A lei da gravitação universal, de Newton, permitiu compreender e calcular as forças de atração existentes entre corpos celestes de diferentes massas e tamanhos. Partindo-se dela, completamos a compreensão e podemos calcular as acelerações gravitacionais de superfície, as velocidades de escape e as relações entre massa, períodos e raios orbitais de sistemas.
Sabemos que os planetas descrevem órbitas elípticas ao redor do Sol e que os satélites naturais de cada planeta também o fazem ao redor do planeta. Como estas órbitas são uma elipse, existirão momentos em que os corpos estarão mais próximos entre si e momentos em que estarão mais afastados.
Descrição e nomes dos movimentos
Quando Kepler descobriu isso, teve de dar nome aos dois pontos, pois até então se pensava que as órbitas eram circunferências. Sol em grego é hélios. Desta forma, o astrônomo alemão batizou os pontos para os casos em que pensamos em um planeta dentro de sua órbita ao redor do Sol:
Afélio é o ponto da órbita onde o planeta está mais longe do Sol (ponto A); e Periélio é o ponto da órbita onde o planeta está mais perto do Sol (ponto B).
Aproveitando o nome grego da Terra (geia), batizamos também os pontos para os casos em que estivermos estudando as órbitas entre a Terra e a Lua ou entre a Terra e outro planeta: Apogeu será a posição de maior afastamento entre os corpos; e Perigeu será a posição de maior aproximação entre os corpos.
Denominamos período o tempo que leva para o planeta completar uma órbita ao redor de sua estrela (ou que o satélite leva para orbitar seu planeta). No caso da Terra, ele vale aproximadamente 365 dias terrestres. Um ano terrestre (1 ano) valerá então cerca de 365 dias da Terra. Mais precisamente: 365 dias, 5 horas, 48 minutos e 45 segundos e meio, que é a duração do chamado ano trópico. Por isso, para corrigir a diferença, a cada quatro anos se adiciona mais um dia (ano bissexto).
É importante saber também que os planetas podem girar em torno do seu próprio eixo, no movimento a que chamamos de rotação. A cada rotação completa teremos um dia completo. Na Terra, esse dia tem aproximadamente 24 horas (mais precisamente: 23 horas, 56 minutos e 4 segundos).
Por esta definição, cada planeta terá um dia de duração própria, medida em horas, que dependerá de sua velocidade de rotação e de seu diâmetro.
Já o nome translação é dado ao movimento que a Terra e os outros planetas fazem ao redor do Sol ou ao redor do centro do sistema em que estão inseridos. Logo, temos que a Terra executa uma composição de movimentos: translação e rotação.
Existem ainda dois outros movimentos do planeta, menos pronunciados, que são a precessão e a nutacão. A precessão é o movimento cíclico em que o eixo de rotação terrestre descreve um cone, completado a cada 25.800 anos. A nutação é a oscilação do eixo terrestre em torno da posição média de sua órbita, causada por alterações cíclicas da órbita lunar. Cada oscilação é efetuada no período de 18 anos e 7 meses.
Planetas do Sistema Solar
O Sistema Solar possui oito planetas, que giram ao redor de sua estrela, gastando períodos (tempos) diferentes para finalizar uma órbita completa.
Quanto mais distante o planeta está do Sol, maior será o tempo gasto por ele para dar uma volta completa, pois terá de percorrer uma distância maior no espaço. Portanto, Mercúrio é o planeta que completa uma volta em menor tempo (88 dias terrestres). Já Plutão, um planeta-anão extremamente afastado do Sol, é o que tem o maior período entre todos (cerca de 248 anos terrestres).
Uma simulação das voltas dos planetas em torno do Sol pode ser encontrada no site Kids Astronomy.
Estudando a segunda lei de Kepler, observamos também que a velocidade de um planeta não é constante durante toda a sua trajetória orbital: próximo do Sol ele é um pouco mais veloz, ficando mais lento quando está mais afastado dele (no afélio).
As características gerais dos planetas de nosso Sistema Solar podem ser encontradas no site de astronomia e astrofísica da Universidade Federal do Rio Grande do Sul.
Quem gira em torno de quem?
Galileu Galilei observou fatos que evidenciavam que a Terra era móvel e devia girar em torno do Sol, como Copérnico apresentou em seu modelo. Entretanto, ele não provou realmente isso, pois poderíamos admitir outros modelos que explicassem o que Galileu viu.
Apenas no século 19 foi provado, em termos físicos, que a Terra se movia. Isso foi feito utilizando-se a aberração da luz (descoberta por James Bradley). Quando um observador está em movimento, como é o caso de um observador na Terra olhando outros astros que estão no espaço, a luz observada sofre um desvio de freqüência. Ao medir esse desvio, provamos que estamos em movimento.
Leis de Kepler
Quando o ser humano iniciou a agricultura, ele necessitou de uma referência para identificar as épocas de plantio e colheita.
Ao observar o céu, os nossos ancestrais perceberam que alguns astros descrevem um movimento regular, o que propiciou a eles obter uma noção de tempo e de épocas do ano.
Primeiramente, foi concluído que o Sol e os demais planetas observados giravam em torno da Terra. Mas este modelo, chamado de Modelo Geocêntrico, apresentava diversas falhas, que incentivaram o estudo deste sistema por milhares de anos.
Por volta do século XVI, Nicolau Copérnico (1473-1543) apresentou um modelo Heliocêntrico, em que o Sol estava no centro do universo, e os planetas descreviam órbitas circulares ao seu redor.
No século XVII, Johanes Kepler (1571-1630) enunciou as leis que regem o movimento planetário, utilizando anotações do astrônomo Tycho Brahe (1546-1601).
Kepler formulou três leis que ficaram conhecidas como Leis de Kepler.
1ª Lei de Kepler - Lei das Órbitas
Os planetas descrevem órbitas elipticas em torno do Sol, que ocupa um dos focos da elipse.
2ª Lei de Kepler - Lei das Áreas
O segmento que une o sol a um planeta descreve áreas iguais em intervalos de tempo iguais.
3ª Lei de Kepler - Lei dos Períodos
O quociente dos quadrados dos períodos e o cubo de suas distâncias médias do sol é igual a uma constante k, igual a todos os planetas.
Como o período de rotação de um planeta é equivalente a um ano, conclui-se que quanto mais longe o planeta estiver do Sol, mais longo será seu período de rotação, e em consequência "seu ano".
Unidades Astronômicas
No estudo de astronomia muitas vezes as unidades do Sistema Internacional (SI) são ineficientes pois as distâncias que devem ser expressas são muito grandes.
Por exemplo: A distância da Terra até Marte é de cerca de 75 milhões de quilômetros, que no SI é expresso por 75 000 000 000 metros.
Devido à necessidade de unidades mais eficientes são utilizadas: Unidade Astronômica (UA), Anos-luz (AL) e Parsec (Pc).
Unidade Astronômica (UA)
É a distância média entre a Terra e o Sol. É empregada principalmente para descrever órbitas e distâncias dentro do Sistema Solar.
O tamanho médio da órbita dos planetas do Sistema Solar, ou seja, sua distância ao Sol é:
Planeta | Distância ao Sol (UA) |
Mercúrio | 0,39 |
Vênus | 0,72 |
Terra | 1,00 |
Marte | 1,52 |
Júpter | 5,20 |
Saturno | 9,53 |
Urano | 19,10 |
Netuno | 30,00 |
Ano-Luz (al)
É a distância percorrida pela luz, no vácuo, no tempo de 1 ano terrestre.
Sendo a velocidade da luz c = 299 792,458 km/s, temos que:
1 al = 9 460 536 207 068 016 m = 63241,07710 UA
A estrela mais próxima do Sol é chamada Próxima Centauri, localizada na constelação de Centauro. A sua distância ao Sol é de 4,22 al
Parsec (Pc)
É a distância na qual 1 UA é representada por 1'' (1 segundo de arco), em uma medição por paralaxe.
Esta unidade é usada para distância muito grandes, como a distância entre estrelas, entre galáxias ou de objetos muito distantes, como quasares.
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