Velocidade de Escape

Existe uma força no Universo que atua sobre tudo, desde sistemas galácticos, passando pelos buracos negros indo até o nível atômico. Convivemos com ela todos os dias mas geralmente essa “força” passa despercebida, mas ela é responsável juntamente com o eletromagnetismo (magnetismo) a força nuclear forte a a força nuclear fraca por todos os eventos conhecidos no Cosmos, A Gravidade…Sabemos quase nada sobre isso, e tudo começou com Sir Isaac Newton…Lembrando que Newton explicou a Lei da Gravitação, mas não conseguiu definir o que é a gravidade, mas isso é tema para o Prof. Albert Einstein…..veremos depois.

Todos nós já ouvimos uma história popular que Newton estava sentado debaixo de uma macieira, quanto uma maçã caiu em sua cabeça, e de repente, sem mais nem menos ele “imaginou” A Lei da Gravitação Universal. Como em todas as lendas, esta não é certamente verdadeira. A ideia da gravitação só tomou forma depois de um longo caminho de 20 anos de estudos e observações, mas alguns elementos da história, tem alguma relação.

Provavelmente a versão mais plausível da história é que Newton, ao observar uma maçã caindo de uma árvore, começou a pensar ao longo das seguintes linhas: A maçã é acelerada, já que houve uma mudanças de velocidade a partir do zero. Assim, pela Lei 2ª de Newton, deve haver uma força que age sobre a maçã para causar esta aceleração. Vamos chamar essa força de “gravidade”.
Antes de Newton e Galileu, a maioria das pessoas achava que as forças que causam os movimentos na Terra e as forças que causam os movimentos das estrelas e planetas eram diferentes. Isaac Newton percebeu que as mesmas forças e as mesmas leis da física se aplicam em todo o universo. Assim, a sua lei da gravidade é chamada a Lei da Gravitação Universal.

Newton imaginou a seguinte situação: um canhão no topo de uma montanha muito alta. Uma bala de canhão é disparado, que viaja por uma certa distância, mas inviavelmente a gravidade ira puxa-la para baixo e atingindo o chão. Em um segundo tiro, dessa vez com mais pólvora, a bala ira viaja uma distância maior antes de atingir o chão e assim por diante, quanto maior a velocidade da bala mais tempo ela iria demorar para cair. Em cada caso, a bala segue um percurso curvo para o chão.
A superfície da terra também é curva. Newton sugeriu – a curvatura da trajetória da bala seria o mesmo que a curvatura da terra. A bala de canhão estaria caindo, mas nunca chegaria ao chão.
Esta é a definição de uma órbita. A dinâmica da bala de canhão e a força da gravidade entram em equilíbrio. A bala do canhão está em um estado contínuo de queda livre, e permanecerá assim até que uma outra força atue sobre ela.

A NASA tem um aplicativo muito interessante que mostra o canhão de Newton em ação. Você pode usar diferentes quantidades de pólvora e ver a trajetória da bala do canhão. [Ver aqui]

O aumento da velocidade pode resultar em uma órbita. Note que as órbitas não precisam de ser circular
O aumento da velocidade pode resultar em uma órbita. Note que as órbitas não precisam de ser circular
Que velocidade essa bala de canhão teria que atingir para entrar em órbita ?
Bem resumidamente….
Velocidade de escape é definido como sendo a velocidade mínima que um objeto deve atingir a fim de escapar do campo gravitacional da Terra ou qualquer outro planeta variando amplamente com base na massa do corpo. A velocidade de escape da Terra é 11.2 km/s (25,022 mph ou cerca de Mach 37), que só pode ser alcançado por foguetes poderosos.

Velocidade de escape em alguns astros:
Sol…………………. 617,7 km / s (55 x que o da Terra)
Mercúrio…………..4,25 km / s
Vênus………………0,46 km / s
Terra……………….11,2 km / s
Lua………………….2,38 km / s
Marte……………….5,027 km / s
Júpiter……………..59,5 km / s
Saturno……………35,5 km / s
Urano………………21,3 km / s
Netuno…………….23,5 km / s
Plutão……………..1,27 km / s

Nota: Os dois primeiros lançamentos tripulados do programa espacial americano, em 1961, não eram voos orbitais. Os foguetes disponíveis na época eram poderosos o suficiente para levar astronautas ao espaço, mas não poderia fornecer a velocidade necessária para alcançar a órbita. Estes voos eram conhecidos como voos suborbitais.

Distância e Órbita entre a Terra e Marte

A Terra e Marte são planetas vizinhos e têm algumas coisas em comum. Ambos são de natureza terrestre (isto é, rochosos), ambos têm eixos inclinados, e orbitam o Sol dentro da zona circunstelar habitável. E durante o curso de seus períodos orbitais (ou seja, um ano) ambos os planetas experimentam variações na temperatura e mudanças em seus padrões climáticos sazonais. No entanto, devido a seus diferentes períodos orbitais, um ano em Marte é significativamente mais longo do que um ano na Terra, quase o dobro do tempo. E porque suas órbitas são diferentes, a distância entre os dois planetas varia consideravelmente. Basicamente, a cada dois anos a Terra e Marte vão estar "em conjunção" (onde estão mais distantes uns do outro).

A Terra orbita o Sol a uma distância média (semi-eixo maior) de 149.598.023 km, variando de 147.095.000 km no periélio e 152.100.000 km no afélio. A essa distância, e com uma velocidade orbital de 29,78 km / s, o tempo que leva para o planeta completar uma única órbita do Sol (ou seja, período orbital) leva cerca de 365,25 dias.
A imagem (1) mostra as órbitas da Terra e de Marte. Crédito: NASA

Marte, por sua vez, orbita o Sol a uma distância média de 227,939,200 km, variando de 206,700,000 km no periélio a 249,200,000 km no afélio. Dada esta diferença de distância, Marte orbita o Sol a uma velocidade mais lenta (24,077 km / s) e leva cerca de 687 dias terrestres (ou 668,59 sols Marte) para completar uma única órbita. Em outras palavras, um ano marciano tem quase 700 dias de duração, o que equivale a 1,88 vezes o tempo de um ano na Terra. Por definição, uma "oposição Marte" ocorre quando o planeta Terra passa entre o Sol e o planeta Marte. O termo refere-se ao fato de que Marte e o Sol aparecem em lados opostos do céu. Por causa de suas órbitas, oposições ocorre a cada 2 anos e 2 meses, 779,94 dias da Terra para ser preciso. De nossa perspectiva aqui na Terra, Marte parece estar se erguendo no leste assim como o Sol se põe no oeste.
A cada dois anos, a Terra passa por Marte enquanto orbitam ao redor do Sol. Crédito: NASA (Imagem - 2)

Por fim, a Terra e Marte não orbitam o Sol exatamente no mesmo plano, ou seja, suas órbitas são ligeiramente inclinadas em relação umas às outras. Devido a isso, Marte e a Terra se tornam mais próximos uns do outro apenas a longo prazo. Por exemplo, a cada 15 ou 17 anos, uma oposição ocorrerá dentro de algumas semanas do periélio de Marte. Quando acontece quando a Marte está mais próxima do Sol (chamada "oposição perihelic"), Marte e Terra ficam particularmente próximos.
No entanto, as abordagens mais próximas entre os dois planetas só acontecem ao longo dos séculos. Para tornar as coisas ainda mais confusas, ao longo dos últimos séculos, a órbita de Marte tem se tornado cada vez mais alongada, levando o planeta ainda mais próximo do Sol no periélio e ainda mais distante no afélio. Assim, futuras oposições trará a terra e Marte ainda mais perto.

As Estações do Ano

A órbita da Terra em torno do Sol não é exatamente um círculo. A órbita da Terra em torno do sol é ligeiramente elíptica. Portanto, a distância entre a Terra e o Sol varia ao longo do ano. Em seu ponto mais próximo da elipse, que é a órbita da Terra em torno do Sol, a Terra fica a 147.166.462 km do sol. Este ponto é conhecido como periélio e ocorre em janeiro.
No seu ponto mais distante a Terra fica a 152.171.522 km do sol. Este ponto é chamado afélio que ocorre em julho (figura abaixo).

A ligeira elipse (órbita da terra) tem um impacto quase desprezível sobre a quantidade de energia solar que está sendo recebido pela Terra. Essa diferença é de apenas 3,3%. A Terra leva 365 dias, 5 horas, 48 minutos e 46 segundos (365,242199 dias) para fazer uma volta completa em torno do sol.

Muitas pessoas acreditam que as estações da Terra tem relação com a distância da Terra ao Sol. Mas não é bem assim. Em vez disso, a Terra tem estações porque o eixo de rotação do nosso planeta é inclinado em um ângulo de 23,5 graus em relação ao nosso plano orbital (plano da órbita da Terra em torno do sol). A inclinação do eixo da Terra é chamado obliquidade.
Ao longo de um ano, o ângulo de inclinação não varia. Em outras palavras, o eixo norte terrestre esta sempre no mesmo sentido que aponta para o espaço. Neste momento a direção é mais ou menos na direção da estrela que chamamos de Polaris, a Estrela do Norte. Mas a orientação da inclinação da Terra em relação ao Sol é que muda à medida que orbita o Sol. Em outras palavras, o hemisfério norte está orientado para o sol durante metade do ano e longe do sol para a outra metade. O mesmo acontece com o hemisfério sul (Solstício de inverno e verão - Equinócio de outono e primavera).

Quando o hemisfério norte esta orientado para o sol, essa região da Terra aquece devido a um ângulo mais direto, portando, verão. As estações no hemisfério sul ocorre em momentos opostos ao hemisfério norte. Norte verão e Sul inverno.
Resumindo: A Terra gira sobre o seu eixo, que está inclinado em 23,5 graus. Esta inclinação resulta nos diferentes graus de radiação solar na Terra, isto é, o sol emite raios que atingem a superfície da terra em diferentes ângulos. Estes raios transmitem altos nível de energia quando atingem a Terra em um ângulo reto (90°). As temperaturas nessas áreas tendem a ser muito quentes (próximas ao equador). Em outros locais, onde os ângulos são menores, tendem a ser mais frio(próximas aos polos).
Como a Terra gira sobre seu eixo inclinado em torno do Sol, diferentes partes da Terra receber níveis diferentes de energia radiante. Isso cria as estações do ano.
Nota: A Terra gira sobre seu próprio eixo em um sentido anti-horário em um ângulo de 23,4 graus.

É importante falar alguma coisa sobe o chamado Ciclos de Milankovitch.
Mudanças cíclicas na órbita da Terra em relação ao Sol, os chamados ciclos de Milankovitch, têm sido relacionados com os últimos períodos glaciais e interglaciais. Estes ciclos incluem mudanças na excentricidade da Terra, inclinação axial e precessão (figura abaixo).

Excentricidade é a forma da órbita da Terra em torno do sol, que pode mudar de menos a mais elíptica ao longo de um período de cerca de 100.000 anos. Mudanças na inclinação axial representam alterações no eixo da Terra em relação ao seu plano da órbita em torno do sol. Oscilações que variam gama na inclinação axial de 22,5 a 24,5 graus e ocorrem a cada 41 mil anos. Precessão representa oscilação lenta da Terra à medida que gira sobre seu eixo. Precessão tem uma periodicidade de 23.000 anos.

Pontos de Lagrange

Se você colocar um asteroide exatamente na mesma órbita que a Terra, o que aconteceria? Será que ele iria permanecer na órbita? se afastaria? Ou iria colidir com nosso planeta? A resposta depende exatamente de onde você vai colocar o asteroide. Há cinco pontos sobre ou perto da órbita da Terra, conhecidos como os pontos de Lagrange, onde um asteroide permanecerá estacionário em relação à Terra.
O matemático italo-francês Joseph-Louis Lagrange descobriu cinco pontos especiais na vizinhança de duas massas em órbita, onde uma massa, menor pode orbitar a uma distância fixa a partir das massas maiores.

Pontos de Lagrange: Lagrange mostrou que três corpos podem estar nos vértices de um triângulo equilátero, que gira no seu plano. Se um dos corpos é suficientemente maciço em comparação com as outros dois, então a configuração triangular é aparentemente estável. Corpos em tais pontos são por vezes referido como Troianos. O ápice líder do triângulo é conhecido como o principal ponto de Lagrange ou L4; o vértice mais distante é o ponto traseiro de Lagrange ou L5. Colinear com os dois grandes corpos são L1, L2 e L3, são pontos de equilíbrio que podem às vezes ser locais úteis para a nave espacial orbitar, por exemplo, a Sonda SOHO.

Exemplo: imagine a Terra ao redor do Sol em uma órbita circular. Depois, há cinco pontos de Lagrange, onde podemos colocar um satélite. Três deles ficam em uma linha através do Sol e da Terra. L1 está entre o Sol e a Terra, L2 está na mesma direção da Terra, mas um pouco mais distante, e L3 é o oposto da Terra, ligeiramente mais distante.

Os outros dois pontos de Lagrange são menos óbvios. L4 está na órbita da Terra cerca de 60 graus à frente da Terra, enquanto L5 em órbita da Terra a cerca de 60 graus por detrás da Terra.
Todos os planetas do nosso Sistema Solar têm pontos de Lagrange, assim como a Terra. Resumindo: Pontos de Lagrange são locais no espaço onde as forças gravitacionais e o movimento orbital de um corpo equilibrar um ao outro.

O que você está vendo acima é uma animação do movimento relativo da Terra e do Sol. A bola amarela no meio é o Sol, o azul de pequeno porte é a Terra, e os pontos marcados verdes são os ‘lugares estacionários
A importância de Lagrange não termina com estes pontos. Tudo isso nos leva a algo chamado “distribuição de energia potencial gravitacional”. Mas isso é assunto pra mais tarde…OK

Lua - Perigeu e Apogeu

Desde muito tempos as pessoas olhavam para a Lua com respeito e admiração. E como o tempo passou, os estudiosos e os astrônomos começaram a observá-la regularmente e calcular a sua órbita. Ao fazê-lo, eles aprenderam algumas coisas bastante interessantes sobre o seu comportamento. Por exemplo, a Lua tem um período orbital que é o mesmo que o seu período de rotação. O que significa que ele sempre apresenta a mesma face para nós, uma vez que orbita em torno do nosso planeta.

E durante o curso da sua órbita, que também aparece maior e menor no céu, é devido ao fato de que às vezes é menor do que das outras vezes. Para começar, a Lua segue uma trajetória elíptica ao redor da Terra com uma excentricidade média de 0,0549, o que significa que sua órbita não é perfeitamente circular. Sua distância orbital média é de 384.748 km, que varia de 364,397 km no seu perigeu, para 406,731 km no seu apogeu.

Comparação de tamanho aparente da Lua no perigeu e no apogeu. Crédito: Wikipedia Commons / Tomruen. Esta órbita não circular provoca variações na velocidade angular da Lua e tamanho aparente, uma vez que se move na direção e longe de um observador na Terra. Quando está cheia e em seu ponto mais próximo da Terra (perigeu), a Lua pode parecer 10% maior e 30% mais brilhante do que quando está em um ponto mais distante em sua órbita (apogeu). Esta órbita não circular provoca variações na velocidade angular da Lua e tamanho aparente. A inclinação média da órbita da Lua ao plano da eclíptica (ou seja, o caminho aparente do Sol através do céu) é de 5,145 °.

Devido a esta inclinação, a lua está acima do horizonte no Pólo Norte e do Sul por quase duas semanas a cada mês, embora o Sol esteja abaixo do horizonte durante seis meses do ano. O período orbital sideral da Lua e período de rotação são as mesmas 27,3 dias. Este fenômeno, conhecido como rotação síncrona, é o que permite que o mesmo hemisfério seja visto por um observador na Terra o tempo todo. Daí porque o outro lado é coloquialmente conhecido como o “Dark Side”, mas este nome é enganador. Como as óbitas da Terra e da Lua são diferentes, partes estão na luz solar ou a escuridão em momentos diferentes e nenhum dos lados está permanentemente escuro ou iluminado.
Fonte: http://www.universetoday.com

De Onde Vem os Cometas ?

Afinal…O que são cometas e de onde eles aparecem ? Vamos entender um pouco sobre esses viajantes cósmicos…
Cometas foram sempre consideradas como “bolas de neve sujas”, ou simplesmente grandes blocos de gelo misturado com uma pequena quantidade de gelo e poeira. Recentemente, esta visão tem sido contestada por observações feitas por experimentos da NASA, como a sonda Stardust.

Um cometa é um corpo celeste pequeno e gelado que orbita ao redor do sol. Ele é constituído por um núcleo sólido (gelo, de gás e pó), um coma gasoso (vapor de água, CO2, e outros gases) e uma cauda longa (feito de pó e gases ionizados). A cauda se desenvolve quando o cometa está perto do sol. Sua cauda de íons sempre aponta para longe do sol, por causa da força do vento solar. A cauda pode atingir mais 250.000 mil quilômetro de comprimento. Os cometas são visíveis apenas quando estão perto do sol em suas órbitas altamente excêntricas.
O núcleo é o centro congelado de um cometa. Ele é composta de gelo, gás e poeira. O núcleo contém a maioria da massa do cometa com um tamanho variando entre 1 a 10 km de diâmetro ou um pouco mais.

Foto do Cometa Hale-Bopp, tirada pelo astrônomo americano Johnny Horne. Notem a cor azulada da cauda de gás do cometa e a cor amarelo-esbranquiçada da cauda de poeira. http://www.cdcc.usp.br

O coma é uma bolha aproximadamente esférica de gás que rodeia o núcleo de um cometa, que pode atingir cerca de um milhão de km de diâmetro ou mais. O coma é composto de vapor d’água, dióxido de carbono, amônia, poeira e gases neutros. O coma e o núcleo constituem a cabeça de um cometa. Existem dois tipos de caudas de cometas:
A cauda de poeira contém pequenas partículas sólidas que são aproximadamente do mesmo tamanho e muito fina. Esta cauda é formada porque a luz solar empurra essas pequenas partículas, para longe do núcleo do cometa. A “pressão” da luz solar é relativamente fraca e as partículas de poeira acabam por formar uma difusa cauda curvada.

Forma-se então uma cauda de íons de gás quando a luz solar ultravioleta quebra um ou mais elétrons de átomos de gás no coma, tornando-os íons (um processo chamado ionização). O vento solar, em seguida, carrega esses íons em linha reta para fora e longe do sol. A cauda resultante é reta e estreita. Ambos os tipos de caudas pode estender-se por milhões de quilômetros no espaço. E quando o cometa se dirige para longe do Sol, sua cauda se dissipa, o seu coma desaparece no espaço.

De onde vêm os cometas ?

Cometas são encontrados em duas regiões principais do sistema solar: o Cinturão de Kuiper e a nuvem de Oort. Existem dois tipos de cometas: Cometas de período curto e cometas de longo período.
Cometas de curto período são cometas que, frequentemente, retornam ao interior do sistema solar provavelmente vem do Cinturão de Kuiper além da órbita de Netuno. Os astrônomos estimam que este cinturão contém pelo menos 200 milhões de objetos, que se mantiveram inalterados desde o nascimento do sistema solar a 4,6 bilhões de anos.
Cometas de longo período são o que podem levar milhares de anos para completar suas órbitas, são objetos que tem origem na Nuvem de Oort, um vasto conjunto de corpos congelados numa parte exterior do sistema solar. Estima-se que a Nuvem de Oort esta a uma distâncias de 50.000 vezes a distância da Terra ao sol.

O cometas da Nuvem de Oort, como os do Cinturão de Kuiper, provavelmente se originou na região do sistema solar entre Júpiter e Netuno, mas foram expulsos para a Nuvem de Oort devido a forte gravidade dos planetas gigantes.
Os cometas são expulsos da Nuvem de Oort e do Cinturão de Kuiper pela força da gravidade de um outro objeto, um planeta, uma estrela, ou um outro pequeno corpo. Eles, então, começam a sua jornada em direção ao interior do sistema solar e consequentemente em direção ao sol.
Planetas têm órbitas quase circulares, diferente dos cometas que têm órbitas alongadas em torno do sol. Um cometa está no “afélio”, quando sua órbita está mais distante do sol. O “periélio” acontece quando o cometa está mais próximo do sol. Devido ao momento angular, um cometa viaja mais rápido no periélio e vai diminuindo a velocidade à medida que se afasta do sol, isto é, se aproxima do afélio.

Os cometas podem ser classificados pelo seu período orbital, ou seja, o tempo que leva para fazer uma viagem completa ao redor do sol. Cometas com períodos orbitais curtos e intermediários de menos de 200 anos, como o Cometa Halley, cujo período orbital é de 76 anos passam a maior parte de seu tempo entre Plutão e sol. Esses cometas originalmente são formados no Cinturão de Kuiper, mas um “empurrão” gravitacional dos planetas, principalmente Júpiter, pode empurra-los para mais perto do sol.
Um cometa de longo período tem um período orbital de mais de 200 anos. O cometa Hale-Bopp, por exemplo, completa uma órbita a cada 4.000 anos. Os cientistas acreditam que este tipo de cometa passa a maior parte do seu tempo na Nuvem de Oort na borda mais distante do nosso sistema solar.