Editora Saraiva, São Paulo. 2006.

MILONE, André de Castro. A Astronomia no dia a dia, INPE – 7177- PUD/38. São José dos Campos, 2003.

MOREIRA, M. A.;MASINI, E. F. S. Aprendizagem Significativa: a teoria de David Ausubel. São Paulo: Centauro, 2001.

___________, Ronaldo Rogério de Freitas. Anuário de Astronomia e Astronáutica 2009. 1 Ed. Rio de Janeiro: Letras&Magia, 2009.

___________, Ronaldo Rogério de Freitas. Anuário de Astronomia e Astronáutica 2008. 1 Ed. Rio de Janeiro: Letras&Magia, 2009.

___________, Ronaldo Rogério de Freitas. O que é ser Astrônomo. 1 Ed. Rio de Janeiro: Ed. Record, 2004.

___________, Ronaldo Rogério de Freitas. Da Terra às Galáxias – Uma introdução à astrofísica, Editora Vozes, 7ª edição, 1998.

___________, Ronaldo Rogério de Freitas. Copérnico. Pioneiro da revolução astronômica, Editora Odysseus Ltda, 1ª edição, 2004.

___________, Ronaldo Rogério de Freitas. Dicionário Enciclopédico de Astronomia e Astronáutica, Editora Nova Fronteira, 1a edição 1997, 914 páginas.

___________, Ronaldo Rogério de Freitas. Buracos Negros – Universos em colapso, Editora Vozes, 6a edição, 1996, 148 páginas.

132

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.___________, Ronaldo Rogério de Freitas Nascimento, vida e morte das estrelas – A evolução estelar, Editora Vozes, 1a edição, 1995, 132 páginas.

NOGUEIRA, Salvador, Canalle, João B. Astronomia: ensino fundamental e médio. Brasília: MEC, SEB; MCT; AEB, 2009. 232 p.: iI. – (Coleção Explorando o ensino; v. 11)

PARANÁ, Secretaria de Estado da Educação. Diretrizes curriculares de ciências. Curitiba, 2008a.RIDPATH, Ian. Guia Ilustrado Zahar. 2ª edição.Jorge Zahar Editor. Fundação Planetário Rio de Janeiro.

Rocha, Jaime Fernando Villas da; Mothe-diniz, Tahis O sistema Solar revisto. Ciência & Ensino, vol. 1, n. 2, junho de 2007.

SZYMANSKI, Maria Lidia Sica. Trazendo o Céu para a sala de aula: A Astronomia nas séries iniciais. Cascavel, Universidade Estadual do Oeste do Paraná/MEC/SESU, 1996.

TIGNANELLI, L. H. Sobre o ensino da Astronomia no Ensino Fundamental. In: WEISSMAN, H. (org.). Didática das Ciências Naturais: contribuições e reflexões. Porto Alegre: Artmed, 1998

VIEGAS, Sueli M. M., OLIVEIRA F. (org) Descobrindo o Universo. São Paulo, Editora da Universidade de São Paulo.

Curso de Astronomia Geral, versão zeta, Comitê Científico e Didático da OBA. Setembro 2009. Volume I – Céu.

Sites pesquisados:

A Lua mostra a posição do Sol. Disponível em <http://www.silvestre.eng.br/astronomia/> Acesso em 16 jun. 2010.

Lua. Disponível em <http://www.astro.ufrgs.br/lua/lua2.htm> Acesso em 18 mai. 2010.

Eclipses do ano. Disponível em <http://www.silvestre.eng.br/astronomia/fenomenos/eclipses/L211210/> Acesso em 16 jun. 2010.

133

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Textos de Astronomia para professores. Disponível em <http://www.cdcc.sc.usp.br/cda/ensino-fundamental-astronomia/> Acesso em nov. 2009.

Cometas, Disponível em <http://www.cdcc.sc.usp.br/cda/aprendendo-basico/sistema-solar/cometas.html> Acesso em 20 jun. 2010.

Corpos menores do Sistema Solar, Disponível em <http://astro.if.ufrgs.br/comast/comast.htm> Acesso em 20 jun. 2010. Alguns dados sobre o Planeta Terra. Disponível em <http://www.cfh.ufsc.br/~planetar/textos/terrabege.htm> Acesso em 26 jun. 2010.

Aproximação a Marte. Disponível em <http://www.observatorio.ufmg.br/pas50.htm> Acesso em 26 jun. 2010.

A órbita de Marte. Créditos: Windows to the Universe team. The Orbit of Mars. Boulder, CO: ©2000-04 University Corporation of Atmospheric Research (UCAR), ©1995-1999, 2000 The Regents of the University of Michigan, December 4, 2002. Online. Available: http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/mars/mars_orbit.html. August 19, 2007.

Saturno. Disponível em <http://www.if.ufrj.br/teaching/astron/saturn.html> Acesso em 27 jun. 2010.

Saturno. Disponível em <http://www.cdcc.usp.br/cda/aprendendo-basico/sistema-solar/saturno.html#an-sat> Acesso em 27 jun. 2010.

O sistema solar – Urano. Disponível em <http://www.cdcc.usp.br/cda/aprendendo-basico/sistema-solar/urano.html#Heading52> Acesso em 28 jun. 2010.

Apostilas do Curso Sistema Solar do Observatório Nacional. Disponível em <http://www.on.br/site_edu_dist_2009/site/index_ss.html> Acesso em 28 jun. 2010.

O sistema solar – Plutão. Disponível em <http://www.cdcc.usp.br/cda/aprendendo-basico/sistema-solar/plutao.html> Acesso em 28 jun. 2010.Referência:

Definição de Planeta. Disponível em <http://www.cdcc.usp.br/cda/aprendendo-basico/sistema-solar/definicao-de-planeta-da%20iau.html> Acesso em 29 jun. 2010.

134

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Planisfério Celeste Rotativo. Disponível em <http://www.pontociencias.org.br/>. Acesso em 15 mai. 2010.

Costa, J.R.V. Os planetas anões. Astronomia no Zênite, mar. 2007. Disponível em: <http://www.zenite.nu?planetasanoes>. Acesso em: 30 jun. 2010.

Costa, J.R.V. Marte a próxima parada. Astronomia no Zênite, ago. 2007. Disponível em: <http://www.zenite.nu?oposicaodemarte>. Acesso em: 26 jun. 2010.

Costa, J.R.V. Marte em oposição. Astronomia no Zênite, ago. 2007. Disponível em: <http://www.zenite.nu?oposicaodemarte>. Acesso em: 26 jun. 2010.

DANNEMANN, Fernando. Equinócio. Disponível em <http://www.fernandodanneman.recantodasletras.com.br/visualizar.pho?idt=1129290>. Acesso em 15 mai. 2010.

DUARTE, Paulo A. Os movimentos da Terra. Disponível em <http://www.cfh.ufsc.br/~pduarte/moviterra.html> Acesso em 20 mai. 2010.

KEPLER S. Oliveira Filho; SARAIVA, Maria de Fátima. Astronomia e Astrofísica, (PDF, 5.3MB, 754 pg.). Disponível em <http://astro.if.ufrgs.br/livro.pdf>. Acesso em jun. 2009.

LIMA N. Gastão Bierrenbach. Astronomia de Posição. Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG), Universidade de São Paulo. Arquivo pdf. 100 páginas. Disponível em <http://www.astro.iag.usp.br/~gastao/astroposicao.html>. Acesso em nov 2009.

________, Gastão Bierrenbach. Sistema Terra-Lua-Sol. Disponível em <http://www.astro.iag.usp.br/~gastao/PlanetasEstrelas/TerraLuaSol.html> Acesso em jul. 2010.

LOVATI, Franciane. Ciencia Hoje On-line. Disponível em <http://www.miniweb.com.br/ciencias/artigos/plutao_rebaixado.html> Acesso em 26 jun. 2010.

MORAN, José Manuel, O vídeo na sala de aula. Comunicação & Educação. São Paulo, ECA-Ed. Moderna, [2]: 27 a 35, jan./abr. De 1995. Disponível em <http://www.eca.usp.br/prof/moran/vidsal.htm>. Acesso em jul. 2010.

135


ANEXOS

136

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Climatempo – Momento Astronômico

Por Marcos Calilwww.climatempo.com.br - [email protected]

UMA BREVE HISTÓRIA DO TEMPO

A contagem do tempo está tão intensa nas nossas vidas que muitas vezes

não percebemos sua relação com a Astronomia. Algumas vezes temos a impressão

que em certos momentos as horas parecem passar mais rápido ou mais devagar,

dependendo das ações que realizamos. Mas, na verdade, a duração de um dia

continua sendo 24 horas, ou, como desejam muitos astrônomos, igual a 23 horas, 56

minutos e 4 segundos. A duração de um dia equivalente a 24 horas é chamado de

dia sideral médio, enquanto a duração de 23 horas 56 minutos e 4 segundos é

chamado de dia solar médio.

Mas nem sempre foi assim. O Homem sempre teve a necessidade de contar

a passagem do tempo, porém a exatidão foi se desenvolvendo ao longo dos

séculos.

Vamos começar nossa história... pela Pré-história.

Você pode imaginar qual foi a primeira percepção de contagem de tempo

realizada pelo homem pré-histórico?

Uma das hipóteses é que ele primeiramente tenha notado a diferença entre o

dia e a noite. É razoável supor que o homem pré-histórico conseguiu diferenciar a

alternância de tempo “claro” e “escuro” e até tenha se orientado boa parte de sua

vida com esta associação, provenientes da presença ou ausência da nossa estrela,

o Sol. E, muito mais do que somente as diferenciações do dia e da noite, existem

fortes indícios que no período paleolítico os homens já sabiam que em determinados

momentos a temperatura se modificava, influenciando diretamente no

comportamento dos animais e das plantas. Eis aí uma forte evidência para

percepção das estações do ano.

O mais interessante é que cada povo estabeleceu sua forma de contar o

tempo de maneiras diferentes. Alguns povos utilizavam a Lua, outros o Sol, e até as

próprias estrelas.

137

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Os egípcios, por exemplo, que dependiam em tudo do rio Nilo, utilizavam a

estrela Cão Sótis (Sírius, como é conhecida atualmente) para definir a estação das

inundações que corresponde, em nosso calendário, ao período de julho a novembro.

E assim davam continuidade à contagem do tempo, utilizando as estrelas para

definirem suas outras duas estações, sendo elas: a estação da semeadura, que

corresponde, em nosso calendário, aos meses de novembro a março; e a estação

da colheita, que corresponde, em nosso calendário, aos meses de março a julho. O

leitor mais atento irá perceber que esse povo utilizava apenas três estações para

marcar o período de um ano. Porém, como o calendário egípcio era mais curto que o

solar (aquele em que o dia equivale à 23 horas 56 minutos e 4 segundos), as

estações do ano iniciavam-se em diferentes épocas do ano egípcio. Assim, um ano

egípcio correspondia a 5 horas 48 minutos e 46 segundos mais curtos que um ano

solar. A compensação desse erro era realizada a cada 4 anos, com a inserção de 1

dia no calendário egípcio.

O povo babilônico também tinha uma forma bem interessante de contar o

tempo. Na região do norte da África, onde atualmente se localiza o Iraque, esse

povo tinha a Lua como base de contagem do tempo. O ano era definido como sendo

12 meses lunares e existia também um 13º mês lunar, que era inserido algumas

vezes para manter a relação com as estações do ano. Essa necessidade de inserir

um décimo terceiro mês explica-se pelo número de lunações, ou seja, o ciclo

completo das fases da Lua. Se comparado com um ano solar, que corresponde a

12,368267 lunações, a diferença está justamente nesse ponto, pois uma lunação

contém 29,530589 dias e, realizando as contas, em 12 meses lunares teremos cerca

de 354 dias, ou, como desejam os matemáticos, precisamente 354,367068 dias.

Como podemos perceber, existe uma diferença aproximada de 11 dias a menos se

comparado com um ano solar. Assim, em resumo, a cada 3 anos era necessário a

inserção do 13º mês e, mesmo assim, ainda existia um erro de 4 dias!

Se você pensa que essa forma babilônica de contar o tempo é complicada,

imagine que para os antigos gregos a idéia era a mesma, porém como uma pequena

diferença: a inserção do 13º mês ficava a mercê da boa vontade da autoridade local.

Nem precisa falar o caos que se instalou para esse povo!

Somente no século VI a.C. os astrônomos gregos resolveram organizar essa

inconstância e, assim, foram necessários cem anos para que a contagem do tempo

138

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.fosse estabelecida mais precisamente. E foi graças ao astrônomo Calipo que,

tomando por base um ciclo de 76 anos e 940 lunações, os gregos puderam se

“encontrar” no tempo.

Os romanos também utilizavam a Lua e o 13º mês para poder contarem o seu

tempo. Entretanto, como a intercalação do 13º mês nem sempre era fixa, pois

também era realizada pelas autoridades, em 46 a.C. o imperador Júlio César, sob

orientação do astrônomo Sosígenes, resolveu inserir 80 dias a mais naquele

respectivo ano para poder acertar a relação com o ano solar. Esse ano ficou

conhecido como o ano da confusão. Por que será?

Passada essa confusão, foi estabelecido o ano bissexto, sendo intercalado

um dia a mais a cada 4 anos, onde após três anos com 365 dias cada, seriam

inseridos no 4º ano um dia a mais, completando assim, 366 dias.

Com esses acertos o calendário romano se aproximava muito do ano solar,

sendo que um ano juliano correspondia em média a 365,25 dias, provocando uma

pequena diferença de 0,007801 dias.

Além dos calendários astronômicos siderais, lunares e solares existe também

o calendário lunisolar. O calendário sideral utiliza o retorno periódico de

determinadas estrelas ou constelações, como o caso do calendário egípcio. O

calendário babilônico é um exemplo da utilização do calendário lunar que adota a

Lua para marcar a passagem do tempo. O calendário solar utiliza o Sol como astro

único para marcação do tempo, enquanto o calendário lunisolar utiliza não apenas o

Sol, mas também a Lua. Neste caso, a lunação determina os meses, enquanto o

Sol, o ano. Diversos povos como os Celtas, os Chineses, os Mongóis e os Hindus

utilizaram esse tipo de calendário.

Assim como todos os calendários utilizados pelos diferentes povos da

antiguidade, o calendário lunisolar também não tinha uma precisão desejável,

necessitando de alguns ajustes para que ocorresse o encaixe mais próximo do início

de cada estação do ano.

E OS RELÓGIOS DE SOL?

Como a divisão de anos, meses e dias não eram suficientes para muitos

povos, séculos antes de Cristo alguns astrônomos ou astrólogos (como eram

139

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.chamados na época), já tinham a idéia de dividir em partes iguais o dia “claro”

utilizando o movimento aparente do Sol. Eis aí o relógio de Sol.

Por volta dos séculos I e II d.C. o arquiteto romano Vitruvius escreveu na sua

obra De Architetura Libri Decem (Os dez livros da Arquitetura) algo interessante

sobre os pais dos relógios de Sol. Está escrito no livro IX do capítulo VIII de

Vitruvius:

“Diz-se que Beroso, o caldeu, teria inventado o hemiciclo cavado a partir de

um cubo e cortado segundo a inclinação do pólo. Atribui-se a Aristarco de Samos a

invenção do quadrante solar côncavo ou hemisférico, assim como a do quadrante

solar plano. Uns afirmam que o astrólogo Eudoxo inventou a aranha; outros que foi

Apolônio. A invenção do quadrante lacunar, do qual se tem um exemplar instalado

no circo Flamínio, é atribuída a Escopinas de Siracusa. A do quadrante

προζ τα ιστορουµενα, a Parmênion; a do quadrante προζ ταν κλιµα, a Teodósio e

André; a do pelicano, a Pátrocles; a do quadrante cônico, a Dionisodoro; a da aljava,

a Apolônio, bem como outros gêneros elaborados e que muitos outros acima

descritos nos legaram, a saber, a aranha cônica, o quadrante lacunar cônico, o

antibóreo. Ainda quanto a esse gêneros, muitos deixaram escritos a respeito de

como construir relógios viajantes ou portáteis.”

Está certo que ainda não sabemos o que significa προζ τα ιστορουµενα (pròs

tà historúmena) ou προζ ταν κλιµα (pròs pãn klíma), mas pelo menos sabemos que

quadrantes solares serviam para dividir o dia em doze horas iguais e, portanto,

serviam como relógios solares. E não apenas isso, mas também os nomes referidos

no texto nos indicam que a utilização dos relógios de Sol datam aproximadamente

dos anos 355 a.C., uma vez que Eudoxo viveu entre os anos 480 a 355 a.C..

Porém, outros registros indicam que os egípcios já utilizavam um relógio de

sombra muito antes de Eudoxo. Entre os anos 1000 a 800 a.C., era muito comum a

utilização de uma espécie de relógio solar que tinha como finalidade projetar a

sombra do Sol sobre um suporte graduado parecido com uma régua, por isso o

nome relógio de sombra.

Dessa época até os dias atuais, muitos relógios solares foram inventados,

aprimorados, modificados e construídos. Contudo, a grande diferença das antigas

construções dos relógios de Sol para as construções atuais é que os astrônomos da

época não utilizavam fórmulas matemáticas.

140

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Vamos tomar como referência o exemplo de Vitruvius. No capítulo VII do livro

IX, esse arquiteto romano nos ensina a construir um relógio de Sol utilizando apenas

régua e compasso, muito diferente dos atuais, onde as construções dos relógios de

Sol envolvem bastante trigonometria, equações de elipses e outras contas

matemáticas bem profundas.

Podemos classificar os relógios de Sol em quatro grandes grupos, sendo eles:

I – Esféricos;

II – Cônicos;

III – Planos;

IV – Portáteis.

Dentro desses grupos, existem os subgrupos, como, por exemplo, o Relógio

de Sol Equatorial, o qual podemos chamar simplesmente de Relógio de Sol de

“Disquinho” e também o Relógio de Sol Equatorial Armilar, construído numa garrafa

“pet”. As confecções desses relógios podem ser acompanhadas nas próximas

páginas.

Antes de construir seu relógio é interessante ler com atenção todos os

procedimentos, pois existem algumas particularidades que devem ser conferidas.

DETERMINAÇÃO DA LINHA MERIDIANA

Para a construção de qualquer relógio de Sol, o primeiro passo não é

propriamente a confecção do relógio, mas sim a determinação da linha meridiana. É

através dessa linha que podemos determinar os pontos cardeais norte e sul, onde o

relógio de Sol será direcionado. Há quem deseje utilizar a bússola para encontrar os

pontos norte e sul, porém esses diferem dos pontos cardeais norte e sul

determinados pelo movimento aparente do Sol. Enquanto a bússola, por definição,

direciona para o pólo norte magnético, a linha meridiana direciona para o pólo norte

geográfico, resultando numa diferença angular que varia dia após dia e de local para

local. Por isso a determinação da linha meridiana e dos pontos cardeais norte e sul

devem ser utilizados para direcionar os relógios solares.

Parece complicado determinar a linha meridiana, mas não é. Existem várias

maneiras de realizar tal determinação, sendo que, neste caso, optaremos pela mais

141

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.simples. Nossa opção será a marcação da menor sombra produzida por uma haste

durante o dia.

Para construir tal linha iremos precisar apenas de:

• uma haste;

• um relógio;

• um lápis.

Para começar, procure um local plano, com chão liso e livre da interferência

de sombras produzidas por árvores ou prédios. Encontrado o local ideal, coloque a

haste de forma que ela fique perpendicular em relação ao chão, ou seja, 90º em

relação ao solo.

Uma vez feito isso, acompanhe a sombra ao longo do dia, que é produzida

por essa haste chamada de gnômon. Por volta do meio-dia, horário oferecido pelo

nosso relógio convencional, você perceberá que o gnômon irá produzir a menor

sombra do dia. Mas fique atento, pois esse exato momento que ocorre a menor

sombra poderá variar alguns minutos a mais ou alguns minutos a menos se

comparado ao meio-dia fornecido pelo relógio convencional. Por isso sempre é bom

acompanhar a sombra entre os seguintes horários: 11 horas e 30 minutos até às 12

horas e 30 minutos, apenas por questão de segurança.

Uma vez determinada a menor sombra fornecida pelo gnômon, deve-se então

marcar com o lápis uma linha no chão partindo do centro do gnômon até a

extremidade superior da sombra que o próprio gnômon produziu. Observe na figura

1 a ilustração que se refere a essa marcação:

E é justamente através dessa linha traçada no chão que determinamos a

Linha Meridiana, ou seja, a linha norte-sul.

Para saber em que direção está o sul ou o norte, basta verificar a sombra

durante o meio-dia real, nome dado para a menor sombra do dia. Em quase todo o

Brasil e nas regiões localizadas no Hemisfério Sul, a sombra do meio-dia real estará

direcionada na grande maioria dos dias sobre o eixo Sul. Para esse fenômeno existe

exceção. Durante pouquíssimos dias de verão em determinadas regiões do

Hemisfério Sul a sombra do meio-dia real poderá ficar direcionada sobre o eixo

norte, por isso é aconselhável utilizar uma bússola para localizar o norte e sul

magnético e dessa forma encontrar com facilidade sobre a linha meridiana o ponto

cardeal sul e norte. É bom lembrar que esses pontos cardeais diferem angularmente

142

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.dos fornecidos pela bússola, mas para essa simples determinação esse simpático

aparelho poderá ser usado.

Quem reside no Hemisfério Norte irá perceber que a sombra produzida

durante o meio-dia real, em grande parte do ano, será invertida. Ou seja, enquanto

para o Hemisfério Sul vale a sombra sobre o eixo sul, para o Hemisfério Norte vale

sobre o eixo norte e, portanto, a marcação deverá ser tomada como base o eixo

norte.

Ainda em termos de orientação é possível também utilizar a constelação do

Cruzeiro do Sul ou a estrela Polaris, da constelação da Ursa Menor, dependendo da

latitude e época do ano que você irá observar.

Observe na figura 2 o desenho final da marcação da linha meridiana e seus

respectivos pontos cardeais:

CONSTRUINDO UM RELÓGIO DE SOL EQUATORIAL

Agora que já aprendemos o porquê do direcionamento dos relógios solares,

vamos construir um Relógio de Sol Equatorial. Porém, antes de construirmos nosso

relógio solar ilustrado na figura 3 é necessário separar alguns materiais. Providencie:

- Uma varinha reta como, por exemplo, um cabo de vassoura, uma cartolina,

um palito de churrasco ou canudinho, compasso, transferidor, régua, tesoura, lápis,

borracha.

Agora que você já separou seus materiais vamos começar a construção.

CONSTRUINDO AS MARCAÇÕES DAS HORAS

Vamos agora construir as marcações das horas do relógio de Sol sobre o

disco. Siga os passos com cuidado:

1) Na cartolina, faça um segmento de reta igual a 10 cm;

2) Divida esse segmento em duas partes iguais, ou seja, 5 cm de cada lado;

3) Iremos chamar esse ponto de divisão de ponto O;

4) Agora, com a ponta seca em O, construa uma circunferência de raio igual a 5 cm.

Veja na figura 4 como deve ficar:

5) Coloque o transferidor com a origem no ponto O e marque os ângulos 0o, 15o, 30º,

45º, 60º, 75º, 90º, 105º, 120º, 135º, 150º, 165º e 180º;

143

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.6) Repita todos os itens anteriores, exatamente atrás do mesmo disquinho. Você

terá de um lado da cartolina a mesma construção realizada no outro lado.

Veja na figura 5 como deverá ficar a sua construção:

7) Na parte frontal, escreva Mostrador Austral e marque as horas iniciando às 6h

até às 18h. Para o disco no verso da cartolina escreva Mostrador Boreal e marque

as horas iniciando a partir das 18h até às 6h. Veja na figura 6 como deverá ficar sua

construção:

CONSTRUINDO O PONTEIRO DO RELÓGIO

Ao concluirmos a construção do mostrador do nosso relógio iremos começar

a construção do ponteiro.

8) Insira o palito de churrasco no centro do mostrador. Para isso, você deverá furar o

centro O utilizando uma tesoura. Nesse momento o palito de churrasco será o nosso

ponteiro;

9) A distância que o palito de churrasco terá do solo até o disquinho dependerá da

latitude. Veja na figura 7 como irá ficar a construção numa visão lateral:

10) Como tal distância entre o mostrador e o solo (d) é uma variável dependente da

latitude, fornecemos abaixo a fórmula que deverá ser usada para calcular o valor de

d demonstrado na figura 8. Dado que ϕ é a latitude do local, m o raio do mostrador

que equivale a 5 cm e d do mostrador até o solo na qual iremos determinar.

Visto que temos um triângulo retângulo, da trigonometria temos que:

tg ϕ = ⇒adjacente cateto

oposto cateto tg ϕ = ⇒

dm

tg ϕ = ⇒d5

d = ϕ tg5

Assim temos a equação 1 definida por:

d = ϕ tg5

Equação 1. Determinação d da distância entre o mostrador e o solo.

144

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.O valor da latitude ϕ da sua cidade pode ser encontrada facilmente na

internet. Caso você tenha alguma dificuldade em achá-la fornecemos na tabela 1

valores das latitudes para as 27 capitais do Brasil:

CapitalLatitude em graus

(S)Capital Latitude em

graus (S) Capital Latitude em graus (S)

Acre 9,967 Maranhão 5,550 Rio de Janeiro 22,900

Alagoas 9,667 Mato Grosso 15,583Rio

Grande do Norte

5,783

Amapá -0,033 Mato Grosso do Sul 20,450

Rio Grande do Sul

30,033

Amazonas 3,113 Minas

Gerais 19,917 Rondônia 9,6

Bahia 12,983 Pará 1,450 Roraima 2,666

Ceará 3,717 Paraíba 7,117 Santa Catarina 27,583

Distrito Federal 15,783 Paraná 25,417 São Paulo 23,533

Espírito Santo 20,317 Pernambuco 8,050 Sergipe 10,917

Goiás 16,667 Piauí 5,083 Tocantis 10,421

Tabela 1. Valores das latitudes.

Vamos utilizar o exemplo do Amazonas, cuja latitude é igual a 3,113º (S).

Pela equação 1 temos que: d = ϕ tg5

. Se ϕ = 3,113º, então:

d = cm 93,91054,05

3,113 tg5

tg5 ==

°=

ϕ

Fica claro que, sendo 92 cm a distância do mostrador até o solo é inviável a

construção, pois essa distância é muito grande. Assim, para esse caso e outros

onde as latitudes estão compreendidas entre +5º (5º S) a -5º (5º N), não é indicado

esse tipo de construção, sendo aconselhável a construção do Relógio de Sol

Equatorial Armilar ou chamado também de relógio de garrafa pet tratado mais à

frente. Para latitudes compreendidas entre +5º a +10º ou -5º a -10º é indicado

diminuir o tamanho do raio do mostrador para 3 cm. E, para as demais latitudes,

145

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.pode-se utilizar o raio igual a 5 cm ou outros valores que julgar interessante, desde

que seja possível conceber o tamanho do ponteiro.

Apenas por curiosidade, esse tipo de relógio solar não é possível ser utilizado

nos pólos ou latitudes próximas. Isso porque, na equação 1 temos o uso da tangente

no denominador da fração, e sabemos que quanto mais próximo de 90 o o valor da

tangente tende para o infinito e por conseqüência o valor de d tende à zero,

impossibilitando a divisão. Quer um exemplo?

Imagine uma pessoa localizada numa latitude igual a 89o. Pela equação 1 temos que:

d = cm 08,028,57

589 tg5

tg5 ==

°=

ϕ

Vamos supor agora que uma pessoa está localizada numa latitude igual a

89,99o, veja o resultado que teremos:

d = cm 0008,057,5729

589,99 tg

5 tg5 ==

°=

ϕ

A distância entre o mostrador e o solo seria menor que um milímetro! Para

suprir essa questão, pode-se utilizar um raio muito maior no mostrador, porém sua

construção será deveras complicada.

POSICIONANDO NOSSO RELÓGIO

Para concluirmos nossa atividade devemos orientar nosso Relógio de Sol

Equatorial e para isso iremos utilizar a linha meridiana, ou seja, a linha norte-sul.

Para a construção do relógio no Hemisfério Sul, o ponteiro deve acompanhar

a linha meridiana com sua parte superior apontada para o Pólo Celeste Sul.

Confira na figura 9:

O inverso ocorrerá para quem reside no Hemisfério Norte, pois o ponteiro na

sua parte superior deverá apontar para o Pólo Celeste Norte, além do mostrador que

também deverá ser invertido. Observe a figura 10.

Um detalhe interessante que devemos observar é quando ocorre o horário de

verão. Nesse período, não se esqueça que devemos atrasar uma hora nossa leitura

no relógio convencional, pois para o Sol e os relógios solares nada muda.

São muitos detalhes, mas todos fáceis de compreender e realizar.

146

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Agora é só construir seu relógio de Sol e bom divertimento!

Bons céus,

Marcos Calil.

Figura 1. Marcação da menor sombra do dia fornecendo a linha meridiana. (figura

fora de escala).

Figura 2. Linha Meridiana e os pontos cardeais norte e sul.

Figura 3. Relógio de Sol Equatorial.

Figura 4. Circunferência de centro O.

147

Ilustração 43: Créditos: Marcos Calil.

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.Figura 5. Desenhos em ambos os lados da folha.

Figura 6. Desenhos em ambos os lados da folha para qualquer hemisfério.

Figura 7. Ponteiro e mostrador vistos de lado para o Hemisfério Sul. (Para quem

reside no Hemisfério Norte basta trocar o lado do mostrador).

Figura 8. Incógnita d a ser calculada.

Figura 9. Direção posta do Relógio de Sol Equatorial para o Hemisfério Sul.

Figura 10. Direção posta do Relógio de Sol Equatorial para o Hemisfério Norte.

Figura 11. Relógio de Sol na garrafa pet.

Figura 12. Mostrador do Relógio de Sol na garrafa pet para o Hemisfério Sul e Norte.

Figura 13. Tampa da garrafa pet.

Figura 14. A garrafa pet e o ponteiro barbante.

Figura 15. O relógio de Sol de garrafa.

Figura 16. A latitude local e a inclinação do relógio de Sol de garrafa.

148

Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.ANEXO II - IMAGENS DA CONSTRUÇÃO DO PLANETÁRIO DE POBRE

149

Ilustração 44: Imagens: Vera Lucia Zardo Ansolin.


150

Ilustração 45: Imagens: Vera Lucia Zardo Ansolin.

DA ESCOLA PÚBLICA PARANAENSE 2009 - … · volume i i. secretaria de estado da educaÇÃo...

Documents

Transcript of DA ESCOLA PÚBLICA PARANAENSE 2009 - … · volume i i. secretaria de estado da educaÇÃo...