Observações Astronômicas

O Sol é a estrela central do sistema solar. Todos os outros corpos do sistema solar, como planetas, planetas-anões, asteroides, cometas e poeira, bem como todos os satélites associados a estes corpos, giram ao seu redor. O Sol é responsável por 99,86% da massa do Sistema Solar. Sua massa é 333.000 vezes maior que a da Terra. Seu raio médio é de 696.000 km, cerca de 109 vezes o raio da Terra. O volume do Sol é 1.304.000 vezes maior que o do nosso planeta.

É muito difícil estimar o número de estrelas e de galáxias no Universo. As estrelas não estão espalhadas ao acaso pelo Universo, mas encontram-se aglutinadas em “ilhas estelares”, denominadas galáxias. Estima-se que a nossa galáxia, a Via Láctea, possui de 200 a 400 bilhões de estrelas. As galáxias possuem em média centenas de bilhões de estrelas. E as estimativas também apontam para centenas de bilhões de galáxias no Universo. Isto resultaria na existência de mais de 10 sextilhões de estrelas. Para comparação, o número de estrelas no Universo pode ser maior do que o número de grãos de areia na Terra, ou da ordem do total de células existentes em todos os seres humanos do nosso planeta.

Para um corpo colidir com a Terra é necessário que ele passe por onde a Terra passa, ou seja, é necessário que a sua órbita cruze a órbita da Terra. A maior parte dos asteroides conhecidos se encontra no cinturão principal de asteroides, entre as órbitas de Marte e Júpiter. No entanto, perturbações no sistema solar fazem com que muitos desses corpos migrem para mais perto do Sol e passem a cruzar as órbitas de Marte, Terra, Vênus e Mercúrio. Quando a trajetória de um asteroide o traz para uma distância menor do que 0,3 UA da órbita da Terra (UA é a Unidade Astronômica ou distância Sol-Terra), ele passa a ser denominado um Asteroide Próximo da Terra (em inglês Near Earth Asteroid – NEA). E quando esta distância se torna menor do 0,3 da distância Terra-Lua o asteroide passa a ser chamado de Asteroide Potencialmente Perigoso (em inglês Potentially Hazardous Asteroid – PHA). Há também a possibilidade de impacto com a Terra de cometas de curto período cujas órbitas se aproximam da órbita da Terra. Assim, a denominação mais genérica para esses corpos passa a ser NEOs - Near Earth Objects, em inglês, ou Objetos Próximos da Terra. Esses objetos mais próximos da Terra são monitorados por programas de vários países destinados a este fim. Os danos causados pelo impacto de um asteroide ou cometa na Terra dependem basicamente do tamanho do asteroide, dos materiais que o compõem e da sua velocidade no impacto. A atmosfera da Terra nos protege da maioria dos NEOs menores do que um edifício modesto (40 m de diâmetro, ou energia de impacto de cerca de 3megatons). A partir deste tamanho até cerca de 1 km de diâmetro, o impacto de um NEO pode fazer um tremendo estrago em uma escala local. Acima de uma energia de um milhão de megatons (diâmetro de cerca de 2 km), um impacto irá produzir graves danos ambientais em uma escala global. A consequência provável seria um "inverno” ocasionado pelo impacto, com a perda de colheitas em todo o mundo, resultando em fome e doenças. Impactos ainda maiores podem causar extinções em massa, como a que possivelmente extinguiu a era dos dinossauros há 65 milhões de anos (15 km de diâmetro e cerca de 100 milhões de megatons).

Referências:
http://www.iau.org/public/nea/
http://impact.arc.nasa.gov/

A inclusão de um novo dia a cada 4 anos, bem como a realização de correções menores, a cada 100 e 400 anos, são feitas para ajustar as datas das estações do ano e outros eventos do calendário civil à data astronômica correta, pois o período de translação Terra em torno do Sol não é exatamente igual a 365 dias.

O Sistema Solar e toda a nossa Galáxia foram formados pela condensação de uma nuvem de gás em rotação. A conservação do momento angular faz com que os corpos formados a partir do gás inicial continuem em rotação. Como as forças de fricção, entre outras, são muito pequenas no espaço, os corpos em rotação, incluindo a Terra, possuem movimentos estáveis por longos períodos de tempo. As órbitas da Terra e demais corpos do sistema solar são definidas fundamentalmente pela atração gravitacional do Sol, que é predominante devido à sua grande massa, que concentra quase toda a massa do sistema solar.

O movimento dos planetas está mais ou menos relacionado com o de um corpo que é girado por uma criança, preso por uma corda. Os planetas estão em uma condição estável, pois eles possuem uma velocidade de rotação em torno do Sol que contrabalança a força de atração gravitacional de nossa estrela, fazendo com que a sua órbita permaneça a mesma. Podemos fazer uma analogia com os satélites artificiais que giram em torno da Terra. Os engenheiros calculam qual velocidade o satélite deve ter para que fique orbitando em torno da Terra a uma determinada distância. Quando o satélite sofre perda de velocidade devido ao atrito com a atmosfera da Terra, a sua velocidade deixa de contrabalançar a atração gravitacional da Terra e o satélite passa a orbitar cada vez mais próximo, até por fim atingir a superfície. Para compensar as perdas pelo atrito com a atmosfera muitas vezes são acionados sistemas de propulsão para que o satélite permaneça na órbita original. No caso dos planetas não há perdas e nem mecanismos de propulsão, resultando em um movimento estável por longos períodos.
No entanto, existem muitos casos em que esta estabilidade não acontece. Um exemplo é o caso da Lua, que está se distanciando muito lentamente da Terra e se aproximando do Sol, em razão de perturbações por forças de maré. Outro exemplo ocorre com asteroides (veja questão sobre asteroides); vários deles têm suas órbitas modificadas por alguma perturbação e passam a ter trajetórias mais próximas do Sol.

Todo mundo sabe que a luz branca, emitida pelo Sol, é na verdade composta de sete cores básicas. Elas variam do violeta ao vermelho, cada uma com sua frequência.
As moléculas de ar que compõem a atmosfera da Terra, por sua vez, refletem, absorvem e difundem a radiação solar. "A luz do Sol, também chamada de luz branca, entra na atmosfera e é espalhada pelas moléculas do ar - principalmente nitrogênio - para todas as direções", diz o físico Alexandre Souto Martinez, do Instituto de Física e Matemática da USP de Ribeirão Preto.
A luz azul tem uma frequência (ciclos de onda por segundo) muito próxima daquela de ressonância dos átomos da atmosfera, ao contrário da luz vermelha. Assim, a luz azul movimenta os elétrons nas camadas atômicas das moléculas com muito mais facilidade que a vermelha. Isso provoca um ligeiro atraso na luz azul que é reemitida em todas as direções, num processo chamado dispersão de Rayleigh (nome do físico inglês do século XIX que explicou esse fenômeno). A luz vermelha, que não é dispersa e sim transmitida, continua em sua direção original, mas quando olhamos para o céu é a luz azul que vemos porque é a que foi mais dispersada pelas moléculas em todas as direções.
No amanhecer e no entardecer, porém, a luz atravessa uma camada mais espessa da atmosfera. O azul se espalha tanto que não consegue chegar até nós e, por isso, vemos o céu vermelho. Partículas de umidade presentes na atmosfera também podem alterar essa dispersão da luz. É por isso que, antes ou depois de chover, podemos ver as sete cores do espectro na faixa onde a luz atravessa as gotículas de água. É o chamado arco-íris. Por essa mesma razão, também o céu de Marte é vermelho. Como ele tem muitas partículas de poeira dispersas, a luz azul se espalha ainda mais e apenas a luz vermelha consegue chegar à superfície. Fonte: Mundo Estranho

O miniobservatório astronômico, localizado na sede do INPE em São José dos Campos, SP, oferece suporte às atividades de ensino e difusão da Divisão de Astrofísica, à qual está vinculado. O Rádio Observatório Pierre Kauffmann mantém programas de pesquisa do meio galáctico e extragaláctico, além de pesquisas solares e planetárias. Veja também: Radiobservatório Espacial do Nordeste e o Arranjo Decimétrico Brasileiro.