Caros Leitores;
Na cúpula negra da noite, as estrelas parecem fixas em seus padrões. Eles giram no céu ao longo das estações de forma tão imutável que a maioria das culturas usa a presença de uma ou outra constelação para contar as horas. Os planetas, no entanto, são diferentes, intrigantes. Eles deslizam lenta e aparentemente de forma irregular pelo céu. As tentativas de explicar por que os planetas se movem dessa maneira levaram à compreensão da gravidade e do movimento pela ciência moderna.
Evolução de uma ideia
“Nós giramos em torno do Sol como qualquer outro planeta.” —Nicolaus Copernicus
“De todas as descobertas e opiniões, nenhuma pode ter exercido maior efeito sobre o espírito humano do que a doutrina de Copérnico. O mundo quase não se tornou conhecido como redondo e completo em si mesmo quando foi solicitado a renunciar ao tremendo privilégio de ser o centro do universo. ” —Johann Wolfgang von Goethe
Os antigos filósofos gregos, cujas ideias moldaram a visão de mundo da Civilização Ocidental que levou à Revolução Científica no século XVI, tinham teorias conflitantes sobre por que os planetas se moviam no céu. Um acampamento pensava que os planetas orbitavam ao redor do Sol, mas Aristóteles, cujas idéias prevaleciam, acreditava que os planetas e o Sol orbitavam a Terra. Ele não viu nenhum sinal de que a Terra estava em movimento: nenhum vento perpétuo soprou sobre a superfície da Terra, e uma bola atirada para o ar não pousou atrás do lançador, como Aristóteles presumiu que aconteceria se a Terra estivesse se movendo. Para Aristóteles, isso significava que a Terra tinha que ser estacionária e os planetas, o Sol e a cúpula fixa das estrelas giravam em torno da Terra.
Uma fotografia de longa exposição revela a rotação aparente das estrelas ao redor da Terra. (Fotografia © 1992 Philip Greenspun. )
Por quase 1.000 anos, a visão de Aristóteles de uma Terra estacionária no centro de um universo giratório dominou a filosofia natural, o nome que os estudiosos da época usavam para estudos do mundo físico. Uma cosmovisão geocêntrica tornou-se enraizada na teologia cristã, tornando-a uma doutrina da religião tanto quanto da filosofia natural. Apesar disso, foi um padre que trouxe de volta a ideia de que a Terra gira em torno do sol.
Em 1515, um sacerdote polonês chamado Nicolaus Copernicus propôs que a Terra era um planeta como Vênus ou Saturno, e que todos os planetas giravam em torno do Sol. Com medo de críticas (alguns estudiosos acham que Copérnico estava mais preocupado com as deficiências científicas de suas teorias do que com a desaprovação da Igreja), ele não publicou sua teoria até 1543, pouco antes de sua morte. A teoria reuniu poucos seguidores e, por algum tempo, alguns dos que deram crédito à ideia enfrentaram acusações de heresia. O cientista italiano Giordano Bruno foi queimado na fogueira por ensinar, entre outras ideias heréticas, a visão heliocêntrica do Universo de Copérnico.
Em 1543, Nicolaus Copernicus detalhou sua teoria radical do Universo em que a Terra, junto com os outros planetas, girava em torno do Sol. Sua teoria levou mais de um século para ser amplamente aceita. [Adaptado de Nicolaus Copernicus, 1543, De revolutionibus orbium coelestium (“Sobre as revoluções das esferas celestiais.”)]
Mas as evidências de um sistema solar heliocêntrico aumentaram gradualmente. Quando Galileu apontou seu telescópio para o céu noturno em 1610, ele viu pela primeira vez na história humana que luas orbitavam Júpiter. Se Aristóteles estivesse certo sobre todas as coisas que orbitam a Terra, então essas luas não poderiam existir. Galileu também observou as fases de Vênus, o que provou que o planeta orbita o sol. Embora Galileu não compartilhasse do destino de Bruno, ele foi julgado por heresia pela Inquisição Romana e colocado em prisão domiciliar pelo resto da vida.
Galileu descobriu evidências para apoiar a teoria heliocêntrica de Copérnico quando observou quatro luas em órbita ao redor de Júpiter. A partir de 7 de janeiro de 1610, ele mapeou todas as noites a posição das 4 “estrelas Mediceanas” (mais tarde renomeadas como luas Galiléias). Com o tempo, Galileu deduziu que as “estrelas” eram na verdade luas em órbita ao redor de Júpiter. [Adaptado de Galileo Galilei, 1610, Sidereus Nuncius (“The Starry Messenger.”)]
Mais ou menos na mesma época, o matemático alemão Johannes Kepler publicou uma série de leis que descrevem as órbitas dos planetas ao redor do sol. Ainda em uso hoje, as equações matemáticas forneceram previsões precisas do movimento dos planetas sob a teoria de Copérnico. Em 1687, Isaac Newton colocou o último prego no caixão para a visão aristotélica e geocêntrica do Universo. Com base nas leis de Kepler, Newton explicou por que os planetas se moviam da maneira como se moviam ao redor do Sol e deu um nome à força que os mantinha sob controle: gravidade.
A Ciência: Mecânica Orbital
Leis do movimento planetário de Kepler
Enquanto Copérnico observou corretamente que os planetas giram em torno do Sol, foi Kepler quem definiu corretamente suas órbitas. Aos 27 anos, Kepler tornou-se assistente de um rico astrônomo, Tycho Brahe, que lhe pediu para definir a órbita de Marte. Brahe havia coletado uma vida inteira de observações astronômicas, que, após sua morte, passaram para as mãos de Kepler. (Brahe, que tinha seu próprio modelo do Universo centrado na Terra, reteve a maior parte de suas observações do Kepler, pelo menos em parte porque não queria que o Kepler as usasse para provar que a teoria copernicana estava correta.) Usando essas observações, Kepler descobriu que as órbitas dos planetas seguiram três leis.
Brahe acreditava em um modelo do Universo com o Sol (disco radiado) orbitando a Terra (ponto preto), mas os outros planetas ( símbolos ) orbitando o sol. Em uma tentativa de provar sua teoria, Brahe compilou extensos registros astronômicos, que Kepler acabou usando para provar o heliocentrismo e calcular as leis orbitais. [Adaptado de Tycho Brahe, Astronomiae instauratae progymnasmata (“Exercícios introdutórios para a restauração da astronomia.”)]
Como muitos filósofos de sua época, Kepler tinha uma crença mística de que o círculo era a forma perfeita do Universo e que, como uma manifestação da ordem divina, as órbitas dos planetas deveriam ser circulares. Por muitos anos, ele lutou para fazer as observações de Brahe dos movimentos de Marte coincidirem com uma órbita circular.
Eventualmente, no entanto, Kepler percebeu que uma linha imaginária desenhada de um planeta ao Sol varreu uma área igual do espaço em tempos iguais, independentemente de onde o planeta estava em sua órbita. Se você desenhar um triângulo do Sol para a posição de um planeta em um ponto no tempo e sua posição em um momento fixo mais tarde - digamos, 5 horas ou 2 dias - a área desse triângulo é sempre a mesma, em qualquer lugar da órbita . Para que todos esses triângulos tenham a mesma área, o planeta deve se mover mais rapidamente quando estiver perto do Sol, mas mais lentamente quando estiver mais distante dele.
Esta descoberta (que se tornou a segunda lei do movimento orbital de Kepler) levou à compreensão do que se tornou a primeira lei de Kepler: que os planetas se movem em uma elipse (um círculo achatado) com o Sol em um ponto de foco, deslocado do centro.
Por meio das medições astronômicas de Brahe e dos próprios desenhos de Kepler da relação geométrica entre o Sol e Marte em várias partes da órbita do planeta, Kepler descobriu que os planetas se moviam mais rápido quando estavam mais próximos do sol. A partir dessa constatação, ele concluiu que a órbita de Marte era elíptica, não circular. [Adaptado de Johannes Kepler, Epitome astronomia Copernicanae (“Epitome of Copernican Astronomy.”)]
A terceira lei de Kepler mostra que existe uma relação matemática precisa entre a distância de um planeta do Sol e a quantidade de tempo que leva para girar em torno dele. Foi essa lei que inspirou Newton, que propôs três leis próprias para explicar por que os planetas se movem dessa maneira.
Leis do Movimento de Newton
Se as leis de Kepler definem o movimento dos planetas, as leis de Newton definem o movimento. Pensando nas leis de Kepler, Newton percebeu que todo movimento, fosse a órbita da Lua ao redor da Terra ou uma maçã caindo de uma árvore, seguia os mesmos princípios básicos. “Aos mesmos efeitos naturais”, escreveu ele, “devemos, na medida do possível, atribuir as mesmas causas”. O pensamento aristotélico anterior, o físico Stephen Hawking escreveu, atribuiu diferentes causas a diferentes tipos de movimento. Ao unificar todo o movimento, Newton mudou a perspectiva científica para uma busca por padrões amplos e unificadores na natureza. Newton delineou suas leis em Philosophiae Naturalis Principia Mathematica ("Princípios Matemáticos da Filosofia Natural"), publicado em 1687.
Lei I. Todo corpo persevera em seu estado de repouso, ou de movimento uniforme em linha reta, a menos que seja compelido a mudar esse estado por forças nele impressas.
Em essência, um objeto em movimento não mudará de velocidade ou direção, nem um objeto parado começará a se mover, a menos que alguma força externa atue sobre ele. A lei normalmente se resume em uma palavra: inércia.
Lei II. A alteração do movimento é sempre proporcional à força motriz impressa; e é feito na direção da linha certa na qual essa força é impressa.
A segunda lei de Newton é mais reconhecível em sua forma matemática, a equação icônica: F = ma. A força da força (F) é definida por quanto ela muda o movimento (aceleração, a) de um objeto com alguma massa (m).
Lei III. A toda ação sempre se opõe uma reação igual: ou as ações mútuas de dois corpos um sobre o outro são sempre iguais e dirigidas a partes contrárias.
Como o próprio Newton descreveu: “Se você pressiona uma pedra com o dedo, o dedo também é pressionado pela pedra”.
Gravidade
Nas páginas de Principia, Newton também apresentou sua lei da gravitação universal como um estudo de caso de suas leis do movimento. Toda matéria exerce uma força, que ele chamou de gravidade, que puxa todas as outras matérias em direção ao seu centro. A força da força depende da massa do objeto: o Sol tem mais gravidade do que a Terra, que por sua vez tem mais gravidade do que uma maçã. Além disso, a força enfraquece com a distância. Objetos distantes do Sol não serão influenciados por sua gravidade.
Isaac Newton demonstrou sua lei universal da gravitação mostrando que um cometa visível durante 1680 e 1681 seguia o caminho de uma parábola. [Adaptado de Isaac Newton, 1687. Philosophiae Naturalis Principia Mathematica (“Mathematical Principles of Natural Philosophy.”)]
As leis do movimento e da gravidade de Newton explicam a jornada anual da Terra ao redor do sol. A Terra se moveria para frente através do universo, mas o Sol exerce uma atração constante em nosso planeta. Essa força curva o caminho da Terra em direção ao Sol, puxando o planeta para uma órbita elíptica (quase circular). Suas teorias também possibilitaram explicar e prever as marés. A ascensão e queda dos níveis da água do oceano são criadas pela atração gravitacional da Lua enquanto ela orbita a Terra.
Einstein e Relatividade
As ideias descritas nas leis do movimento de Newton e na gravitação universal permaneceram incontestáveis por quase 220 anos, até que Albert Einstein apresentou sua teoria da relatividade especial em 1905. A teoria de Newton dependia da suposição de que massa, tempo e distância são constantes, independentemente de onde você os mede .
A teoria da relatividade trata o tempo, o espaço e a massa como coisas fluidas, definidas por um quadro de referência do observador. Todos nós, nos movendo pelo universo na Terra, estamos em um único quadro de referência, mas um astronauta em uma nave espacial em movimento rápido estaria em um quadro de referência diferente.
Dentro de um único quadro de referência, as leis da física clássica, incluindo as leis de Newton, são verdadeiras. Mas as leis de Newton não podem explicar as diferenças de movimento, massa, distância e tempo que resultam quando os objetos são observados a partir de dois referenciais muito diferentes. Para descrever o movimento nessas situações, os cientistas devem confiar na teoria da relatividade de Einstein.
Em velocidades lentas e em grandes escalas, no entanto, as diferenças de tempo, comprimento e massa previstas pela relatividade são pequenas o suficiente para parecerem constantes, e as leis de Newton ainda funcionam. Em geral, poucas coisas estão se movendo a velocidades rápidas o suficiente para que percebamos a relatividade. Para satélites grandes e lentos, as leis de Newton ainda definem as órbitas. Ainda podemos usá-los para lançar satélites de observação da Terra e prever seu movimento. Podemos usá-los para alcançar a Lua, Marte e outros lugares além da Terra. Por essa razão, muitos cientistas vêem as leis da relatividade geral e especial de Einstein não como uma substituição das leis do movimento e da gravitação universal de Newton, mas como a culminação total de sua ideia.
Referências
- Air University. (2003, agosto). Mecânica Orbital. Space Primer. Acessado em 22 de maio de 2009.
- Blitzer, L. (1971, agosto). Paradoxo da órbita do satélite: Uma visão geral. American Journal of Physics, 39, 882-886.
- Gleick, J. (2003). Isaac Newton. Nova York: Vintage Books.
- Gribbon, J. (2008). Os cientistas: uma história da ciência contada através da vida de seus maiores inventores. Nova York: Random House.
- Hawking, S. (2004). Ilustrado nos ombros de gigantes. Filadélfia: Running Press.
- Iannotta, B. e Malik, T. (2009, 11 de fevereiro). Satélite dos EUA destruído em colisão espacial. Acessado em 22 de maio de 2009.
- Komoma. Órbitas de satélite GPS. Acessado em 22 de maio de 2009.
- Serway, RA (1992). Physics for Scientists and Engineers, 3rd ed. Filadélfia: Saunders College Publishing e Harcourt Brace College Publishers.
- Wolfe, J. e Hatsidimitris, G. (2005). Einstein Light. Universidade de New South Wales. Acessado em 11 de junho de 2009.
Fonte: NASA / 16-03-2021
https://earthobservatory.nasa.gov/features/OrbitsHistory
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HélioR.M.Cabral (Economista,
Escritor e Divulgador de conteúdos da
Astronomia, Astrofísica, Astrobiologia e Climatologia).Participou do curso de
Astrofísica, concluído em 2020, pela Universidade Federal de Santa Catarina
(UFSC).
Autor do livro: “Conhecendo o Sol e outras Estrelas”.
Membro da Society for
Science andthePublic (SSP) e assinante de conteúdoscientíficos da NASA
(NationalAeronauticsand Space Administration) e ESA (European Space Agency).
Participa
do projeto S`CoolGroundObservation (Observações de Nuvens) que é integrado ao
Projeto CERES (CloudsandEarth´sRadiant Energy System) administrado pela NASA.A partir de 2019, tornou-se membro da Sociedade Astronômica
Brasileira (SAB), como astrônomo amador.
Participa também do projeto The GlobeProgram / NASA
GlobeCloud, um Programa de Ciência e Educação Worldwide, que também tem o
objetivo de monitorar o Clima em toda a Terra. Este projeto é patrocinado pela
NASA e National Science Fundation (NSF), e apoiado pela
NationalOceanicandAtmosphericAdministration (NOAA) e U.S DepartmentofState.
e-mail: heliocabral@coseno.com.br
Page:
http://pesqciencias.blogspot.com.br
Page: http://livroseducacionais.blogspot.com.br
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