SOL - MOVIMENTO ANUAL E AS ESTAÇÕES DO ANO

Movimento Anual do Sol e as Estações do Ano

Devido ao movimento de translação da Terra em torno do Sol, o Sol aparentemente se move entre as estrelas, ao longo do ano, descrevendo uma trajetória na esfera celeste chamada Eclíptica. A Eclíptica é um círculo máximo que tem um inclinação de 23°27′ em relação ao Equador Celeste. É esta inclinação que causa as Estações do ano. 

Uma observação simples que permite "ver" o movimento do Sol durante o ano é através do gnômon. Um gnômon nada mais é do que uma haste vertical fincada ao solo. Durante o dia, a haste, ao ser iluminada pelo Sol, forma uma sombra cujo tamanho depende da hora do dia e da época do ano. A direção da sombra ao meio-dia real local (isto é, o meio-dia em tempo solar verdadeiro) nos dá a direção Norte-Sul. 

Ao longo de um dia, a sombra é máxima no nascer e no ocaso do Sol, e é mínima ao meio-dia. Ao longo de um ano (à mesma hora do dia), a sombra é máxima no solstício de inverno, e mínima no solstício de verão. A bissetriz entre as direções dos raios solares nos dois solstício define o tamanho da sombra correspondente aos equinócios, quando o Sol está sobre o equador. Foi observando a variação do tamanho da sombra do gnômon ao longo do ano que os antigos determinaram a duração do ano das estações, ou ano tropical.

Estações em diferentes latitudes

Embora a órbita da Terra em torno do Sol seja uma elipse, e não um círculo, a distância da Terra ao Sol varia somente 3%, sendo que a Terra está mais próxima do Sol em janeiro. Mas é fácil lembrar que o hemisfério norte da Terra também está mais próximo do Sol em janeiro e é inverno lá,enquanto é verão no hemisfério sul. 

O que causa as estações é o fato de a Terra orbitar o Sol com o eixo de rotação inclinado, e não perpendicular ao plano orbital. O ângulo entre o plano do equador e o plano orbital da Terra é chamado obliquidade e vale 23°27′. Também podemos definir a obliquidade como a inclinação do eixo de rotação da Terra em relação ao eixo perpendicular à eclíptica (plano orbital da Terra). Devido a essa inclinação, à medida que a Terra orbita em torno do Sol, os raios solares incidem mais diretamente em um hemisfério ou outro, proporcionando mais horas com luz durante o dia a um hemisfério ou 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 máxima altura que ele atinge. Nos equinócios o Sol faz a passagem meridiana pelo zênite, atingindo a altura de 90° no meio-dia verdadeiro. Nas outras datas do ano o Sol passa o meridiano ao norte do zênite, entre os equinócios de março e de setembro, ou ao sul do zênite, entre os equinócios de setembro e de março.

As menores alturas do Sol na passagem meridiana são de 66,5° e acontecem nas datas dos solstícios. Portanto a altura do Sol ao meio-dia no Equador não muda muito ao longo do ano e, conseqüentemente, nessa região não existe muita diferença entre inverno, verão, primavera e outono. 

À medida que nos afastamos do Equador, 

as estações ficam mais acentuadas. 

A diferenciação entre elas torna-se máxima nos polos. 

 

 

Na Terra, a região entre latitudes -23,5° (trópico de Capricórnio) e +23,5° (trópico de Câncer) é chamada de região tropical. Nessa região, o Sol passa pelo zênite duas vezes por ano, com exceção dos dois trópicos, onde passa uma única vez. Fora dessa região o Sol nunca passa pelo zênite. As linhas de latitudes +66,5° e -66,5° são chamadas Círculos Polares, norte ou sul. Para latitudes mais ao norte do Círculo Polar Norte, ou mais ao sul do Círculo Polar Sul, o Sol permanece 24 horas acima do horizonte no verão e 24 horas abaixo do horizonte no inverno. 

 

Tabela das Estações 1992-2020
Dia em Porto Alegre
Simulações no Webfisica

Insolação Solar.
Astronomia e Astrofísica

© Kepler de Souza Oliveira Filho 

&Maria de Fátima Oliveira Saraiva
Modificada em 24 Set 2009

Insolação Solar

A quantidade de energia solar que chega, por unidade de tempo e por unidade de área, a uma superfície perpendicular aos raios solares, à distância média Terra-Sol, se chama constante solar, e vale . Esse valor da constante solar é medido por satélites logo acima da atmosfera terrestre. Em geral estamos interessados em conhecer a quantidade de energia por unidade de área e por unidade de tempo que chega em um determinado lugar da superfície da Terra, que chamamos insolação do lugar. A insolação varia de acordo com o lugar, com a hora do dia e com a época do ano.

 

 

Se definirmos insolação solar como a quantidade de energia solar que atinge uma unidade de área da Terra,

e considerando que quando o Sol está a uma altura em relação ao horizonte, a mesma energia é espalhada por uma área

 

vemos que devido a variação da altura máxima do Sol para um lugar (causada pela inclinação da órbita) acontece uma variação da área iluminada na superfície da Terra e, portanto, uma variação na insolação. Para Porto Alegre, cuja latitude é 30°, a altura máxima do Sol no Solstício de Verão ( 21 Dez) é , já que o Sol está a (30° lat - 23,5° decl.) 6,5° do zênite ao meio-dia local.

Ao meio-dia, no Solstício de Inverno ( 21 Jun), a altura máxima do Sol é , já que o Sol está a (30°lat + 23,5° decl.) 53,5° do zênite.
Desconsiderando, por enquanto, a variação da insolação solar devido à variação da distância da Terra ao Sol, isto é, considerando a energia do Sol no Zênite () constante, temos:

isto é, a insolação em Porto Alegre é 66% maior no verão do que no inverno. Em comparação, o efeito da variação da distância entre a Terra e o Sol pode ser calculado levando em conta que a energia do Sol por unidade de área que alcança a Terra é dada por:

onde é a distância da Terra do Sol no momento. 

 
A variação da insolação solar devido à variação de 3% da distância Terra-Sol entre o afélio e o periélio é, portanto:

isto é, em janeiro (periélio), a insolação solar é 6% maior do que em junho (afélio). Este pequeno efeito é contrabalançado pela maior concentração de terra no hemisfério norte.
Além da insolação, a duração do dia, que é de 14h 10m no Solstício de Verão e 10h 10m no Solstício de Inverno, em Porto Alegre, contribui nas estações do ano.
Devido à rotação da Terra, a energia média incidente no topo da atmosfera, por unidade de área e por unidade de tempo, é aproximadamente 1/4 da constante solar. Além disso, a atmosfera reflete 39% da radiação, de forma que apenas 61% é usada no aquecimento da Terra. Chamando a energia média que chega perpendiculamente à superfície da Terra, por unidade de tempo e por unidade de área, temos que

Auto teste Sol e Lua

Medidas do Tempo
Astronomia e Astrofísica

© Kepler de Souza Oliveira Filho & Maria de Fátima Oliveira Saraiva
Modificada em 23 set 2003

Medidas de Tempo

A medida do tempo se baseia no movimento de rotação da Terra, que provoca a rotação aparente da esfera celeste.

• Dia Sideral: é o intervalo de tempo decorrido entre duas passagens sucessivas do ponto (cruzamento do equador e eclíptica, onde está o Sol próximo de 21 de março) pelo meridiano do lugar.
  

  Tempo Solar

  O tempo solar toma como referência o Sol.
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• Dia Solar: é o intervalo de tempo decorrido entre duas passagens sucessivas do Sol pelo meridiano do lugar. É 3^m56^s mais longo do que o dia sideral. Essa diferença é devida ao movimento de translação da Terra em torno do Sol, de aproximadamente 1 grau (4 minutos) por dia (360°/ano=0,986°/dia). Como a órbita da Terra em torno do Sol é elíptica, a velocidade de translação da Terra em torno do Sol não é constante, causando uma variação diária de 1° 6' (4^m27^s) em dezembro, e 53' (3^m35^s) em junho.

Tempo solar verdadeiro: é o ângulo horário (ângulo medido sobre o equador, desde o meridiano local até o meridiano do astro) do centro do Sol. 

Tempo solar médio: é o ângulo horário do centro do sol médio. O sol médio é um sol fictício, que se move ao longo do Equador celeste (ao passo que o Sol verdadeiro se move ao longo da Eclíptica), com velocidade angular constante, de modo que os dias solares médios são iguais entre si (ao passo que os dias solares verdadeiros não são iguais entre si porque o movimento do Sol na eclíptica não tem velocidade angular constante). Mas o movimento do Sol na eclíptica é anualmente periódico, assim o ano solar médio é igual ao ano solar verdadeiro. 

 

Equação do Tempo: é a diferença entre o Tempo Solar Verdadeiro e o Tempo Solar Médio. Seu maior valor positivo é cerca de 16 minutos e seu maior valor negativo é cerca de 14 minutos. Esta é a diferença entre o meio dia verdadeiro (passagem meridiana do Sol), e o meio dia do Sol médio. Quando se faz a determinação da longitude de um local pela medida da passagem meridiana do Sol, se não corrigirmos a hora local do centro do meridiano pela equação do tempo, poderemos introduzir um erro de até 4 graus na longitude. 

Tempo civil (Tc): é o tempo solar médio acrescido de 12 hr, isto é, usa como origem do dia o instante em que o sol médio passa pelo meridiano inferior do lugar. A razão da instituição do tempo civil é não mudar a data durante as horas de maior atividade da humanidade nos ramos financeiros, comerciais e industriais, o que acarretaria inúmeros problemas de ordem prática. 

Tempo universal (TU): é o tempo civil de Greenwich, na Inglaterra, definido como ponto zero de longitude geográfica na Conferência Internacional Meridiana, realizada em Washington em outubro de 1884. Lá está o Royal Observatory, Greenwich. 

Note que os tempos acima são locais, dependendo do ângulo horário do Sol, verdadeiro ou médio. Se medirmos diretamente o tempo solar, este vai provavelmente ser diferente daquele que o relógio marca, pois não usamos o tempo local na nossa vida diária, mas o tempo do fuso horário mais próximo.

Fusos Horários

De acordo com a definição de tempo civil, lugares de longitudes diferentes têm horas diferentes, porque têm meridianos diferentes. Inicialmente, cada nação tinha a sua hora, que era a hora do seu meridiano principal. Por exemplo, a Inglaterra tinha a hora do meridiano que passava por Greenwich, a França tinha a hora do meridiano que passava por Paris. 

Como as diferença de longitudes entre os meridianos escolhidos não eram horas e minutos exatos, as mudança de horas de um país para outro implicavam cálculos incômodos, o que não era prático. Para evitar isso adotou-se o convênio internacional dos fusos horários.

Cada fuso compreende (= 1 h). Fuso zero é aquele cujo meridiano central passa por Greenwich. Os fusos variam de 0h a +12h para leste de Greenwich e de 0h a -12h para oeste de Greenwich. Todos os lugares de um determinado fuso têm a hora do meridiano central do fuso.

Hora legal: é a hora civil do meridiano central do fuso. 

 

Fusos no Brasil: o Brasil abrange três fusos (Lei 11 662 de 24.04.2008):

• -2h: arquipélago de Fernando de Noronha e outras ilhas distantes;
• -3h: estados do litoral, Amapá, Minas, Goiás, Tocantins e Pará (a leste do Rio Xingu)
• -4h: Amazonas, Mato Grosso do Norte, Mato Grosso do Sul, Rondônia, Roraima, Pará (a oeste do Rio Xingu) e Acre.

Tempo Atômico Internacional: desde 1967, quando um segundo foi definido como 9 192 631 770 vezes o período da luz emitida pelo isótopo 133 do Césio, no nível fundamental, passando do nível hiperfino F=4 para F=3, se usa o TAI, dado por uma média de vários relógios atômicos muito precisos. Hoje em dia se usa a transição maser do hidrogênio, ainda mais precisa. O TAI varia menos de 1 segundo em 3 milhões de anos. Mas existem objetos astronômicos ainda mais precisos, como a estrela anã branca G117-B15A, cujo período de pulsação ótica varia menos de 1 segundo em 10 milhões de anos, e pulsares em rádio, ainda mais precisos.

Calendário

 

Desde a Antiguidade foram encontradas dificuldades para a criação de um calendário, pois o ano (duração da revolução aparente do Sol em torno da Terra) não é um múltiplo exato da duração do dia ou da duração do mês. Os Babilonios, Egípcios, Gregos e Maias já tinham determinado essa diferença.

É importante distinguir dois tipos de anos:

Ano sideral: é o período de revolução da Terra em torno do Sol com relação às estrelas. Seu comprimento é de 365,2564 dias solares médios, ou 365d 6h 9m 10s.

Ano tropical: é o período de revolução da Terra em torno do Sol com relação ao Equinócio Vernal, isto é, com relação ao início da estações. Seu comprimento é 365,2422 dias solares médios, ou 365d 5h 48m 46s. Devido ao movimento de precessão da Terra, o ano tropical é levemente menor do que o ano sideral. O calendário se baseia no ano tropical.

Os egípcios, cujos trabalhos no calendário remontam a 4 milênios antes de Cristo, utilizaram inicialmente um ano de 360 dias começando com a enchente anual do Nilo, que acontecia quando a estrela Sírius, a mais brilhante estrela do céu, nascia logo antes do nascer do Sol. Mais tarde, quando o desvio na posição do Sol se tornou notável, 5 dias foram adicionados. Mas ainda havia um lento deslocamento, que somava 1 dia a cada 4 anos. Então os egípcios deduziram que o comprimento do ano era de 365,25 dias. Já no ano 238 a.C., o rei (faraó) Ptolomeu III, o Euergetes, que reinou o Egito de 246 a 222 a.C., ordenou que um dia extra fosse adicionado ao calendário a cada 4 anos, como no ano bissexto atual. 

Nosso calendário atual está baseado no antigo calendário romano, que era lunar. Como o período sinódico da Lua é de 29,5 dias, um mês tinha 29 dias e o outro 30 dias, o que totalizava 354 dias. Então a cada três anos era introduzido um mês a mais para completar os 365,25 dias por ano em média. Os anos no calendário romano eram chamados de a.u.c. (ab urbe condita), a partir da fundação da cidade de Roma. Neste sistema, o dia 11 de janeiro de 2000 marcou o ano novo do 2753 a.u.c. 

A maneira de introduzir o 13^o mês se tornou muito irregular, de forma que no ano 46 a.C. Júlio César (Gaius Julius Cæsar, 102-44 a.C.), orientado pelo astrônomo alexandrino Sosígenes (90-? a.C.), reformou o calendário, introduzindo o Calendário Juliano, de doze meses, no qual a cada três anos de 365 dias seguia outro de 366 dias (ano bissexto). Assim, o ano juliano tem em média 365,25 dias. Para acertar o calendário com a primavera, foram adicionados 67 dias àquele ano e o primeiro dia do mês de março de 45 a.C., no calendário romano, foi chamado de 1 de janeiro no calendário Juliano. Este ano é chamado de Ano da Confusão. O ano juliano vigorou por 1600 anos. 

Em 325 d.C., o concílio de Nicéia (atual Iznik, Turquia), convocado pelo imperador romano Constantino I [Gaius Flavius Valerius Aurelius Constantinus (ca.280-337)] fixou a data da Páscoa como sendo o primeiro domingo depois da Lua Cheia que ocorre em ou após o equinócio Vernal, fixado em 21 de março. Entretanto, a data da lua cheia não é a real, mas a definida nas Tabelas Eclesiásticas. A Quarta-Feira de Cinzas ocorre 46 dias antes da Páscoa, e, portanto, a Terça-Feira de carnaval ocorre 47 dias antes da Páscoa. 

A data da Páscoa, no calendário Gregoriano, nos próximos anos será:

• 23 de março de 2008
• 12 de abril de 2009
• 4 de abril de 2010
• 24 de abril de 2011
• 8 de abril de 2012
• 31 de março de 2013
• 20 de abril de 2014
• 5 de abril de 2015
• 27 de março de 2016
• 16 de abril de 2017
• 1 de abril de 2018
• 21 de abril de 2019
• 12 de abril de 2020

 

O sistema de numeramento dos anos d.C. (depois de Cristo) foi instituido no ano 527 d.C. pelo abade romano Dionysius Exiguus (c.470-544), que estimou que o nascimento de Cristo (se este é uma figura histórica) ocorrera em 25 de dezembro de 754 a.u.c., que ele designou como 1 d.C. Em 1613 Johannes Kepler (1571-1630) publicou o primeiro trabalho sobre a cronologia e o ano do nascimento de Jesus. Neste trabalho Kepler demonstrou que o calendário Cristão estava em erro por cinco anos, e que Jesus tinha nascido em 4 a.C., uma conclusão atualmente aceita.

O argumento é que Dionysius Exiguus assumiu que Cristo nascera no ano 754 da cidade de Roma, correspondente ao ano 46 Juliano, definindo como o ano um da era cristã. Entretanto vários historiadores afirmavam que o rei Herodes, que faleceu depois do nascimento de Cristo, morreu no ano 42 Juliano. 

Deste modo, o nascimento ocorrera em 41 Juliano, 5 anos antes do que Dionysius assumira. Como houve uma conjunção de Júpiter e Saturno em 17 de setembro de 7 a.C., que pode ter sido tomada como a estrela guia, sugerindo que o nascimento pode ter ocorrido nesta data. 

Outros historiadores propõem que houve um erro na determinação da data de falecimento de Herodes, que teria ocorrido depois do ano 42 Juliano e, consequentemente, o nascimento de Jesus também teria ocorrido um pouco mais tarde, entre os anos 3 e 2 da era cristã. Nessa época ocorreram diversas conjunções envolvendo Júpiter, começando com uma conjunção com Vênus em agosto de 3 a.C., seguida por três conjunções seguidas com Regulus, e terminando com mais uma conjunção muito próxima com Vênus, em julho de 2 a.C.

Essa série de eventos teria chamado a atenção dos reis magos que teriam, então passado a seguir na direção de Júpiter. Segundo essa interpretação, portanto, Júpiter teria sido a estrela guia, ou estrela de Belém. 

Papa Gregório XIII

Em 1582, durante o papado de Gregório XIII (Ugo Boncampagni, 1502-1585), o equinócio vernal já estava ocorrendo em 11 de março, antecipando muito a data da Páscoa. Daí foi deduzido que o ano era mais curto do que 365,25 dias (hoje sabemos que tem 365,242199 dias). Essa diferença atingia 1 dia a cada 128 anos, sendo que nesse ano já completava 10 dias. O papa então introduziu nova reforma no calendário, sob orientação do astrônomo jesuíta alemão Christopher Clavius (1538-1612), para regular a data da Páscoa, instituindo o Calendário Gregoriano. 

As reformas, 

publicada na bula papal Inter Gravissimas 

em 24.02.1582, foram:

1. tirou 10 dias do ano de 1582, para recolocar o Equinócio Vernal em 21 de março. Assim, o dia seguinte a 4 de outubro de 1582 (quinta-feira) passou a ter a data de 15 de outubro de 1582 (sexta-feira).
2. introduziu a regra de que anos múltiplos de 100 não são bissextos a menos que sejam também múltiplos de 400. Portanto o ano 2000 é bissexto.
3. o dia extra do ano bissexto passou de 25 de fevereiro (sexto dia antes de março, portanto bissexto) para o dia 28 de fevereiro e o ano novo passou a ser o 1^o de janeiro.

Estas modificações foram adotadas imediatamente nos países católicos, como Portugal e, portanto, no Brasil, na Itália, Espanha, França, Polônia e Hungria, mas somente em setembro de 1752 na Inglaterra e Estados Unidos, onde o 2 de setembro de 1752 foi seguido do 14 de setembro de 1752, e somente com a Revolução Bolchevista na Rússia, quando o dia seguinte ao 31 de janeiro de 1918 passou a ser o 14 de fevereiro de 1918. 

Cada país, 

e mesmo cada cidade na Alemanha, 

adotou o Calendário Gregoriano em época diferente.

O ano do Calendário Gregoriano tem 365,2425 dias solares médios, ao passo que o ano tropical tem aproximadamente 365,2422 dias solares médios. A diferença de 0,0003 dias corresponde a 26 segundos (1 dia a cada 3300 anos). Assim:

ou

Data Juliana: A data Juliana é utilizada principalmente pelos astrônomos como uma maneira de calcular facilmente o intervalo de tempo decorrido entre diferentes eventos astronômicos. A facilidade vem do fato de que não existem meses e anos na data juliana; ela consta apenas do número de dias solares médios decorridos desde o início da era Juliana, em 1 de janeiro de 4713 a.C.. O dia juliano muda sempre às 12 h TU. 

Ano Bissexto - origem da palavra: No antigo calendário romano, o primeiro dia do mês se chamava calendas, e cada dia do mês anterior se contava retroativamente. Em 46 a.C., Júlio César determinou que o sexto dia antes das calendas de março deveria ser repetido uma vez em cada quatro anos, e era chamado ante diem bis sextum Kalendas Martias ou simplesmente bissextum. Daí o nome bissexto. 

Século XXI: O século XXI (terceiro milênio) começou no dia 01 de janeiro de 2001, porque não houve ano zero e, portanto, o século I começou no ano 1. Mas há uma disputa com o ano 1 a.C., que sendo bissexto, seria corresponte ao ano zero, no calendário instituído por Dionysius Exiguous (Explanatory Supplent of the Astronomical Ephemeris). 

Calendário Judáico: tem como início o ano de 3761 a.C., a data de criação do mundo de acordo com o "Velho Testamento". Como a idade medida da Terra é de 4,5 bilhões de anos, o conceito de criação é somente religioso. É um calendário lunisolar, com meses lunares de 29 dias alternando-se com meses de 30 dias, com um mês adicional intercalado a cada 3 anos, baseado num ciclo de 19 anos. As datas no calendário hebreu são designadas AM (do latin Anno Mundi). 

Calendário Muçulmano: é contado a partir de 622 d.C., do dia depois da Heriga, ou dia em que Maomé saiu de Meca para Medina. Consiste de 12 meses lunares. 

Calendário Chinês: é contado a partir de 2637 a.C., é um calendário lunisolar, com meses lunares de 29 dias alternando-se com meses de 30 dias, com um mês adicional intercalado a cada 3 anos. Os nomes formais dos anos têm um ciclo de 60 anos. Em 7 de fevereiro de 2008 (lua nova) iniciou-se o ano do Rato, 4706. Desde 1912 a China também usa o Calendário Gregoriano.

Era

Uma era zodiacal, como a Era de Aquário, na perpectiv astronômica, é definida como o período em anos em que o Sol, no dia do equinócio vernal (˜ 21 de março), nasce naquela constelação, Áries, Peixes ou Aquário, por exemplo. 

 

Com o passar dos séculos, a posição do Sol no equinócio vernal, vista por um observador na Terra, parece mudar devido ao movimento de Precessão dos Equinócios, descoberto por Hiparcos e explicado teóricamente por Newton como devido ao torque causado pelo Sol no bojo da Terra e à conservação do momentum angular. 

A área de uma constelação é definida por uma borda imaginária que a separa no céu das outras constelações. Em 1929, a União Astronômica Internacional definiu as bordas das 88 constelações oficiais, publicadas em 1930 em um trabalho entitulado Délimitation Scientifique des Constellations, por Eugène Delporte, Cambridge University Press, Cambridge. A borda estabelecida entre Peixes e Aquário coloca o início da Era de Aquário em 2602 d.C..

 

 

Se pode também derivar que a equação do tempo, definida como o ângulo horário do Sol, menos o ângulo horário do sol médio, pode ser expressa como:




onde é a longitude eclíptica do Sol e a longitude do Sol médio. Esta equação divide o problema em dois termos, o primeiro chamado de redução ao equador, leva em conta que o Sol real se move na eclíptica enquanto o Sol médio, fictício, se move no equador, e o segundo de equação do centro, que leva em conta a elipticidade da órbita.

A equação do tempo pode ser expressa em uma série envolvendo somente a longitude do Sol médio:

A quantidade tabulada no Astronomical Ephemeris não é diretamente E, mas a efeméride do Sol no trânsito. Esta efeméride é o instante da passagem do Sol pelo meridiano da efeméride, e é 12 hr menos a equação do tempo naquele instante. 

Albert Einstein (1879-1955) mostrou, no comeco do seculo XX, que o tempo é alterado pela força gravitacional. Um corpo que está mais próximo da superfície da Terra sofre maior ação da gravidade do que um satélite que está a centenas de quilômetros de distância da superfície do planeta. De acordo com a Teoria da Relatividade Geral, por conta da força da gravidade, um corpo com massa gera uma curvatura na estrutura do espaco-tempo. 

Como o espaço e o tempo estão interligados, essa curvatura altera o ritmo de passagem do tempo. Se os relógios atômicos dos satélites utilizados no GPS não fossem calibrados de acordo com os resultados da relatividade geral, haveria um erro acumulativo de cerca de 15 km por dia nas posições.

 

Lista dos Horários de Verão no Brasil

Lua
Astronomia e Astrofísica

© Kepler de Souza Oliveira Filho 

& Maria de Fátima Oliveira Saraiva

Modificada em 29 jan 2011

Li 

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Fonte:

http://astro.if.ufrgs.br/tempo/tempo.htm

Sejam felizes todos os seres. Vivam em paz todos os seres.

Sejam abençoados todos os seres.

GRUPO LOCAL

A Galáxia de Andrómeda (M31) e as suas companheiras M32 e M110 fazem todas parte do Grupo Local de galáxias. Crédito: Jason Ware.

 

A matéria não se distribui ao acaso no Universo. 

Ela surge organizada em estruturas que parecem encaixar umas nas outras, tal como se fossem as peças de um puzzle. Estrelas que encaixam em galáxias, galáxias que encaixam em grupos de galáxias, grupos de galáxias que encaixam em super grupos de galáxias. 

É a força gravítica a responsável de toda esta arquitectura do Universo, surgindo como o factor de organização de sistemas dinâmicos e em equilíbrio relativo. É possível verificar a existência de grupos de galáxias, constituídos por algumas dezenas de membros, que orbitam em torno de um centro de massa comum. Estes grupos de galáxias podem-se agrupar em super grupos de galáxias, nos quais a troca de matéria entre eles é evidente e com um interesse de estudo substancial.

É consensual definir como Grupo Local de galáxias (GL) um conjunto restrito de galáxias, incluindo a Via Láctea, que orbitam em torno de um centro de massa comum. Ao longo dos próximos textos ir-se-á tentar transmitir a ideia de como surgem organizadas estas estruturas no Universo, na qual a Humanidade se insere.

• De onde surgiu o termo Grupo Local?

  
  

  

  Edwin Hubble (1889-1953). 

   
  Immanuel Kant definiu todas as estruturas observáveis no Universo como sendo "island universes". Mais tarde, Edwin Hubble utilizou a mesma expressão para definir as galáxias análogas à nossa galáxia, a Via Láctea.
•  
•  Em 1936, Hubble introduziu o termo "Local Group", na obra "The Realm of the Nebulae", referindo-se a um grupo restrito de galáxias que se encontravam mais próximas da nossa do que as restantes. Hubble referenciou 11 galáxias como sendo constituintes do Grupo Local. 
•  
• A lista, por ordem de luminosidade decrescente, incluía: M31, a Via Láctea, M33, a Grande Nuvem de Magalhães, a Pequena Nuvem de Magalhães, M32, NGC205, NGC6822, NGC185, IC1613, NGC147. Ele também realça a galáxia IC10 como sendo um possível membro do Grupo Local.
  
  Recentemente, devido ao projecto pioneiro "Palomar Sky Survey", lançado nos anos 50, foi possível catalogar mais galáxias pertencentes ao Grupo Local. Actualmente conhecem-se cerca de 40 galáxias constituintes do Grupo Local, embora seja difícil definir com clareza se uma galáxia pertence ou não ao Grupo Local. 
•  
• Por um lado, é extremamente difícil medir a distância a galáxias locais, por outro lado, algumas galáxias que se encontram catalogadas no Grupo Local crê-se que estejam apenas a passar na vizinhança deste. Outro grande obstáculo é o facto de as galáxias anãs possuírem uma baixa luminosidade intrínseca. Se considerarmos, por exemplo, a luminosidade de uma galáxia de grandes dimensões e a de uma galáxia anã, será impossível detectar a galáxia anã se as duas se encontrarem muito próximas. Tal facto seria como tentar descobrir uma lâmpada de 100W, acesa, colocada perto do Sol.
  
  Em 2011, a Agência Espacial Europeia irá lançar a missão espacial GAIA, que terá diversos objectivos, de entre os quais destacamos: a criação do maior e mais preciso mapa tridimensional da nossa galáxia, fornecendo com uma precisão nunca antes alcançada a posição e a velocidade de deslocação radial de cerca de mil milhões de estrelas na nossa galáxia; e estudar a órbita das galáxias do Grupo Local e a sua história cosmológica.
  
  
  
  
  
  

  

  
  GAIA catalogando as estrelas da Via Láctea. Créditos: Medialab.
  

  

  

  Estrutura do Grupo Local

  Antes de abordarmos concretamente a constituição do Grupo Local é necessário compreender a distinção entre grupos de galáxias e enxames de galáxias. Os grupos de galáxias possuem tipicamente menos de 100 galáxias e um diâmetro típico que ronda os 2Mpc. 
  A massa de um grupo médio é da ordem de 5x10¹³M_ʘ. 
  Os enxames de galáxias possuem mais de 100 membros, podendo mesmo chegar atingir mais de dez mil, distribuindo-se ao longo de uma região do espaço com cerca de 6Mpc de diâmetro. 
  A massa de um enxame é da ordem de 10¹⁵ M_ʘ. Os grupos de galáxias são habitualmente estruturas de forma irregular, sendo que ao invés, os enxames de galáxias possuem uma fracção significativa com forma regular e aproximadamente esférica.
  
  
  

  

  

  
  
  O Grupo Local. Créditos: Wikipedia

  
  O nosso Grupo Local estende-se ao longo de cerca de 1Mpc de diâmetro, sendo mesmo comparável a um quintal intergalático, se tivermos em consideração as dimensões do Universo. Os seus membros mais luminosos são a Via Láctea e a galáxia de Andrómeda (M31), sendo ambas responsáveis por cerca de 90% da luminosidade total do grupo.
  O Grupo Local

  possui uma massa total 

  da ordem de 5x10¹²M_ʘ,

  sendo que mais de noventa

  por cento desta massa se encontra 

  sobre a forma de matéria escura.

  

  O Grupo Local é constituído por duas galáxias principais: a Via Láctea e a galáxia de Andrómeda (M31). Para além destas ainda se destacam, pelas suas dimensões, a galáxia do Triângulo (M33) e as duas Nuvens de Magalhães, sendo as galáxias mais luminosas do grupo a seguir à nossa galáxia e à M31.
  As galáxias anãs possuem uma reduzida luminosidade, encontram-se distribuídas num volume de cerca de 9,5 mil milhões de anos-luz de diâmetro, orbitando em torno das galáxias principais, ou estando isoladas no espaço.
  As nuvens de gás são outro dos constituintes do Grupo Local, sendo essencialmente constituídas por hidrogénio resultante da injecção de outras galáxias. Supõe-se que a matéria escura é a responsável pela estabilidade do grupo, embora ninguém saiba exactamente o que é esta matéria escura.
  
  Tal como já fora anteriormente referido, o Grupo Local é constituído por cerca de 40 galáxias, as quais são apresentadas na tabela seguinte, tendo em conta aquelas que se pensa que actualmente são constituintes do Grupo Local:
  
  

   

  
  Algumas galáxias pertencentes ao Grupo Local, representadas à escala e aproximadamente ao seu brilho relativo. 

  Créditos: Mateo, Mario L (2006). “Local Group”, from Encyclopedia of Astronomy & Astrophysics. Institute of Physics Publishing Bristol and Philadelphia, ISBN:0333750888. DOI: 10.1888/0333750888/1667, pag.3.
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  As galáxias e os seus subgrupos

  

  
  

  Esquema dos subgrupos de galáxias do Grupo Local. 

   

  É possível identificar no Grupo Local a existência de quatro subgrupos de galáxias. 

  O Grupo Local é constituído por um grupo mais central, no qual se insere a Via Láctea como galáxia principal juntamente com as suas galáxias satélite.

  O segundo subgrupo que engloba a M31 e as suas galáxias satélite das quais se destaca a M33. 

  O terceiro subgrupo é essencialmente uma nuvem extensa de anãs, na sua grande maioria irregulares (dIrr). No quarto e último subgrupo destaca-se a galáxia NGC3109 como sendo a mais luminosa.
  
  É de referir que algumas galáxias pertencem a subgrupos ambíguos. São exemplo a IC1613 e a Phoenix que pertencem ao subgrupo da nossa galáxia ou ao da M31. Igualmente a galáxia Leo A encontra-se algures entre a NGC3109 e a Via Láctea. Apenas a galáxia GR 8 não se encontra em nenhum subgrupo específico.
  
  A Via Láctea é a maior galáxia do seu subgrupo.

  O seu nome advém da mitologia grega. Quando a Deusa Hera se encontrava a amamentar Hércules percebeu que este não era seu filho mas filho ilegítimo de Zeus e de uma humana, empurrou-o para longe de si e o leite derramado, deu origem à Via Láctea.
  
  A nossa galáxia é uma galáxia espiral barrada (SBbc) que se divide em três regiões principais: o disco, a região central e o halo.
  
  O disco possui um diâmetro de aproximadamente 30kpc e uma espessura de 600pc. É no disco que se encontra quase todo o gás e poeiras da galáxia. O disco é ligeiramente encurvado nas pontas – fenómeno de "warping". Uma estrutura bem definida que se realça no disco são os braços em espiral, os quais são regiões de activa formação estelar. O nosso Sol situa-se no braço de Órion a cerca de 30.000 a.l. do centro da galáxia. O disco possui estrelas da Pop.I que se distribuem ao longo dos braços em espiral e estrelas da Pop.II que se distribuem um pouco por todo o disco, mas preferencialmente na direcção da região central.
  
  A região central da galáxia é uma região aproximadamente esférica com cerca de 3kpc de diâmetro. É uma região com pouco gás e poeiras. Possui um conjunto de estrelas que parecem formar uma estrutura em forma de uma barra, daí a sua designação como espiral barrada. No seu centro observa-se uma grande quantidade de gás e poeiras que se precipitam rapidamente em direcção a um ponto central, o que levou a colocar a hipótese, já confirmada actualmente, que é a existência de um buraco negro supermassivo nessa região.
  
  O halo é a região menos luminosa da galáxia e é constituído essencialmente por matéria escura bariónica. As estrelas do halo são estrelas envelhecidas (Pop.II) e encontram-se dispersas e isoladas ou enxames globulares muito luminosos.
  
  
  

  
  

  Grande Nuvem de Magalhães. Créditos: AURA/NOAO/NSF. 

   

  À medida que nos vamos afastando da nossa galáxia vamo-nos deparando com outras galáxias mais pequenas, as galáxias anãs. As Nuvens de Magalhães foram descritas pela primeira vez por Fernão Magalhães, no século XVI. A Grande Nuvem de Magalhães e a Pequena Nuvem de Magalhães, também conhecidas como LMC e SMC que advém dos seus nomes em inglês, são duas galáxias irregulares pois não têm uma estrutura bem definida. São amorfas e possuem uma forte actividade de formação estelar.
  
  A galáxia de Andrómeda é a galáxia que mais se destaca no segundo subgrupo, sendo a maior galáxia do Grupo Local. O seu nome, Andrómeda, advém da mitologia grega, sendo a filha de Cassiopeia e de Cefeu.
  
  É uma galáxia do tipo espiral e possui uma luminosidade L~3x10¹⁰L_ʘ. 

  A distribuição espacial da M31 é maioritariamente feita por duas componentes: um disco fino sobreposto aos braços em espiral e uma componente central, esférica e extremamente concentrada, com uma espessura de rácio axial de cerca de 0,6.
  
  

  
  

  M33. Créditos: Paul Mortfield, Stefano Cancelli. 

   

  A M33 é a segunda maior galáxia deste grupo. À semelhança da nossa galáxia e da M31 é uma galáxia do tipo espiral. Pensa-se que tenha sido inicialmente descoberta em 1654 por Giovanni Hodierna (1597-1660), tendo sido mais tarde inserida por Charles Messier no seu vasto catálogo.
  
  A IC10 é uma das galáxias anãs deste subgrupo, sendo aquela que mais se aproxima do conceito de "Starbust Galaxy", o qual consiste numa produção estelar extremamente elevada. A M32 é uma galáxia anã do tipo elíptico, na qual os astrónomos acreditam existir um buraco negro supermassivo no seu centro, baseando-se em imagens obtidas pelo HST. Usualmente as galáxias elípticas são conhecidas pela presença de estrelas vermelhas envelhecidas, porém a M32 emite grandes quantidades de luz azul e ultravioleta.
   

  A chave da resposta a este enigma pode residir no facto de que estas estrelas azuis sejam igualmente estrelas velhas, atingindo altas temperaturas através de processos avançados da fusão do hélio nos seus núcleos.

Perspectivas futuras…

Canibalismo galáctico. Créditos: NASA. 

 

O futuro do Grupo Local não se perspectiva muito bom.

Actualmente sabe-se que a nossa galáxia e a M31 distam cerca de 770kpc uma da outra e que se estão a aproximar com uma velocidade de 50 km/s. Suponhamos que esta velocidade se mantém constante e as suas trajectórias se intersectam, então a colisão entre as duas galáxias dar-se-ia dentro de 8-10 mil milhões de anos.

O resultado desta colisão possivelmente será a formação de um sistema binário de galáxia orbitando em torno de um centro de massa comum ou a formação de uma galáxia elíptica gigante.

É com base na nossa busca incessante pelo conhecimento que a Humanidade tende a descobrir os pequenos segredos do Cosmos, no qual ela se insere per si. O Grupo Local desempenha um papel importante na nossa compreensão da maneira de como o Universo se organiza.

É através da compreensão 

da arquitectura destas estruturas

que questionamos a nossa própria razão de existência

e qual é afinal o nosso lugar no Cosmos. 

O Grupo Local é de facto um objecto de estudo substancial em Astronomia. É um grupo altamente dinâmico que interage com os seus vizinhos, como o Sculptor e M81-Maffei, sendo com base nestas interacções que podemos compreender um pouco mais sobre o movimento destas estruturas neste tão vasto Universo. Por outro lado, também as galáxias anãs têm dado diversas surpresas aos astrónomos.

Porém qual é a conclusão que nós podemos retirar?

“O Universo

é uma esfera infinita 

cujo centro está em todo o lado 

e a circunferência em nenhum.”

Blaise Pascal (1623-1662)

 

Autoria:
Sérgio Batista
Faculdade de Ciências da Universidade do Porto (FCUP)

Referências:

• Mateo, Mario L (2006). “Local Group”, from Encyclopedia of Astronomy & Astrophysics. Institute of Physics Publishing Bristol and Philadelphia, ISBN:0333750888. DOI: 10.1888/0333750888/1667
• Barnes, Joshua E (2006). “Groups of Galaxies”, from Encyclopedia of Astronomy & Astrophysics. Institute of Physics Publishing Bristol and Philadelphia, ISBN:0333750888. DOI: 10.1888/0333750888/1671
• Wikipedia
• Lago, Teresa (2006). “Descobrir o Universo”, Gradiva. 1ªedição. ISBN:989-616-120-8.

Li 

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Fonte:

Portal do Astrónomo - Portugal

http://www.portaldoastronomo.org/tema_pag.php?id=40&pag=4

Sejam felizes todos os seres. Vivam em paz todos os seres.

Sejam abençoados todos os seres.