Movimentos Geocêntricos José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Modelos de Cosmos dos Gregos Geocentrismo Aristóteles (384 - 322 a.C.) Incorporou a Física no modelo científico. Argumentou que o Sol não poderia ser o centro do Sistema Solar porque não se conseguia ver a paralaxe das estrelas e a Terra não produzia som no seu deslocamento pelo espaço. Ptolomeu (85 - 165 d.C.) Seu modelo geocêntrico procurava explicar os fenômenos observados pelos astrônomos, tais como: Variações de velocidade angular e brilho dos planetas; movimento retrógrado dos planetas durante um certo período. Animação com Marte José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Modelos de Cosmos dos Gregos Animação em Flash

Modelos de Cosmos dos Gregos Heliocentrismo Aristarcos de Samos (ca 310 – ca. 230 a.C.) Propôs o Sol como centro do sistema planetário baseado nas relações entre os tamanhos do Sol, Terra e Lua, determinados por ele. Nicolau Copérnico (1473 -1543) Propôs o Sol como centro do sistema solar mas mantinha o movimento circular excêntrico e os Epiciclos para a Lua e os Planetas. José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Modelos de Cosmos dos Gregos Heliocentrismo Johannes Kepler (1571 – 1630) Usando os dados de Tycho Brahe (1546 – 1601) sobre as posições de Marte, deduziu empiricamente 3 regras matemáticas para as órbitas dos planetas, conhecidas como Leis de Kepler. 1a Lei: As órbitas dos planetas são elipses com o Sol em um dos focos 2a Lei: Os planetas varrem áreas iguais durante tempos iguais na órbita 3a Lei: O quadrado do período orbital é proporcional ao cubo da distância do planeta ao Sol Animação em Flash José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Modelos de Cosmos dos Gregos Heliocentrismo Galileu Galilei (1564 – 1642) Através de observações feitas com o telescópio, foram revelados fatos que derrubaram os argumentos a favor do sistema geocêntrico, tais como: as Manchas Solares, as Fases de Vênus, os 4 satélites girando entorno de Júpiter e os anéis de Saturno. Isaac Newton (1642 – 1727) Seus trabalhos mostram que o sistema de Copérnico-Kepler obedecia as leis da mecânica. Newton demonstrou matematicamente as leis de Kepler, introduzindo pequenas alterações nos seus enunciados 1a Lei: As órbitas dos planetas são elipses com o centro de massa do sistema Planeta-Sol em um dos focos (alterado) 2a Lei: Os planetas varrem áreas iguais durante tempos iguais na órbita 3a Lei: A razão entre o cubo da distância do planeta ao Sol e o quadrado do período orbital é igual a soma das massas do planeta e do Sol (alterado) José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Conseqüências da Visão Geocêntrica Configurações Planetárias Período Sinódico x Período Sideral Fases dos Planetas e da Lua Eclipses do Sol e da Lua

Configurações Planetárias Movimento de Retrogradação de Vênus Planeta Duração típica da Retrogradação (dias) Tempo médio entre Retrogradações (dias) Mercúrio 22 116 Vênus 42 584 Marte 72 780 Júpiter 120 399 Saturno 138 378 José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Movimento de Retrogradação José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Período Sinódico de um Planeta Interior Os planetas interiores andam mais depressa que a Terra. Esta imagem mostra a situação para Mercúrio, que tem um período sinódico de cerca de 116 dias (~ 1/3 do ano da Terra). José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Período Sinódico x Período Sideral Planetas Interiores Planetas Exteriores José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Fases dos Planetas e da Lua José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

90° Animação em Flash E W José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

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Animação em Flash Vênus Terra Marte Júpiter José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

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Vênus Terra Marte Júpiter José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

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Vênus Terra Marte Júpiter José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Fases da Terra José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

A Lua Diâmetro = 3474,8 km Diâmetro Aparente médio = 31’ 5” Massa = 7,349 . 1022 kg Perigeu = 356 410 km; Apogeu = 406 697 km; Distância média à Terra = 384 400 km José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

A Lua José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Movimentos da Lua Período Sideral = 27, 32166 dias Período Sinódico = 29,53 dias = 29d 12h 44m 2,9 s Período Rotação em torno do eixo = 27,32166 dias José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Fases da Lua Animação em Flash José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Fases da Lua José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Onde e Quando ver as Fases da Lua Lua Nova – L1 ─ Crescente – L2 Oeste Após o por do Sol Quarto Crescente – L3 Sul -> Oeste Antes da meia-noite Crescente Convexo – L4 Sudeste -> Oeste Por do Sol -> depois da meia-noite Lua Cheia – L5 Este -> Oeste Toda a noite Minguante Convexo – L6 Este -> Sudoeste Antes da meia-noite -> nascer Quarto Minguante – L7 Este -> Sul Depois da meia-noite Minguante – L8 Este Antes do nascer do Sol José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Movimentos da Lua  Regressão da Linha dos Nodos : Período = 18,61 anos (R 19,3°)  Movimento da Linha Perigeu – Apogeu: Período = 8,85 anos (D 40,7°)  Oscilações da Inclinação da Órbita: Período = 173 dias (4° 59’ - 5° 17’)  Inclinação da Órbita = 5,145°  Oscilações da Excentricidade da Órbita = 0,055 (0,040 – 0,071) José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Movimentos da Lua I. Libração em Longitude: Amplitude  7,6° O movimento de rotação da Lua é uniforme em torno do seu eixo, mas o Movimento de revolução em torno da Terra não é II. Libração em Latitude: Amplitude  6,7° O equador da Lua está inclinado de ~ 6,7° em relação ao plano da sua órbita III. O tamanho da Terra não é desprezível e durante as cerca de 12h que a Lua permanece visível, a variação da posição do observador sobre a Terra, permite ver além dos 180° José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Movimentos da Lua Movimento do Sistema Terra - Lua Movimento Espacial da Lua em torno do Sol José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Eclipse Solar Umbra Sol Sombra Total Terra Lua Sombra Parcial Penumbra Um Eclipse Solar ocorre quando a Lua passa em frente ao Sol José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Eclipses Solares O Sol tem aproximadamente o mesmo diâmetro angular (~ 0.50) que a Lua. Quando a Lua passa em frente do Sol cobrindo-o completamente, temos um Eclipse Solar Total. José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Eclipse Solar Total Animação José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Eclipse Solar Total Cromosfera e Coroa Proeminências José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

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Efeito Anel de Diamante José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Terra e Lua têm órbitas ligeiramente elípticas Apogeu Terra Periélio Lua Perigeu Sol Afélio (Elipcidades muito exageradas!) José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Eclipses Anulares do Sol Os tamanhos angulares do Sol e da Lua variam, dependendo de sua distância à Terra. Perigeu Apogeu Afélio Periélio Quando a Terra está próxima do Periélio e a Lua está próxima do Apogeu, nós vemos um Eclipse Anular do Sol José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Eclipse Anular de 30 de Maio de 1984 José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Condições para Ocorrência de Eclipses A órbita da Lua está inclinada em relação a Eclíptica de ~ 50. Um eclipse solar somente pode ocorrer se a Lua passa pelo nodo próximo do instante da Lua Nova. José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Condições para Ocorrência de Eclipses Os Eclipses ocorrem em uma seqüência cíclica → Ciclo de Saros: 18 anos, 11 dias, 8 horas José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

O Ciclo de Saros Em cada Ciclo de Saros ocorrem cerca de 70 eclipses, sendo 41 solares e 29 lunares. Dois eclipses separados por um período de Saros têm propriedades geométricas semelhantes (mesmo nodo, mesma distância da Terra, mesma época do ano) Como o Ciclo de Saros não tem um número inteiro de dias, somente após 3 ciclos a série retorna a mesma região geográfica José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Próximos Eclipses Solares José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Eclipse Lunar Umbra Sol Terra Lua Penumbra Um Eclipse Lunar ocorre quando a Lua passa na sombra da Terra. José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Eclipse Lunar A sombra da Terra é constituída por uma zona de completa escuridão – Umbra, e uma zona de escuridão parcial – Penumbra. Se a Lua passa pela Umbra temos um Eclipse Lunar. Se a superfície inteira da Lua entra na Umbra, o eclipse lunar é Total. José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Condições para Ocorrência de Eclipses A órbita da Lua está inclinada em relação a Eclíptica de ~ 50. Um eclipse lunar somente pode ocorrer se a Lua passa pelo nodo próximo do instante da Lua Cheia. José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Eclipse Lunar Total José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Eclipse Lunar Total Um Eclipse Lunar Total pode durar até 1h 40m Durante um eclipse total, a Lua apresenta uma coloração avermelhada, refletindo a luz solar espalhada pela atmosfera da Terra. José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Tipicamente ocorrem 1 a 2 eclipses lunares por ano José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

As Marés As Marés são causadas pela diferença da atração gravitacional da Lua sobre os oceanos Entre o lado próximo e o centro da Terra Entre o lado afastado e o centro da Terra → 2 marés alta e 2 marés baixa → Ciclo ~ 12h 25m → A maré se propaga do Leste para Oeste José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

As Marés Animação em Flash O Sol também produz efeitos de maré, com cerca da metade da intensidade da Lua. Próximo da Lua Cheia e da Lua Nova, os dois efeitos se somam causando as Marés de Sizígias. Próximo dos quartos crescente e minguante da Lua, os dois efeitos estão em ângulo reto e meio que se cancelam, produzindo as Marés de Quadraturas.. Marés de Sigízias Marés de Quadraturas Animação em Flash José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Conseqüências das Marés A Terra também exerce forças de maré sobre o interior rochoso da Lua, que é cerca de 20 vezes maior do que o efeito da Lua sobre a Terra. → A Lua está girando com o mesmo período em torno do seu eixo que o período de revolução em torno da Terra. → Nós sempre vemos a mesma face da Lua voltada para a Terra. A onda de maré não aponta diretamente para a Lua por causa da rotação da Terra. → A rotação da Terra é freada, causando um aumento da duração do dia de 0,0015 seg por século. → A Lua se afasta da Terra cerca de 3,8 cm por século. José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Conseqüências das Marés A 500 000 000 anos atrás: Duração do dia  21 h Daqui a alguns bilhões de anos: Duração do dia  47 dias atuais José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Ocultações e Trânsitos Quando um astro, geralmente um satélite, passa na frente de outro bem maior em diâmetro angular, dizemos que houve um Trânsito. Trânsito de Vênus em 1882 José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Ocultações e Trânsitos Trânsito de Vênus 8 de junho de 2004 José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

Ocultações e Trânsitos Devido ao movimento da Lua através do céu, o seu disco está continuamente se interpondo entre nós e as estrelas ou planetas, causando um súbito desaparecimento do astro. Este fenômeno é conhecido como Ocultação do astro. Ocultação da estrela Aldebaran pela Lua 20 de abril de 1999 José Adolfo S. de Campos Observatório do Valongo

FIM