FÍSICA-1580405156448

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FÍSICA
Física -Concepção Contemporânea; De Ciência; Astronomia; O Universo; A Criação Da Matéria E O Big Bang; Radioati-
vidade E A Energia Do Sol; Sistema Solar; Matéria; Energia; Combustíveis Fósseis: Petróleo, Carvão E Gás Natural ...... 01
Conhecimentos Básicos E Fundamentais: Noções De Ordem De Grandeza. Notação Científica. Sistema Internacional De 
Unidades. Metodologia De Investigação: A Procura De Regularidades E De Sinais Na Interpretação Física Do Mundo. 
Observações E Mensurações: Representação De Grandezas Físicas Como Grandezas Mensuráveis. Ferramentas Básicas: 
Gráficos E Vetores. Conceituação De Grandezas Vetoriais E Escalares. Operações Básicas Com Vetores. ........................... 43
O Movimento, O Equilíbrio E A Descoberta De Leis Físicas – Grandezas Fundamentais Da Mecânica: Tempo, Espaço, 
Velocidade E Aceleração. Relação Histórica Entre Força E Movimento. Descrições Do Movimento E Sua Interpretação: 
Quantificação Do Movimento E Sua Descrição Matemática E Gráfica. Casos Especiais De Movimentos E Suas Regulari-
dades Observáveis. Conceito De Inércia. Noção De Sistemas De Referência Inerciais E Não Inerciais. Noção Dinâmica De 
Massa E Quantid De Movimento (Momento Linear). Força E Variação Da Quantidade De Movimento. Leis De Newton. 
Centro De Massa E A Ideia De Ponto Material. Conceito De Forças Externas E Internas. Lei Da Conservação Da Quantida-
de De Movimento (Momento Linear) E Teorema Do Impulso. Momento De Uma Força (Torque). Condições De Equilíbrio 
Estático De Ponto Material E De Corpos Rígidos. Força De Atrito, Força Peso, Força Normal De Contato E Tração. Dia-
gramas De Forças. Identificação Das Forças Que Atuam Nos Movimentos Circulares. Noção De Força Centrípeta E Sua 
Quantificação. A Hidrostática: Aspectos Históricos E Variáveis Relevantes. Empuxo. Princípios De Pascal, Arquimedes E 
Stevin: Condições De Flutuação, Relação Entre Diferença De Nível E Pressão Hidrostática ...................................................... 45
Energia, Trabalho E Potência – Conceituação De Trabalho, Energia E Potência. Conceito De Energia Potencial E De 
Energia Cinética. Conservação De Energia Mecânica E Dissipação De Energia. Trabalho Da Força Gravitacional E Energia 
Potencial Gravitacional. Forças Co Servativas E Dissipativas. ................................................................................................................. 78
A Mecânica E O Funcionamento Do Universo – Força Peso. Aceleração Gravitacional. Lei Da Gravitação Universal. Leis 
De Kepler. Movimentos De Corpos Celestes. Influência Na Terra: Marés E Variações Climáticas. Concepções Históricas 
Sobre A Origem Do Universo E Sua Evolução. ............................................................................................................................................. 87
Fenômenos Elétricos E Magnéticos – Carga Elétrica E Corrente Elétrica. Lei De Coulomb. Campo Elétrico E Potencial Elé-
trico. Linhas De Campo. Superfícies Equipotenciais. Poder Das Pontas. Blindagem. Capacitores. Efeito Joule. Lei De Ohm. 
Resistência Elétrica E Resistividade. Relações Entre Grandezas Elétricas: Tensão, Corrente, Potência E Energia. Circuitos 
Elétricos Simples. Correntes Contínua E Alternada. Medidores Elétricos. Representação Gráfica De Circuitos. Símbolos 
Convencionais. Potência E Consumo De Energia Em Dispositivos Elétricos. Campo Magnético. Imãs Permanentes. Li-
nhas De Campo Magnético. Campo Magnético Terrestre. ..................................................................................................................... 92
Campo E Potencial Elétrico Associados A Uma Carga Puntiforme E Uma Distribuição Simples De Cargas, Princípio Da 
Superposição, Conceitos Fundamentais ......................................................................................................................................................... 96
Oscilações, Ondas, Óptica E Radiação – Feixes E Frentes De Ondas. Reflexão E Refração. Óptica Geométrica: Lentes E 
Espelhos. Formação De Imagens. Instrumentos Ópticos Simples. Fenômenos Ondulatórios. Pulsos E Ondas. Período, 
Frequência, Ciclo. Propagação: Relação Entre Velocidade, Frequência E Comprimento De Onda. Ondas Em Diferentes 
Meios De Propagação. .........................................................................................................................................................................................108
O Calor E Os Fenômenos Térmicos – Conceitos De Calor E De Temperatura. Escalas Termométricas. Transferência De Ca-
lor E Equilíbrio Térmico. Capacidade Calorífica E Calor Específico. Condução Do Calor. Dilatação Térmica. Mudanças De 
Estado Físico E Calor Latente De Transformação. Comportamento De Gases Ideais. Máquinas Térmicas. Ciclo De Carnot. 
Leis Da Termodinâmica. Aplicações E Fenômenos Térmicos De Uso Cotidiano. Compreensão De Fenômenos Climáticos 
Relacionados Ao Ciclo Da Água. ......................................................................................................................................................................127
Exercícios - Provas Anteriores ...........................................................................................................................................................................151
1
FÍSICA
FÍSICA -CONCEPÇÃO CONTEMPORÂNEA; DE 
CIÊNCIA; ASTRONOMIA; 
O UNIVERSO; A CRIAÇÃO DA MATÉRIA E O 
BIG BANG; RADIOATIVIDADE E A
 ENERGIA DO SOL; SISTEMA SOLAR; 
MATÉRIA; ENERGIA; COMBUSTÍVEIS 
FÓSSEIS: PETRÓLEO, CARVÃO E GÁS 
NATURAL
Concepção Contemporânea de Ciência
No percurso histórico da ciência diferentes lentes fo-
ram utilizadas para fenomenalizar a natureza e construir 
conhecimentos. Essa construção se estabeleceu de forma 
peculiar nos diferentes contextos históricos e comunidades 
científicas de cada época, sendo caracterizada por méto-
dos distintos de se fazer ciência, os quais se tornaram valio-
sas formas de legitimação da produção de conhecimento 
da ciência.
Sagan (1998) defende a idéia de que o método cien-
tífico seja uma das formas de produção de conhecimento 
mais bem sucedida, isso por gerar diferentes situações em 
que o homem pôde superar seus limites e transformar a 
sua inter-relação com a natureza. A extinção de doenças 
endêmicas, a “conquista” do espaço, a decodificação ge-
nética, dentre outras tantas maravilhas produzidas, tem 
seu fundamento na produção de conhecimentos científi-
cos, que por sua vez aconteceram a partir de um método 
científico. Em contrapartida, vale ressaltar que os métodos 
e concepções científicas que permearam a ciência, apesar 
de propiciarem pontos positivos, muitas vezes funciona-
ram como um muro, gerando obstáculos epistemológicos 
à ciência. Nas palavras de Feyerabend (1977, p.43) “todas 
as metodologias, mesmo as mais óbvias, têm limitações”.
Várias concepções se formaram ao longo da história 
da ciência sobre o processo de construção intelectual de 
conhecimentos. Nesse percurso, apesar da Ciência receber 
influências filosóficas que datam desde a Antiguidade, é a 
partir do século XVI, em um período regido por aconteci-
mentos como a ruptura hegemônica religiosa e a quebra 
do modelo geocêntrico, que se instalaram os valores filo-
sóficos que, por mais tempo influenciaram a produção de 
conhecimento científico.
Nesse período histórico, séculos XVI e XVIII, acontece 
a queda da ordem feudal representada pelo Absolutismo 
e, por conseguinte, a consolidação da sociedade capita-
lista. A classe burguesa em ascensão inicia um processo 
de valorização da ciência, outorgando-lhe a incumbência 
de construir novos instrumentos de trabalho. Diante desse 
novo cenário histórico, a ciência marcada por valores como 
a quantificação e os testes empíricos, recebe uma forma 
de legitimação de verdades, antes promulgada pela Igreja 
(Henry, 1998).
Nessa atmosfera consolida-se uma das concepções fi-
losóficas de longo alcance e forte influência na construção 
científica até o século XXI, o positivismo. Essa correntede 
pensamento tem sua origem no empirismo desde a Anti-
guidade. Porém, as bases concretas se instauram na Idade 
Moderna, que tem início no século XVI, solidificando-se 
no século XVIII. O contexto histórico é o do capitalismo 
de Estado e da constituição da classe burguesa, fazendo 
convergir interesses econômicos, políticos e ideais de ra-
cionalidade (Zambiasi, 2006).
O modelo de racionalidade fundamenta-se nas ciências 
naturais, tendo como centro a matemática e, por conse-
quência, passa a ser regida por um rigoroso determinismo, 
apoiando-se na formulação de leis à luz de regularidades 
observadas. Nessa perspectiva, que caracteriza o paradig-
ma das ciências modernas, “o rigor científico afere-se pelo 
rigor das medições” e conhecer passa ser compreendido 
como quantificar, dividir e classificar (Sousa Santos, 1988, 
p.5). Em outras palavras, a natureza torna-se descritível por 
meio da matemática, passando a ser percebida como uma 
espécie de laboratório, em que o fenômeno é compreen-
dido em suas partes e o experimento interpretado sob o 
olhar de uma “teoria econômica e bela” (Henry, 1998, p.10).
A nova mentalidade prática e utilitarista do homem 
burguês o conduziu gradativamente à libertação da con-
cepção medieval voltada para a vida após a morte e a valo-
rizar o homem e a natureza, não apenas contemplando-a, 
mas aproveitando-a como fonte de riqueza e acumulação.
Neste contexto, “para o homem moderno, cioso de 
uma objetividade que o levasse à compreensão dos fenô-
menos e das leis que constituem o cosmos, era fundamen-
tal a experiência da natureza, descobrir suas leis através de 
um método eficiente – o método experimental” (Zambiasi, 
2006, p. 70).
Nesse período, ocorre a substituição das ideias e ati-
tudes, predominantemente instrumentalistas de Galileu 
e Descartes, para uma perspectiva mais realista (Henry, 
1998). O conhecimento científico tornou-se um conheci-
mento confiável por ser comprovado objetivamente, no 
qual as teorias científicas deveriam ser derivadas, de ma-
neira rigorosa, da obtenção dos dados da experiência, ad-
quiridos por observação e experimentação, ou seja, uma 
ciência objetiva (Trivinõs, 2006).
O positivismo da ciência se consolida no século XIX 
com o francês Augusto Comte (1798-1857) ao defender a 
substituição de uma especulação racional da filosofia pelos 
dados positivos da ciência. Em suas ideias Comte salienta 
uma postura científica baseada na exaltação da observação 
dos dados reais. Neste sentido, o termo positivo passa a ser 
inserido segundo uma concepção do real em oposição às 
formas metafísicas predominantes da filosofia da época e, 
numa visão reducionista, a ciência torna-se a única forma 
de conhecimento válida. Em outras palavras, “o significado 
do conhecimento para o positivismo é definido como aqui-
lo que as ciências fazem” (Martins e Bicudo, 1989, p. 11).
Um traço marcante do positivismo se instaurou defini-
tivamente com o Círculo de Viena, denominado positivismo 
lógico. Esse influente grupo de discussão, estabelecido pelo 
alemão Carnap e o austríaco Schlick, ao final da década de 
1920, desenvolveu vários aspectos dessa visão de ciência, 
unindo os métodos da lógica à postura empirista. A abor-
dagem endossada pelos positivistas lógicos era o tradicio-
2
FÍSICA
nal método hipotético-dedutivo e a verificação, a qual, por 
meio de reiterados testes, era considerada o melhor crité-
rio para determinar o quanto poderia ser válida uma teoria. 
Caso os testes confirmassem uma teoria, dir-se-ia que ela 
havia sido verificada (Reale, 1981; Mayr, 2008). Quanto a 
este fato, Mayr (2008) ressalta que, embora a verificação 
fortaleça muito as teorias, o método de validar uma teoria 
pela sua verificação levou, muitas vezes, ao que posterior-
mente mostrou ser uma teoria errada. Consequentemente, 
o século XX teve início com uma forte tendência da visão 
positivista e reducionista de mundo, separando o conhe-
cimento em campos especializados, a teoria da prática, a 
ciência da ética, a razão do sentimento e a mente do corpo 
(Behrens, 2003).
Independente de suas vertentes, o positivismo caracte-
rizou-se pela retomada de alguns aspectos da tradição ilu-
minista. Entre eles, a tendência a considerar os fatos empí-
ricos como a única base do verdadeiro conhecimento, pela 
fé na racionalidade científica como solução dos problemas 
da humanidade e uma confiança não crítica e superficial na 
estabilidade e no crescimento sem obstáculos da ciência 
(Reale, 1981).
Outra característica marcante do positivismo baseia-se 
na ideia de que a ciência é progressiva e cumulativa na 
aquisição de conhecimentos científicos e, portanto, distinta 
e superior a qualquer outro tipo de conhecimento.
A presença de valores positivistas como a percepção 
da Ciência como uma produção de conhecimento linear e 
cumulativa, e ainda, sua utilização como legitimadora de 
verdades, tem alcançado o século XXI e o período histórico 
contemporâneo. Esse conjunto de valores consolidados a 
partir da Ciência Moderna tem se mostrado como compo-
sitores de um paradigma que apesar de ter perdido forças, 
ainda se apresenta em vigor (Lampert, 2005;Sousa Santos, 
1988).
Em contrapartida, esta visão salvacionista e inquestio-
nável da ciência adentrou, na segunda metade do século 
XX, ao que Kuhn (1998) considera como uma crise no in-
terior de um paradigma. Outros teóricos denominam esse 
período de crise na ciência da pós-modernidade, caracte-
rizando-o em um contexto histórico no qual o conceito, os 
critérios de certeza, a validade dos métodos da ciência e 
sua relação com a realidade são questionadas e reavalia-
das (Lyotard, 1998). Nas palavras de Moles (1995, p. 16) “a 
ciência tal como a conhecemos não nos fala quase do que 
é impreciso, do que é flutuante, do que muda e só se repe-
te aproximativamente”, pois prefere “as correlações fortes 
entre as variáveis ao invés das correlações fracas da vida”.
De acordo com Lampert (2005) o positivismo perdeu 
seu monopólio e credibilidade, não sendo mais capaz de 
explicar a complexidade e a grande gama de fenômenos. 
No denominado Paradigma da Ciência Contemporânea, 
mencionado por alguns autores como Paradigma da Pós- 
Modernidade, pautado nas teorias da própria ciência, as 
verdades inquestionáveis da visão positivista e reducionista 
esbarram nas incertezas e nas imprevisibilidades; a estabi-
lidade e o determinismo confrontam-se com a entropia e 
flutuações, a reversibilidade com a irreversibilidade e evo-
lução, a linearidade com a complexidade; a ordem com a 
desordem e caos, a simples causalidade com a multicausa-
lidade (Moraes, 1997; Behrens, 2003).
Todavia, concorda-se com Latour (2000) que a Pós-Mo-
dernidade apresenta-se como um sintoma. Um sintoma de 
uma sociedade que vive as metanarrativas modernas, mas, 
paradoxalmente, mostra-se contrária na tentativa de com-
preender como esses discursos vêm se produzindo. Assim, 
esse movimento pós-moderno, representado como Para-
digma da Ciência Contemporânea, caracteriza-se não por 
um momento histórico, posterior à modernidade, pois, os 
tempos contemporâneos ainda são marcados por valores 
modernos, como a crença da Ciência como única maneira 
possível de ler o mundo.
Cabe ressaltar que, os valores pertinentes ao Para-
digma da Ciência Contemporânea, não são aqui destaca-
dos como forma de socorro aos problemas apresentados 
pelos valores da Ciência Moderna. Contudo, os sintomas 
contemporâneos vêm como forma de aceitar a humildade 
diante de questões do conhecimento, para se conscientizar 
da fragilidade da ciência e se aceitar o questionamento pe-
rante a validação de verdades (Chassot, 2003).
Na Biologia, as conclusões do Projeto Genoma Huma-
no (PGH), no início deste século, possibilitaram o despertar 
para as limitações da ciência e, ainda, para a ruptura de 
conceitos e da ingênua linearidade do progresso científico.
Como uma das maiores e mais divulgadas empreita-
das da genética molecular, o PGH teve início em 1990 com 
a tarefa de mapeare sequenciar o genoma humano e a 
promessa de revelar “quem somos”. Os ecos dessas con-
cepções positivistas e deterministas, intensamente propa-
gados pela imprensa, provocaram o entusiasmo de grande 
parcela da população pela perspectiva da longevidade, da 
cura do câncer e outras doenças geneticamente transmis-
síveis. Entretanto, os membros da academia, incluindo os 
participantes do próprio PGH, manifestavam inquietações 
pelas implicações éticas, sociais e legais que esses conheci-
mentos poderiam gerar.
Todavia, a perspectiva de descobrir “o que significa ser 
humano”, da cura imediata de doenças genéticas por meio 
da identificação e manipulação dos genes, foi mitigada com 
as publicações de uma extensa lista de letras, simbolizan-
do a ordem de 3,2 bilhões de bases que compõem o DNA 
humano. Tais informações revelaram pouco em termos de 
genes, genótipo e fenótipo, permitindo com que o genoma 
se mostrasse como uma entidade complexa, interagindo 
de forma igualmente complexa com a célula, o organismo 
e o ambiente, rompendo o conceito de simples causalidade 
entre gene e informação. Utilizando as palavras de Keller 
(2002), na decodificação das sequências de nucleotídeos.
[...] podemos ler pelo menos um reconhecimento tácito 
de quão grande é o abismo entre “informação” genética e 
significado biológico”. 
É claro, a existência desse abismo foi intuída há muito 
tempo, e, não sem frequência, podíamos ouvir vozes acau-
teladoras tentando nos prevenir. Somente agora, porém, 
começamos a sondar as profundezas desse abismo, ma-
ravilhando-nos não com a simplicidade dos segredos da 
vida, mas com sua complexidade (Keller, 2002, p.19).1 
1 Fonte: www.reec.uvigo.es Fernanda Peres Ramos/Marcos Ce-
sar Neves/Maria Júlia Corazza.
3
FÍSICA
Em resumo, no início do século XX as idéias de Einstein 
e Popper revolucionaram a concepção de ciência e método 
científico. Os princípios tidos com incontestáveis no século 
passado foram cedendo seu lugar à atitude crítica. A partir 
deles desmistificou-se a concepção de que método cientí-
fico é um procedimento regulado por normas rígidas que 
o investigador deve seguir para a produção do conheci-
mento científico. Sendo assim, há tantos métodos quantos 
forem os problemas analisados e os investigadores exis-
tentes.
Na ciência contemporânea, a pesquisa é resultado de-
corrente da identificação de dúvidas e da necessidade de 
elaborar e construir respostas para esclarecê-las. A inves-
tigação científica desenvolve-se porque há necessidade de 
construir uma possível resposta ou solução para um pro-
blema, decorrente de algum fato ou conjunto de conheci-
mentos teóricos.
A ciência atual reconhece que não existem regras para 
uma descoberta, assim como não há para as artes. A ativi-
dade do cientista é semelhante a do artista. Os pesquisa-
dores podem seguir caminhos diversos para chegar a uma 
conclusão.
Analisando a história da ciência, constata-se que muito 
de seus princípios básicos foram modificados ou substituí-
dos em função de novas conjeturas ou de novos padrões. 
Aconteceu quando Galileu modificou parte da mecânica de 
Aristóteles e Einstein fez o mesmo com Newton.
A concepção contemporânea da ciência está muito 
distante das visões aristotélica e moderna, nas quais o co-
nhecimento era aceito como científico quando justificado 
como verdadeiro. O objetivo da ciência ainda é o de criar 
um mundo cada vez melhor para vivermos e atingir um 
conhecimento científico sistemático e seguro de toda rea-
lidade.
A ciência demonstra ser uma busca, uma investigação, 
contínua e incessante de soluções e explicações pra os pro-
blemas propostos.2
Astronomia
Mais antiga do que qualquer outra ciência da qual se 
possa falar, a Astronomia nasce no contexto das necessi-
dades de sobrevivência dos povos primitivos. Fenômenos 
celestes ligados às atividades agrícolas e às estações do 
ano logo foram percebidos, inclusive na Mesopotâmia e 
no Egito. Na Pré-História, os homens registravam suas ex-
periências em pedras, cavernas (pinturas rupestres), túmu-
los, esculturas e megalitos (rochas), sendo que estas fontes 
foram importantes para os ´arqueoastronomos` constata-
rem registros astronômicos datando de 50.000 anos atrás. 
Observações astronômicas por volta do 3º milênio a.C., 
segundo estudos realizados em várias regiões da Europa, 
envolviam o conhecimento dos movimentos do Sol, da Lua 
e das estrelas. Percebeu-se durante observações diurnas 
e noturnas que o Sol, assim como a Lua, apresentava si-
tuações semelhantes. O Sol exibia afastamentos máximos 
iguais após 365 dias e a Lua apresentava uma trajetória 
em relação às estrelas, mudando seu aspecto aparente, o 
2 Por Marcos Antonio
que significava as fases da Lua. E viu-se que as estrelas não 
mudavam suas posições relativas, mas apresentavam-se 
agrupadas formando constelações.
Não havendo definições específicas para tratar com os 
astros, sua presença no céu foi identificada com os deuses 
ou como sendo símbolos de deuses. Este fato torna fácil 
compreender o que levou os nomes dos planetas do Sis-
tema Solar a receberem os nomes dos antigos deuses gre-
gos. O desenvolvimento da Astronomia se confunde com 
o surgimento da Astrologia. A observação dos movimentos 
das estrelas, da Lua e dos planetas eram assumidos como 
indicadores do destino do homem. Observando o céu, 
percebia-se que os planetas desenvolviam uma trajetória 
conhecida como “laçada”, que era quando se deslocavam 
no sentido oeste-leste ou leste-oeste, havendo alteração 
de suas posições em relação à Eclíptica (a trajetória solar 
em um ano). A medida que se passavam as gerações, os 
povos antigos acumulavam maiores experiências sobre as 
observações do céu. Povos como os mesopotâmicos, os 
egípcios, os chineses, os indús e os fenícios, entre outros, 
são alguns dos quais teriam tido acesso aos conhecimen-
tos dos ancestrais no decorrer do desenvolvimento das ci-
vilizações da Europa e da Asia.
Na Mesopotâmia, a Astronomia foi tanto uma ciência 
observacional como também matemática. Por exemplo, os 
mesopotâmicos criaram a divisão sexagesimal, que era ba-
seada no número 60. Fizeram a divisão do círculo em 360º, 
sendo cada grau em 60 minutos e cada minuto em 60 se-
gundos de grau, do que fazemos uso até hoje. Outra inven-
ção dos mesopotâmicos já utilizada antes foi a ´semana`, a 
qual se propagou muito pelos povos da Antiguidade, tam-
bém usada até hoje. Na ótica deles, os planetas eram deuses 
que influenciavam os acontecimentos da Terra. Adoravam a 
cada planeta (deus), sendo a ordem de sua devoção a partir 
do dia do Sol a seguinte:
1. Sol, o deus mais importante entre os demais, pre-
sidindo a 1ª hora; 
2. Vênus: Presidia a 2ª hora;
3. Mercúrio: Presidia a 3ª hora;
4. Lua: Presidia a 4ª hora;
5. Saturno: Presidia a 5ª hora;
4
FÍSICA
6. Júpter: Presidia a 6ª hora;
7. Marte: Presidia a 7ª hora;
8. Outra vez o Sol.
No dia seguinte, a ordem era passada para um astro 
adiante, isto é, as horas presididas começavam pela Lua, já 
que este seria seu dia, e se seguia como na ordem acima, 
sendo Saturno para a terceira hora, Júpiter para a quarta 
hora, Marte para a quinta, e assim por diante. O dia que 
se seguia era de Marte (terceiro), o seguinte de Mercúrio 
(quarto), e depois de Júpiter (quinto) e seguia-se os de Vê-
nus (sexto) e de Saturno (sétimo). Tais tempos de 7 dias 
coincidiam-se com as fases da Lua: Lua-Nova, Quarto-
Crescente, Lua-Cheia, Quarto-Minguante e outra vez Lua-
Nova. Assim originou-se a semana.
O mais antigo instrumento astronômico que se conhe-
ce é o Gnomon, sendo ele uma haste longa e afinada es-
tabelecida verticalmente ao solo, que projeta uma sombra 
por meio da qual a posição do Sol pode ser conhecida. É 
deste instrumento que vem os primeiros relógios solares.
No Egito, diferentemente da Mesopotâmia, a matemá-
tica não teve grande desenvolvimento. O calendário egípcio 
marcava um ano com 360 dias, dividido em 12 meses de 
30 dias cada um. As estações do ano egípcioeram: Inunda-
ção, Inverno (saída das águas) e Verão (falta de água). Entre 
um ano e outro consideravam mais 5 dias (epagômenos). A 
duração do ano foi determinada pelos nasceres helíacos da 
estrela Sírius (a estrela mais brilhante), a qual era chamada 
Sótis (o período sotíaco de 1456 anos é de grande importân-
cia para o estudo da história egípcia).
Na Antiga Grécia, o modo de ver os fenômenos da na-
tureza passou por alterações significativas, já que tudo dali 
em diante seria visto racionalmente (abandono do apelo 
mitológico). Os gregos herdaram certos conhecimentos 
dos mesopotâmios e dos egípcios sobre matemática e 
astronomia, mas na Grécia a ênfase dada à matemática e 
à Astronomia foi muito maior do que naquelas nações. A 
partir de Tales de Mileto, no século VI a.C., a astronomia 
grega teve seu início. Tales teria previsto um eclipse do Sol 
por volta de 585 a.C., de acordo com os relatos de Heró-
doto. Aristóteles dizia que Tales defendia a tese de que a 
água era uma substância original da qual tudo o que existe 
se formava. Não se tem certeza se Tales deixou algum es-
crito sobre seus teoremas matemáticos. Entre os discípulos 
de Tales estavam: Anaximandro, Anaxímenes e Anaxágoras. 
Anaximandro acreditava que a Terra flutuava sem nenhum 
apoio, sendo ela um dos mundos originados no ´Apeiron`, 
a origem de tudo. Anaxímenes afirmava ser o ´ar` a subs-
tância fundamental, não a água ou o Apeiron. Ao que pare-
ce, foi ele quem afirmou pela primeira vez que a Lua refletia 
a luz do Sol. Anaxágoras (de quem Sócrates foi discípulo) 
não aceitou a divindade do Sol e da Lua, o que o levou a 
ser acusado de ímpio. O Sol era para ele uma rocha incan-
descente, enquanto a Lua era outra Terra no céu. O filósofo 
grego Pitágoras acreditava em números e figuras geomé-
tricas perfeitas, tendo a Terra como uma esfera, já que isso 
lhe parecia mais estético. Outros filósofos antigos da Gré-
cia foram Filolau de Crotona, Platão, Aristóteles, Aristaco 
de Samos, entre outros. Para Filolau o universo era Piro-
cêntrico, isto é, ocupado por um Fogo Central, a casa de 
Zeus. Deste momento em diante desenvolve-se a Astrono-
mia teórica dos gregos. Eudoxo, discípulo de Platão, criou 
o Modelo das Esferas Concêntricas, formada por 27 esferas 
com eixos inclinados entre si. Este modelo tentava explicar 
os movimentos dos planetas, do Sol e da Lua. Foram neces-
sárias várias esferas para representar o movimento de cada 
astro celeste, incluindo as laçadas dos planetas. Aristóteles, 
discípulo de Platão, construiu um universo parecido, finito 
e limitado no espaço, cujas esferas concêntricas o torna-
va hierarquizado. Fora da esfera mais externa nada existia, 
nem o tempo nem o vácuo. Para Aristóteles os elementos 
fundamentais eram a terra, a água, o fogo, o ar (terrestres) 
e o éter (divino), sendo este último o elemento da perfei-
ção que dominava todo o universo. Já os elementos imper-
feitos dominavam o mundo sub-lunar, onde a imperfeição 
prevalecia. As ideias aristotélicas perduraram por mais de 
2000 anos.
O Heliocentrismo (Sol como centro do universo) sur-
giu no século III a.C. com Aristarco de Samos, astrônomo 
e matemático grego de Alexandria. Segundo uma evidên-
cia, Aristarco teria observado um solstício no ano 281 a.C. 
O que sabemos de Aristarco se deve a relatos de autores 
como Arquimedes, Plutarco, Aécio, Estobeo e Galeno. Uma 
proposta de Aristarco citada por Arquimedes foi a de que 
a órbita da Terra ao redor do Sol era apenas um ponto se 
comparada à esfera de uma estrela fixa. Eainda, Plutarco 
cita um episódio no qual Aristarco quase foi acusado de 
ímpio por haver proposto que a Terra rotacionava ao redor 
de seu eixo polar e que translacionava ao redor do Sol. Os 
outros autores mostram concordância ao afirmarem que 
Aristarco dizia que a Terra e os demais planetas giravam 
em torno do Sol. Mais tarde, Nicolau Copérnico retomaria 
a idéia do Heliocentrismo. Antes disso, Seleuco do século II 
a.C., também adotou o Heliocentrismo, não sendo adotada 
por mais nenhum outro astrônomo da Antiguidade. Era-
tóstenes, da Escola de Alexandria no século III a.C., realizou 
vários trabalhos importantes, entre eles o “crivo”, usado 
ainda hoje na construção de tábuas de números primos, 
o sistema de coordenadas geográficas e, ao que parece, o 
primeiro a utilizar um globo representativo da Terra. É co-
nhecido também por escrever o tratado “Sobre a posição 
das estrelas”, além de sua mais famosa façanha: a deter-
minação das dimensões da Terra pelo método do “poço 
de Siene”, descrito por Cleômedes no livro “Do movimento 
circular dos corpos celestes” em 50 a.C. Assim, Eratóstenes 
pode calcular a circunferência da Terra, o raio, sua superfí-
cie e seu volume. Outro trabalho importante no campo da 
5
FÍSICA
matemática foi realizado por Apolônio de Perga, o qual se 
chamou “Conicus”, um tratado sobre as cônicas, que viria 
a ser utilizado por Isaac Newton mais tarde. Tido como o 
maior astrônomo da Antiguidade, Hiparco de Nicéia rea-
lizou diversos trabalhos no campo astronômico. Escreveu 
em torno de 14 tratados de Astronomia, Matemática, Geo-
grafia e Mecânica, dos quais nada restou infelizmente (so-
brando apenas fragmentos de um poema astronômico de 
Arato). Nesta época, os instrumentos astronômicos mais 
utilizados eram o Gnomon, a Clepsidra, o Relógio-de-Sol, a 
Esfera armilar, a Balestilha e o Triqueto. Hiparco criou ainda 
o Astrolábio, instrumento usado para determinar as distân-
cias angulares e a altura dos astros na direção do horizonte. 
O astrolábio foi usado por um grande período, alcançando 
a época das grandes navegações dos séculos XV e XVI. O 
último grande astrônomo da Antiguidade foi Claudio Pto-
lomeu, o qual difundiu a concepção de universo de Aristó-
teles no seu “Megale Syntaxis” (traduzida por ´Almagesto` 
pelos árabes), construindo um modelo complexo de epici-
clos e equantes, entre outros, que se chamou Sistema Geo-
cêntrico de Ptolomeu. Ptolomeu descobriu ainda a refração 
atmosférica e um movimento lunar chamado Evecção.
Nicolau Copérnico
No início da Idade Média o estudo da Astronomia foi 
abandonado. Muitos dos conhecimentos gregos se perde-
ram. Pouca ênfase se dava à filosofia grega naquela épo-
ca. Os árabes ficaram entusiasmados com o saber grego, o 
que levou à tradução dos antigos textos do grego para o 
árabe. Os árabes não se destacaram em ciências, mas con-
tribuiram para a conservação dos textos. Após o século X, 
os estudiosos da Igreja Católica começaram a traduzir os 
textos árabes, desta vez para o latim. Isso se intensificou 
muito, até que os textos de Aristóteles foram reencontra-
dos. Foi então que o acúmulo de conhecimentos levou à 
necessidade da fundação das Universidades nos séculos XII 
e XIII, quando o saber cristão se funde com o saber grego, 
dando origem ao pensamento escolástico. A teoria geo-
cêntrica foi ensinada nas Universidades até o século XV, 
quando o monge polonês Nicolau Copérnico apareceu 
com outra teoria, divulgada só depois de sua morte. Seu li-
vro “De Revolutionibus Orbium Coelestium” afirmava que a 
Terra e os outros planetas giravam em torno do Sol, sendo 
ele o centro do universo, não a Terra. Segundo esta con-
cepção, o universo era composto por esferas nas quais os 
planetas estavam a girar em torno do Sol, sendo a última 
esfera a das estrelas fixas. Este modelo se chamou Sistema 
Heliocêntrico, o qual foi adotado por outros estudiosos no 
início da Renascença. No século XVI, o astrônomo dinamar-
quês Tycho Brahe fez diversas observações precisas sobre 
os movimentos dos planetas e as localizações das estrelas, 
dados que mais tarde foram utilizadas por outro astrôno-
mo: seu jovem discípulo, chamado Johannes Kepler. Este, 
no uso dos dados anteriores obtidos por seu mestre, pode 
elaborar 3 leis sobre o movimento planetário, incluindo 
o fato de que as órbitas dos planetas não eram círculos 
como se acreditava até então, mas eram ´elipses` em torno 
do Sol. No século XVII, o astrônomo italiano GalileuGa-
lilei introduziu o uso de instrumento óptico nas observa-
ções. Utilizando uma luneta, Galileu pode ver as crateras 
da Lua, os satélites de Júpter, as manchas solares, estrelas 
que não eram visíveis a olho nú e as fases de Vênus. Por 
pouco Galileu não vai parar na fogueira da Inquisição, pois 
suas afirmações, assim como as de Copérnico, iam contra 
os princípios da Igreja Cristã, que acreditava que a Terra era 
o centro do universo. No final do século XVII, o matemáti-
co, físico e astrônomo inglês Isaac Newton formula a Lei da 
Gravitação Universal, a qual descreve a base da mecânica 
celeste. Newton criou o cálculo infinitesimal, a teoria cor-
puscular da luz e uma teoria das cores. Inventou o teles-
cópio refletor e foi o primeiro a estudar o espectro de luz.
Entre os astrônomos do século XVIII, alguns dos mais 
importantes são Giovanni Domenico Cassini, John Flams-
teed, Edmund Halley, Wilhelm Herschel, Pierre Laplace e 
Johan Gauss. As descobertas do químico inglês William 
Hyde Wollaston, das riscas negras no espectro solar, e do 
óptico alemão Joseph Von Fraunhofer, de que havia cente-
nas de riscas solares (raias de Fraunhofer), deram impulso 
ao desenvolvimento da Astrofísica, sobretudo pelas des-
cobertas dos cientistas alemães Gustav Kirchhoff e Robert 
Bunsen, de que cada elemento apresentava no seu es-
pectro um conjunto de raias que lhes era característico. A 
determinação da constituição do Sol e dos demais astros 
foi possível graças a estas descobertas. Em paralelo com a 
Astrofísica desenvolvia-se muito rapidamente a Matemáti-
ca, a Química e a Física. A primeira classificação espectral 
das estrelas foi realizada no século XIX pelo astrônomo ita-
liano Pietro Angelo Secchi, após analisar vários espectros 
estelares disponíveis na época. Ao lado da Espectroscopia 
desenvolviam-se técnicas como a Fotometria (análise da 
quantidade de luz emitida pelos astros) e a Fotografia As-
tronômica (que permitia fixar tais luzes), entre outras téc-
nicas, juntamente com a construção de telescópios cada 
vez melhores. A publicação da Teoria da Relatividade Geral 
de Albert Einstein no início do século XX gerou grandes 
mudanças na Física, incitando novos horizontes para a 
Cosmologia. A criação de telescópios de grande potência 
permitiu a observação de milhares de outras galáxias, além 
da descoberta do planeta Plutão, que até então era desco-
nhecido. A Radioastronomia se desenvolveu muito depois 
da Segunda Guerra Mundial, inclusive com o uso dos com-
6
FÍSICA
putadores, o que contribuiu também para o desenvolvimento da Astronomia de modo geral. Observações importantes são 
feitas atualmente e sondas cada vez mais sofisticadas são enviadas para explorar o espaço.
INSTRUMENTOS ASTRONÔMICOS
A forma de observação do céu a olho nu é muito importante para o estudante de Astronomia. Porém, trata-se de uma 
forma muito limitada de observar, já que limitada é a nossa visão. Na busca por vencer os limites da visão, o homem cons-
truiu instrumentos que lhe tornasse possível uma observação mais adequada dos corpos celestes. No início, os instrumen-
tos eram muito simples, geralmente feitos de madeira e de metais, que eram úteis para a medição das distâncias angulares 
em relação ao horizonte, assim como para determinar as posições ou as coordenadas celestes. O primeiro instrumento 
utilizado para observar os astros foi introduzido por Galileu Galilei em 1609, que utilizou uma luneta aperfeiçoada por ele. 
Posteriormente, vários outros instrumentos de observação foram criados, ampliando grandemente nossos conhecimentos 
astronômicos.
A observação dos astros através destes instrumentos nos é possível porque estes emitem ou refletem luz, uma dentre 
as formas de radiações eletromagnéticas. Estas radiações se propagam pelo espaço à velocidade de 299.792,6 km/s (no 
vácuo) sob forma de energia. As grandezas desta energia emitida são basicamente a frequência da onda e o comprimento 
da onda. Quando maior é a frequência, menor é o comprimento da onda e vice-versa. E quanto maior é a frequência, maior 
é a energia da radiação. Podemos assinalar tais grandezas através da tabela que se segue:
Características principais das radiações eletromagnéticas
_____________________________________________________________________
 DENOMINAÇÃO Comprimento de onda Frequência típica Energia típica
 (A = 10 m) (Hz) (eV)
Raios g menor que 0,1 A 1020 4 x105
Raios X 0,1 a 100 A 1018 4 x103
Ultravioleta 100 a 4.000 A 1016 40
Luz visível 4.000 a 8.000 A 1014,5
Infravermelho 8.000 a 1.000.000 A 1013 0,4
Ondas de rádio maior que 1.000.000 A 106 4 x10 –9
 ____________________________________________________________________
De acordo com os dados da tabela: Decorre-se que a luz visível é apenas uma pequena faixa dentre as radiações eletro-
magnéticas (entre 4000 A e 8000 A); os feixes policromáticos caracterizam os diferentes comprimentos de ondas emitidas 
pelos astros. Quando os valores dos comprimentos de onda são muito próximos, o feixe denomina-se monocromático. 
Nem todas as radiações atravessam a atmosfera terrestre (uma limitação à observação astronômica). Faixas de ondas de 
rádio (geralmente entre 1 mm e 2 m), radiação infravermelha próxima e, em certos casos, faixas de ultravioleta, podem ser 
vistas da superfície terrestre; radiações outras como raios X, gama, entre as demais, podem ser vistas somente com o uso 
de foguetes, satélites ou sondas espaciais (que cheguem às mais altas camadas atmosféricas ou que saia para fora dela).
Dependendo da densidade do material atingido pela radiação eletromagnética, há um padrão de variação. A diferen-
ça de densidade entre o meio atingido e o meio de proveniência da luz resulta em alterações conhecidas como refração 
e reflexão. Se a luz, após atingir uma superfície, volta para o meio do qual provém, tem-se um caso de reflexão. Se a luz 
atravessa a superfície do meio atingido, exibindo uma mudança na velocidade e na propagação, tem-se um caso de refra-
ção. Devida à propriedade reflectiva dos metais, os espelhos são formados por camadas finas de metal que são aderidas a 
vidros transparentes. Eles são bons refletores de luz, sendo por isso utilizados na confecção dos instrumentos astronômi-
cos. Usa-se para tal finalidade os espelhos esféricos e os parabólicos côncavos (coletores de luz), constituindo a objetiva 
dos telescópios. Os parabólicos proporcionam melhor convergência para um foco, obtendo-se uma imagem mais precisa 
do que os esféricos, que não convergem para o mesmo foco (aberração esférica). Fenômenos como absorção da radiação 
incidente, a dispersão e a polarização da luz ocorrem juntamente com os fenômenos de reflexão e refração. A dispersão 
da luz é uma separação dos diferentes tipos monocromáticos que a constitui (isso é facilmente observado através do uso 
de um prisma, através da qual a luz se dispersa, gerando um espectro de cores diferentes, fato que havia sido detectado 
em 1666 por Isaac Newton). Os três espectros verificados no século XIX foram: espectros contínuos, espectros de emissão 
e espectros de absorção.
Os telescópios, instrumentos utilizados para observar objetos afastados, são também chamados, sendo eles coletores 
de luz, de ´telescópios refletores`. Os dois telescópios refletores mais utilizados são:
7
FÍSICA
1. Telescópio de Newton – Os raios luminosos pene-
tram por um tudo, tendo na parte inferior a objetiva (espe-
lho côncavo). A partir dai os raios convergem para seu foco, 
depois de haverem passado pelaocular (conjunto de lentes 
que produzem a imagem aumentada para o observador).
 2. Telescópio de Cassegrain – A objetiva, possuindo 
uma perfuração central que faz a luz dirigir-se para um es-
pelho secundário, próximo à boca do tubo, gera uma refle-
xão. O resultado da nova reflexão faz a luz passar de volta 
pela objetiva, convergindo para a perfuração, estando ai 
localizada a ocular por onde a observação é feita.
As lunetas (telescópios refratores) são formadas por 
lentes, tanto a objetiva quanto a ocular do instrumento. Os 
dois tipos principais são:
1. Luneta de Galileu – Possui como objetiva, uma len-
te biconvexa de grande distância focal. A ocular é formada 
por uma lente divergente de pequena distância focal e de 
pequeno diâmetro.
1. Luneta de Kepler – Luneta astronômica (usada ge-
ralmente para observação dos astros) que fornece imagem 
invertida do objeto observado. É constituida por uma ob-
jetiva convergente e por uma ocular também convergente.
Outros instrumentos astronômicos de grande impor-
tância em Astronomia são: a Câmara Schmidt, o Círculo 
Meridiano, o Astrolábio Danjon, o Tubo Zenital e os Ra-
diostelescópios. O instrumento de Schimidt é um sistema 
óptico produzido com base em uma lente corretora; o ins-
trumento meridiano é utilizado para determinar a posição 
dos astros e estudar seus movimentos, inclusive os da Ter-
ra; o instrumento Danjon é um sistema astrométrico que 
permite o estudo dos movimentos dos astros; o instrumen-
to Zenital é um sistema astrométrico com base em uma 
luneta que se usa para fotografar a região do zênite, e as-
sim determinar a posição do astro que passa pelo local; os 
instrumentos Radiotelescópios são mecanismos especiais 
constituídos por antenas parabólicas capazes de captar as 
ondas de rádio dos corpos celestes.
 Entre algumas das importantes características 
dos instrumentos astronômicos estão: a ´abertura do ins-
trumento` (equivalente ao valor do diâmetro de sua obje-
tiva), a ´abertura relativa` (divisão da distância focal da ob-
jetiva pelo seu diâmetro) e a ´magnitude limite` (indicação 
do menor brilho necessário do astro para que ele possa 
ser observado ao telescópio). Os principais telescópios e 
radiaotelescópios do mundo são o Telescópio Refletor do 
Observatório Astrofísico Espacial (pela União Soviética – 
em operação desde 1977), Telescópio Refletor de Monte 
Palomar (Califórnia – em operação desde 1947), Telescó-
pio Refrator de Yerkes (próximo de Chicago – em operação 
desde 1897), Telescópio Refrator de Lick (Califórnia – em 
operação desde 1888), Radiotelescópio Fixo de Arecibo 
8
FÍSICA
(Porto Rico – em operação desde 1963), Radiotelescópio 
Móvel do Instituto Max Planck (Alemanha Ocidental – em 
operação desde 1971) e Radiotelescópio de Jodrell Bank 
(Inglaterra – em operação desde 1957). estudo em Astro-
nomia, porém de finalidade didática. São construidos com 
lâmpadas de alta intensidade, instaladas em esferas que 
possuem aberturas com dispositivos ópticos especiais, as-
sociados a placas com perfurações milimétricas. Estas per-
mitem a projeção do aspecto do céu estrelado em uma 
abóbada artificial. Acoplados ao instrumento, os projetores 
permitem a projeção dos planetas visíveis a olho nu: Mer-
cúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno, assim como o Sol e 
a Lua, os cometas, as estrelas variáveis, a Via Láctea e os 
eclipses. Os dispositivos mecânicos associados permitem 
a reprodução do movimento diurno da Esfera Celeste, o 
movimento anual do Sol, movimento e fases da Lua, mo-
vimentos dos planetas e de precessão dos equinócios. Por 
isso, os Planetários são instrumentos muito úteis para o en-
sino da Astronomia.
O PLANETA TERRA
Na ordem de distância do Sol, a Terra é o terceiro pla-
neta do Sistema Solar. O desenvolvimento da vida na Terra 
foi possível devido à sua distância do Sol (150 milhões de 
quilômetros), às condições atmosféricas e à presença de 
água em estado líquido, entre outras características essen-
ciais à vida. Embora sejam muitas as teorias propostas para 
explicar a origem da Terra, há uma concordância geral no 
que diz respeito a data de sua formação, sendo esta com-
patível, ao que tudo indica, com a época da formação do 
Sol, há cerca de 5 bilhões de anos atrás, como resultado da 
condensação de gás e poeira existente na Via Láctea.
No início a Terra estaria em estado gasoso e em altíssi-
ma temperatura. Foi resfriando-se com o passar do tempo, 
devido a frequente irradiação de luz e calor para o espaço. 
Após pelo menos algumas centenas de milhões de anos, a 
Terra atingiu uma temperatura bem mais baixa, a ponto de 
permitir que a vida pudesse se desenvolver na superfície. 
Mais antes disso, a solidificação dos materiais primitivos 
deram início à formação da Crosta terrestre primitiva, em 
torno de 4,6 bilhões de anos atrás, considerando as análi-
ses feitas em rochas radioativas. Esta fase, até a formação 
da crosta primitiva, é chamada de Era Primitiva da Terra. Em 
seguida, teve início a Era Primária, mais conhecida como 
Período Pré-Cambriano, que durou uns 4 bilhões de anos. 
O resfriamento contínuo fez com que a crosta se tornasse 
mais espessa, quando ocorreram as precipitações de águas 
resultantes da condensação de vapor d`água da atmosfera 
primitiva. Estas águas deram origem aos oceanos a medida 
que se depositavam sobre a superfície terrestre. Foi pro-
vavelmente nos mares que as formas mais primitivas de 
vida surgiram, em torno de 3,5 bilhões de anos atrás. Após 
esse período, iniciava-se o Paleozóico, que durou uns 350 
milhões de anos. São desta época os vestigios e fósseis de 
animais e plantas encontrados nas rochas. O período que 
se seguiu foi o chamado Mesozóico, que durou cerca de 
165 milhões de anos. Neste período surgiram os primeiros 
grandes mamíferos e aves. O período Cenozóico constitui 
o último grande período, dividido em Terciário (com dura-
ção de 60 milhões de anos) e o Quaternário (iniciado a uns 
2,5 milhões de anos atrás). Foi nesta época que surgiram 
os primeiros hominídeos. Em torno de 100.000 anos atrás 
surgiu finalmente o Homo Sapiens, a espécie humana.
 A forma e as dimensões da Terra foram por muito tem-
po alvo de questionamentos, inclusive de antigos filósofos. 
Aristóteles verificou que a Terra deveria ter forma esférica, 
uma vez que sua sombra projetada na Lua era sempre cir-
cular. O geógrafo e astrônomo grego da Escola de Alexan-
dria, Eratóstenes, pôde determinar as dimensões da Terra 
no século III a.C., com uma precisão considerável: Utilizan-
do a distância entre as cidades de Alexandria e Siene, ele 
fez um cálculo que apontou o raio desde o comprimento 
da circunferência da Terra entre um ponto e outro, com 
7,2º de seu valor angular, o que significa para nós uma di-
ferença entre 5 e 15% em relação aos dados atualmente 
obtidos. Porém, no século XVII, Isaac Newton demonstrou 
através da sua Mecânica Clássica que não sendo a Terra um 
corpo rígido e estando animada de movimento de rotação, 
ela não pode ser esférica, mas ter a forma de um ´elipsóide 
de revolução`, sendo achatada em seus pólos. No século 
XVIII, investigações realizadas na Lapônia, no Equador e no 
Peru comprovaram as previsões de Newton, quando en-
tão se adotou o modelo de elipsóide de revolução como 
sendo a forma da Terra. Mais tarde se determinou outra 
forma para a Terra, fazendo-se uso de triangulações geo-
désicas (para determinar com maior precisão os arcos de 
Meridiano e a forma da superfície terrestre), os quais mos-
traram que a Terra não tinha uma forma elipsoidal perfei-
ta. A idealização de uma superfície chamada ´Geóide`, de-
senvolvida recentemente, estabelece um modelo que nos 
permite uma descrição matemática através da aceleração 
da gravidade em pontos diferentes da superfície da Terra 
(através de aparelhos chamados Gravímetros). A partir de 
1957, com o lançamento de satélites artificiais, determi-
nou-se mais precisamente o Geóide, graças às anomalias 
percebidas no movimento destes satélites, produzidaspela 
distribuição não uniforme da massa terrestre. Entre as for-
mas do Geóide e as elipsoidal e esférica, há uma diferença 
cujo valor é muito menor que o valor do raio terrestre, o 
que faz da Terra um astro de forma praticamente esférica, 
que é o modo como os astronautas a vêem do espaço.
As coordenadas geográficas de um lugar são recursos 
importantes para se determinar a posição de pontos es-
pecíficos na superfície terrestre. Os pólos geográficos são 
os pontos de intersecção do eixo de rotação da Terra. O 
círculo máximo perpendicular ao eixo de rotação da Terra é 
chamado Equador Terrestre ou Geográfico, o qual divide a 
Terra em dois hemisférios. Os círculos menores que pode-
mos traçar paralelamente ao Equador são os Paralelos de 
Latitude Terrestre ou Geográfica. Círculos máximos perpen-
diculares ao Equador terrestre são chamados Meridianos 
Terrestres ou Geográficos. Assim, através de círculos dese-
nhados na Terra, é possível definir as coordenadas geográ-
ficas de um lugar:
1. Latitude Geográfica – Todos os pontos do Equador 
terrestre tem latitude geográfica igual a 0º. Pontos ao norte 
do Equador têm latitudes maior que 0º, variando até 90º, 
que é o pólo geográfico norte. Latitudes ao sul do Equador, 
igualmente, variam de 0º a 90º, o pólo geográfico sul. A 
latitude é simbolizada pela letra grega f (“fi”).
9
FÍSICA
2. Longitude Geográfica – Medido entre o Meridiano 
do lugar e o Meridiano que passa por Greenwich, na In-
glaterra. Se extende de 0º a 180º para leste ou para oeste 
de Greenwich. A longitude é simbolizada pela letra gre-
ga l (“lâmbda”).
O planeta Terra apresenta uma constituição significati-
vamente conhecida atualmente, graças a frequentes inves-
tigações científicas. Podemos dividir a Terra em Atmosfera, 
Crosta, Manto e Núcleo. A atmosfera constitui a camada 
gasosa que envolve a superfície terrestre. Os gases que a 
compõem são principalmente o Nitrogênio (78%) e o Oxi-
gênio (21%). Entre os demais gases (1%), o Argônio é o 
de maior proporção. Além destes, a atmosfera apresenta 
também vapor de água e partículas de poeira (importan-
tes para os fenômenos atmosféricos). A atmosfera pode 
ser dividida ainda em Troposfera, Tropopausa, Estratosfera, 
Ionosfera e Exosfera, principalmente. É na Troposfera e na 
Tropopausa que estão localizadas a maior parte das nú-
vens do céu (formadas pela evaporação das águas de rios 
e oceanos). Na Estratosfera encontra-se a camada de Ozô-
nio, gás importantíssimo para a vida humana, já que ele 
absorve a maior parte da radiação ultravioleta proveniente 
do Sol (suficientemente violenta para causar a destruição 
da vida humana). Na Ionosfera ocorrem os meteoros (lumi-
nosidades móveis causadas por meteoritos que entram na 
atmosfera) e as auroras (luminosidades causadas pelas in-
terações entre partículas atômicas emitidas pelo Sol e a at-
mosfera). A Crosta terrestre possui uma espessura variável, 
mas que normalmente não excede os 40 km. É constituí-
da de um grande número de elementos, principalmente o 
Oxigênio (47%) e o Silício (28%), com menores quantidades 
de Alumínio, Ferro, Cálcio, Sódio, Potássio e Magnésio, en-
tre vários outros que formam minerais e rochas. O Manto, 
região mais interna, pode ter espessura de cerca de 3.000 
km. Aqui a matéria é de alta temperatura e em estado líqui-
do. Os vulcões lançam à superfície matéria proveniente do 
Manto. As movimentações no interior do Manto causam o 
que se chama ´deriva dos continentes`. Pesquisas geológi-
cas e paleontológicas mostroram que a Pangea é resultante 
deste fenômeno de deriva, o que estabeleceu que a Crosta 
deve ser formada por placas de matéria sólida chamadas 
“tectônicas”, que estão se interagindo movendo-se sobre 
o Manto. O Núcleo, parte mais interna da Terra, sendo os 
conhecimentos a seu respeito obtidos através da Sismolo-
gia ou de estudos de abalos sísmicos artificiais. Evidências 
obtidas recentemente apontam para o fato de o Núcleo 
poder ser constituido por um raio externo de 2000 km de 
espessura em estado líquido, e um mais interno, com raio 
de 1200 km em estado sólido. Possivelmente é formado 
pelos elementos Ferro e Níquel, com uma densidade de 10 
a 12 vezes a da água.
Em sua obra publicada em 1687, Philosophiae Naturalis 
Principia Mathematica, Isaac Newton discorre sobre a teoria 
formulada por ele, a Gravitação Universal, na qual explica 
que dois corpos quaisquer se atraem mutuamente por exer-
cerem forças gravitacionais entre si. Estas forças são propor-
cionais às massas dos corpos e inversamente proporcionais 
ao quadrado da distância entre os mesmos. Assim, quanto 
mais distante dois corpos estiverem, menor será a força gra-
vitacional entre eles. A constante de proporcionalidade cha-
mada Gravitacional (G) é expressa pelo valor da constante 
universal: 6,7 x 10–11 N.m2/kg2.
Além da força gravitacional, há também a força mag-
nética. Esta é exercida por ímãs sobre certos materiais e em 
partículas eletrizadas. Quando um corpo ou uma partícula 
está sofrendo uma força, tem-se uma situação chamada 
de ´campo de força`, sob ação da qual estes materiais se 
encontram. A Terra, possuindo uma grande massa, equiva-
lente a 6 sextilhões de toneladas (6 x 1024 kg), exerce gran-
de força atrativa sobre os corpos, produzindo sua queda 
livre em direção ao solo. O valor aproximado da aceleração 
gravitacional é g = 9,8 m/s2. Assim, além do campo gra-
vitacional, a Terra possui também um campo magnético, 
fazendo dela um ímã gigante que atrai para si as partículas 
eletrizadas que há em torno do planeta. As auroras polares 
(austrais e boreais) que ocorrem na Terra se debe a este 
campo magnético, pois as partículas atômicas (principal-
mente prótons e elétrons) emitidas pelo Sol são capturadas 
pelo campo magnético terrestre e levadas para próximo 
dos pólos magnéticos (perto dos pólos geográficos), inte-
ragindo com os gases atmosféricos. A Terra sofre a ação de 
forças gravitaconais do Sol e de outros planetas desde as 
condições iniciais de sua origem. Por isso, o planeta Terra 
está animado dos movimentos de rotação (girando em tor-
no de seu eixo), de translação (girando em torno do Sol), 
de precessão (com eixo perpendicular em relação a sua ór-
bita) e de nutação (relacionado ao movimento da Lua em 
torno da Terra e sua ação gravitaicional). A Terra também 
realiza outros deslocamentos como os de acompanhar o 
movimento do Sol para o Apex e o de rotação da Galáxia.
A LUA
No passado, a Lua foi admitida como sendo um astro 
muito próximo da Terra, devido ao rápido movimento que 
apresentava. Porém, não se sabia sua distância, o que mais 
tarde seria estimado pela primeira vez através dos traba-
lhos de Aristarco de Samos e de Hiparco na Antiga Grécia. 
No século XVII, Galileu observou que a Lua possuia relevos 
parecidos com os da Terra. Mais tarde, com o avanço da 
tecnologia, estas e outras características da Lua vieram a 
ser conhecidas detalhadamente pelos tripulantes que che-
garam à sua superfície, bem como se fez através de sondas 
não tripuladas. O diâmetro angular da Lua, como a vemos 
da superfície da Terra, apresenta-se medindo aproximada-
mente 0,5º. No século II a.C., o astrônomo grego Hiparco 
de Nicéia fez pela primeira vez a estimativa das dimensões 
reais ou lineares da Lua, fazendo uso dos métodos do as-
trônomo Aristarco de Samos, através da observação de 
um eclipse da Lua. Sabia-se que o eclipse era provocado 
pela passagem da Lua pela sombra da Terra projetada no 
espaço. Assim, fazendo uso das medições feitas anterior-
mente por Eratóstenes, Hiparco conseguiu estabelecer a 
distância entre a Terra e a Lua com precisão considerável. 
Nos séculos XVII e XVIII, através do método de paralaxe 
trigonométrica, a distância da Lua foi mais precisamente 
determinada. A determinação da paralaxe da Lua feita por 
Lacaille e Lalande apontou o valor de 57 minutos de arco. 
Recentemente, a distância da Lua foi determinada com 
10
FÍSICA
maior precisão através do uso de raios laser. Por meio de um refletorespecial instalado na Lua quando os astronautas da 
Apollo XI estiveram lá, a distância da Lua foi constatada pela medida do tempo de ida e volta dos sinais emitidos. Hoje se 
sabe que a Lua se encontra à uma distância de 384.400 km (centro a centro) da Terra.
Ao movimentar-se em torno da Terra, a Lua descreve uma órbita elíptica, com excentricidade igual a 0,0549, perfazen-
do uma trajetória com um ponto mais próximo (perigeu) e com um ponto mais distante (apogeu). Quando a Lua passa 
deslocando-se do sul para o norte da Eclíptica, tem-se o chamado ´nodo ascendente`. Quando passa deslocando-se do 
norte para o sul, tem-se o ´nodo descendente`. A Lua tem sua posição igualada a cada 18,61 anos aproximadamente, pois 
sua órbita é influenciada pela força gravitacional do Sol. A velocidade da Lua também sofre modificações, apresentando 
no perigeu o valor máximo de sua velocidade, e no apogeu lunar, o valor mínimo. Assim, a Lua acompanha a Terra em sua 
viagem em torno do Sol. Como a trajetória da Lua é sempre voltada para a direção do Sol, ela é sempre côncava, embora 
seja algo difícil de ser percebido imediatamente.
 Em certas ocasiões, a Lua, a Terra e o Sol ficam alinhados na mesma direção, em posição perpendicular à Eclíptica. Es-
tando a parte da superfície lunar não iluminada pelo Sol voltada para a direção da Terra, ocorre a fase da Lua-Nova. Esta é 
uma fase chamada de Novilúnio. Quando a posição da Lua se modifica em relação à Terra e ao Sol, uma pequena parte de 
sua superfície é iluminada e inicia-se o crescente lunar. Quando metade de sua superfície pode ser vita iluminada da Terra, a 
Lua está na fase de Quarto-Crescente (7 dias após a Lua-Nova). Segue-se a esta fase o momento em que todo o hemisfério 
iluminado está voltado para a Terra, a fase de Lua-Cheia (7 dias após o Quarto-Crescente). Esta fase é chamada de Preni-
lúnio. Entrando na fase minguante, começa a diminuir a porção iluminada da Lua que pode ser vista da Terra, atingindo o 
momento em que apenas a metade de sua superfície iluminada pode ser vista, a fase de Quarto-Minguante (7 dias depois 
da Lua-Cheia). Nas últimas fases do minguante, a Lua pode ser observada acima do horizonte leste, antes do nascer do Sol, 
atingindo a fase de Lua-Nova (7 dias após o Quarto-Minguante). São 29,5 dias que separam a passagem da Lua por uma 
mesma fase duas vezes consecutivas. Este é o chamado Período Sinódico da Lua (Mês das Fases).
 Se a órbita da Lua não fosse inclinada em relação à Eclíptica, ocorreriam ao menos dois eclipses a cada mês. Os eclip-
ses da Lua ocorrem quando ela e o Sol estão próximos de nodos opostos. Penetrando no cone de sombra da Terra, pode 
ocorrer 3 tipos de eclipes: Eclipses Penumbrais (a Lua penetra apenas na região da penumbra projetada no espaço); Eclipses 
Parciais (a Lua penetra parcialmente na sombra da Terra); Eclipses Totais (a Lua penetra totalmente na sombra da Terra). 
No caso do Sol, 3 eclipses podem ocorrer: Eclipses Anulares (quando a Lua está próxima ao apogeu entre a Terra e o Sol); 
Eclipses Parciais (quando o disco do Sol é parcialmente encoberto pelo disco da Lua); Eclipses Totais (quando próxima do 
perigeu, a Lua encobre todo o disco solar). Tais fatos referem-se ao modo como estes fenômenos são vistos da Terra. Além 
do movimento de translação da Lua em torno da Terra, ela desenvolve também uma rotação em torno de um eixo imagi-
nário, inclinado cerca de 84º em relação ao plano de sua órbita. Como a rotação da Lua tem período idêntico ao período 
sideral de translação, ela sempre mostra a mesma face para a Terra. Porém, se aproximarmos mais rigorosamente do fato, 
perceberemos que mais da metade da superfície lunar pode ser vista, em função das librações lunares (observadores loca-
lizados em pontos diferentes da Terra podem ver regiões diferentes da Lua).
 Foi possível determinar a massa da Lua através de seu movimento orbital e da aplicação da Terceira Lei de Kepler (igual 
a 1/81 da massa da Terra). Sua densidade média é de aproximadamente 3,3 g/cm3. É provável que a Lua possua, assim como 
a Terra, uma crosta muito fina, um manto e um núcleo central. Suas temperaturas muito variáveis podem atingir desde 
120º acima de zero até 150º abaixo de zero. Através de telescópios pode-se observar seu relevo irregular, mares, crateras 
e montanhas. As análises feitas em rochas trazidas pelos astronautas da Missão Apollo e por sondas soviéticas automáticas 
(série Luna), concluiu-se que a matéria lunar é constituida por basaltos cuja composião é um tanto diferente dos da Terra, 
além de outros materiais. Em relação à origem da Lua, não conclusões óbvias. Pelo menos 3 teorias pretendem explicar a 
origem do satélite da Terra:
1. A Lua teria se formado a partir da Terra por um processo de ruptura;
2. A Lua teria sido formada independentemente da Terra, sendo capturada pelo campo gravitacional terrestre.
3. A Lua teria sido originada pela agregação de matéria situada nas vizinhanças da Terra, na formação do Sistema Solar.
Verificou-se, entretanto, que as rochas lunares têm idade semelhante às rochas terrestres, porém suas composições são 
diferentes. Tal evidência é uma das que fazem com que a terceira proposta acima seja atualmente a mais aceita.
O SISTEMA SOLAR
Diferentes modelos foram construidos para tentar explicar o sistema planetário. A necessidade de melhor entender os 
movimentos dos planetas e a natureza do planeta Terra, levou ao conceito de Sistema Solar. Considerando um ponto que 
vai do Sol até os limites marcados pela órbita de Plutão, obtemos uma extensão aproximada de 50 U.A. (7,5 bilhões de 
quilômetros). A hierarquia dos corpos celestes dentro do S.S., de acordo com as massas dos planetas, pode ser entendida 
na seguinte tabela:
Massa total dos componentes do Sistema Solar
__________________________________________________________________
COMPONENTE Massa Total (massa da Terra = 1)
Sol 333.000
Planetas 447,9
Satélites 0,12
Asteróides 3 x 10–4
Cometas e meteoróides 5 x 10–10
11
FÍSICA
Originalmente a palavra ´planeta` significa “errante”, 
subentendendo-se ´um astro que se desloca errantemen-
te entre as estrelas`. Mas esse significado se modificou, 
passando a indicar corpos com massas inferiores a cerca 
de 1500 massas terrestres e superior a aproximadamente 
0,001 massas da Terra (entenda-se que estes valores são 
apenas aproximados). Vejamos, portanto, as principais ca-
racterísticas dos planetas do S.S., na relação abaixo:
No século XVII, o astrônomo alemão Johannes Kepler 
estabeleceu três leis para os movimentos de translação dos 
planetas em torno do Sol, sendo elas as seguintes:
1. Lei das Órbitas – Os planetas giram em torno do Sol 
em órbitas elípticas, estando este ocupando um dos focos 
da mesma. Descreve-se tal relação por: PF + PF =Constan-
te.
2. Lei das Áreas – O segmento que une um planeta ao 
Sol descreve áreas iguais em tempos iguais.
3. Lei Harmônica – Relação entre o cubo da distância 
média de um planeta ao Sol e o quadrado do seu período 
de translação.
A distância média de um planeta ao Sol é igual ao se-
mi-eixo maior de sua órbita elíptica. Isaac Newton verificou 
mais tarde que a constante que aparece na terceira lei de 
Kepler depende da massa do Sol e da massa do planeta 
considerado. Sendo as massas dos planetas desprezíveis 
diante da massa solar, o valor da constante é considerado 
o mesmo para todos os planetas. Significa que a terceira 
lei de Kepler é de fundamental importância para calcular a 
distância média ou o período orbital dos planetas. As leis 
de Kepler são válidas também para os movimentos dos 
asteróides, meteoróides, satélites, cometas, e até mesmo 
para estrelas em sistemas binários, permitindo inúmeras 
aplicaçõesimportantes.
No século XVIII, os astrônomos Wolf e Titius descre-
veram uma relação numérica sobre a distância dos astros 
em relação ao Sol, que se tornou mais conhecida através 
do astrônomo Böde em 1778. Esta relação consiste em to-
mar-se os números 3, 6, 12, 24, …, somando-se a estes o 
número 4 e dividindo o resultado da soma por 10. Mas esta 
regra, conhecida por lei de Titus-Böde, foi formulada antes 
da descoberta dos planetas telescópicos (Urano, Netuno e 
Plutão) e também dos asteróides (a partir de 1801). Quan-
do Herschel descobriu Urano em 1781 e Piazzi descobriu 
o primeiro asteróide, Ceres, em 1801, pensava-se que tal 
relação numérica fosse realmente uma lei válida para to-
dos os componentes do Sistema Solar. Mais tarde, porém, 
verificou-se que para os valores das distâncias médias de 
Netuno e Plutão, a relação é falha. No momento não há 
uma lei segura que possa ser aplicada para tal finalidade, 
estando ainda em estudo uma formulação que expresse as 
distâncias médias dos planetas ao Sol.
As configurações planetárias modificam-se a medida 
que se movimentam em torno do Sol. O ângulo formado 
na Terra entre a direção do Sol e a direção de um planeta é 
denominado elongação. As configurações planetárias mais 
importantes são a conjunção, a oposição e as quadraturas 
para planetas exteriores à órbita da Terra, e conjunções in-
ferior e superior, assim como posições de elongação má-
xima para os planetas interiores à órbita da Terra. Algu-
mas características principais dos planetas do S.S. são as 
seguintes:
Mercúrio – É o planeta mais próximo do Sol, com elon-
gação máxima de aproximadamente 28º, e por se localizar 
entre a Terra e o Sol, apresenta fases semelhantes àquelas 
da Lua, e possui um período de rotação de 59 dias.
Vênus – Possui um movimento muito rápido, já que é o 
segundo planeta em ordem de distância ao Sol, com elon-
gação máxima de 47º, sendo suas fases observadas pela 
primeira vez por Galileu Galilei, e seu período de rotação 
é de 243 dias.
Marte – O quarto planeta em ordem de distância ao 
Sol apresenta uma atmosfera constituida principalmente 
de gás carbônico, tendo crateras, montanhas e vales na sua 
superfície, e possuindo dois satélites naturais, que são Pho-
bos e Deimos.
Júpter – Este possui um diâmetro de 11,2 vezes maior 
que o da Terra, sendo o maior planeta do S.S. e com um 
meio ambiente complexo, além de possuir uma camada de 
núvens com 240 km de espessura e atmosfera constituida 
principalmente de hidrogênio e hélio, e possuindo os sa-
télites galileanos, que são Io, Europa, Ganímedes e Calisto.
Saturno – O sexto planeta em ordem de distância do 
Sol foi observado desde a pré-história, sendo mais tarde 
descoberto que ele possui anéis a sua volta, além de 11 
satélites, sendo Titan o maior deles.
Urano – O sétimo planeta em ordem de distância do 
Sol possui um movimento de rotação em sentido retrógra-
do, sendo estimado que sua atmosfera é constituida por 
hidrogênio, hélio e metano, com temperatura da ordem de 
195º abaixo de zero, além de possuir anéis e 15 satélites, 
entre eles Miranda, Ariel, Umbriel, Titania e Oberon.
Netuno – Descoberto através de cálculos matemáticos 
comparados à Gravitação Universal de Newton, estima-se 
que sua atmosfera seja constituida principalmente de hi-
drogênio e hélio, possuindo dois satélites, que são Tritão 
e Nereida.
Plutão – O menor planeta do S.S., descoberto pela per-
sistência em rastrear a existência de outro planeta além de 
Netuno, possui órbita com alta excentricidade (0,25), fican-
do mais próximo do Sol do que Netuno durante o periélio, 
e sendo também descoberto mais tarde seu satélite, que 
foi chamado de Charon.
Os asteróides foram observados no passado no núme-
ro de 3.500. Mais recentemente, mais de 15.000 asteróides 
foram detectados através do satélite IRAS, podendo existir 
um número ainda maior. Os astrônomos procuraram ainda 
saber se havia outro planeta entre Marte e Júpter, a uma 
distância de 2,8 U.A. do Sol, de acordo com as previsões 
da lei de Böde. Então esta lei foi levada em consideração 
quando o planeta Urano foi descoberto em 1780, apresen-
tando uma distância média que estava de acordo com o 
previsto. Mais tarde, o astrônomo italiano Giuseppe Piazzi 
descobriu uma estrela na Constelação de Taurus que não 
havia sido catalogada. Percebeu depois que não era uma 
estrela, devido a mover-se muito rápido pelo céu. Na épo-
ca chegou até a achar que era um cometa. Depois, pensou-
se que era um planeta, mas viu-se que ele era menor do 
que Lua. Recebeu por isso o nome de ´planetóide`, sendo 
sugerida a denominação ´asteróide` por Herschel. Este as-
teróide recebeu o nome de Ceres. Posteriormente, Wilhelm 
12
FÍSICA
Olbers descobriu um novo asteróide, o qual se chamou Pallas. Ainda outros foram descobertos no início do século XIX, que 
se chamaram Juno e Vesta. Até o final do século XIX vários asteróides foram descobertos. A tabela a seguir mostra algumas 
características de uma pequena seleção de asteróides.
Dados sobre alguns asteróides
_____________________________________________________________________
ASTERÓIDE Ceres Pallas Juno Eros Icarus
Distância média (U.A) 2,767 2,768 2,670 1,458 1,077
Período orbital (anos) 4,60 4,60 4,36 1,76 1,12
Excentricidade 0,079 0,235 0,256 0,223 0,827
Inclinação orbital (º) 10,6 34,8 13,0 10,8 23,0
_____________________________________________________________________
Os primeiros registros sobre o aparecimento de cometas datam do terceiro milênio a.C., como se sabe dos anais as-
tronômicos chineses. Foram observados até agora cerca de 650 cometas distintos. Até o século XVI acreditava-se que os 
cometas eram fenômenos atmosféricos. Naquele século, Tycho Brahe havia mostrado que os cometas não possuiam para-
laxe perceptível, indicando serem objetos exteriores à atmosfera. Edmund Halley fez observações nas quais constatou que 
três deles surgiam em intervalos de tempo bem definidos, da ordem de 76 anos. Entendeu, portanto, se tratar do mesmo 
cometa, fazendo uma previsão para sua reaparição em 1758, o que realmente aconteceu. O cometa recebeu o nome de 
Halley em sua homenagem. Verificou-se mais tarde que há em torno de 275 cometas com órbitas elípticas (ovais), 295 com 
órbitas parabólicas (abertas) e cerca de 100 com órbitas hiperbólicas. Os meteoróides são objetos cuja constituição material 
assume massa reduzida e tamanho que pode chegar até a dimensão de um asteróide. Seus afélios estão dentro da região 
dos asteróides (2,8 U.A.). Apresentam-se como fenômenos luminosos na atmosfera, geralmente pela entrada de meteo-
róides que riscam o céu durante a noite. O brilho do objeto se dá pelo fato de que a atmosfera possui um meio em que as 
moléculas e as partículas de íons chocam-se com os corpos que chegam, gerando um atrito pelo qual há um aquecimento 
de sua superfície e a consequente emissão de radiação luminosa, como se vê da superfície da Terra. Em algumas ocasiões 
pode-se observar em torno de 20 meteoros por hora riscando o céu, o que se conhece por “chuva de meteoros”. A entrada 
destes objetos diariamente na atmosfera acrescenta 1 tonelada de massa por dia ao nosso planeta. Porém, boa parte do 
material fica dispersa pela atmosfera, chegando à superfície somente os meteoritos, os quais são classificados de acordo 
com sua constituição química em grandes grupos (condritos, acondritos, ferro-metálicos ou ferro-rochosos). Todos eles são 
formados de modo geral por ferro, outros metais e silicato. O estudo da constituição química dos meteoritos é importante 
para uma melhor compreensão das regiões externas à Terra, ou seja, são bons colaboradores para o conhecimentoda 
origem e evolução do Sistema Solar.
O SOL
A uma distância de 149.600.000 km da Terra, o Sol é a estrela mais próxima de nós, apresentando um diâmetro angular 
da ordem de 0,5º, assim como o da Lua. O volume do Sol é de aproximadamente 1.300.000 vezes o volume da Terra. Sua 
massa é de 333.000 massas terrestres, sendo sua densidade média, devido a esta grande massa, é de 1,41 g/cm3. Seu conse-
quente intenso campo gravitacional mantém os planetas do Sistema Solar girando à sua volta. A matéria constituinte do Sol 
encontra-se em estado gasoso, em temperaturas extremamente altas e caracterizando o chamado estado de plasma. Aná-
lises espectroscópicas mostraram que o Sol é constituido principalmente de Hidrogênio (75%), sendo o segundo elemento 
mais abundante o Hélio (23%). O Hélio foi descoberto primeiramente no Sol, sendo encontrado na Terra somente depois. 
Os 2% restantes de sua matéria constituem-se de outras dezenas de elementos químicos. As regiões principais do Sol são:
1. Núcleo – Região mais interna do Sol, com densidade de 135 g/cm3 e temperatura de cerca de 20 milhões de ºC.
2. Zona Convectiva – Transporta energia do núcleo para a superfície solar, formada por colunas de gases e com espes-
sura da ordem de 150.000 km.
3. Fotosfera – Superfície solar com espessura de aproximadamente 300 km e com temperatura 5.500º C.
4. Camada Inversora – Região responsável pelo aparecimento de raias escuras no espectro solar, com espessura de 
2.500 km e temperatura de 4.000º C.
5. Cromosfera – De coloração avermelhada, esta camada apresenta espessura de até 15.000 km e pode atingir tempe-
ratura de até cerca de 50.000º C.
6. Coroa – Camada externa cuja extensão varia de acordo com a atividade solar e temperatura atingindo até 1.000.000º 
C.
Outros fenômenos solares que ocorrem e que são de extrema importância no estudo do Sol são as Manchas Solares 
(formações escuras visíveis na fotosfera), Grãos (formações da fotosfera com dimensão de até 1.500 km), Fáculas (regiões 
da fotosfera com temperatura acima daquela da superfície solar), Espículos (formações na cromosfera com cerca de 8.000 
km de extensão), Protuberâncias (fenômenos que ocorrem na cromosfera e na coroa, atingindo centenas de milhares de 
quilômetros). A atividade solar não se apresenta como um fenômeno constante, podendo-se observar uma periodicidade 
13
FÍSICA
de 11 anos de atividade (seu auge caracteriza a época do ́ Sol Ativo` e seu mínimo processo é a época do ́ Sol Calmo`). Além 
disso, com maior atividade solar, o número de manchas, fáculas e protuberâncias entre outros fenômenos, atinge também 
o máximo valor. Ocorrem também explosões violentas na cromosfera e na coroa, com liberação de grandes quantidades de 
energia. Em certos casos, as explosões podem elevar gases até a alturas de 250.000 km. Quando ocorre o Sol Ativo, a coroa 
fica mais uniforme e simétrica, e quando no Sol Calmo, a coroa fica menos pronunciada na direção de seu eixo de rotação. 
Além da energia liberada nas explosões solares, há também a emissão de partículas atômicas, principalmente prótons e 
elétrons (Vento Solar). De acordo com dados obtidos através de satélites e sondas, a velocidade de tais partículas nas pro-
ximidades da Terra é em torno de 400 km/s.
ESTRELAS, GALÁXIAS E CONSTELAÇÕES
Em seu livro “Sobre o Infinito, o Universo e os Mundos”, o filósofo Giordano Bruno no século XVI descreve as estrelas 
como outros “sóis”, como se estas fossem da mesma natureza do Sol. O fato de as estrelas serem semelhantes ao Sol foi 
confirmado somente no século XIX, quando surgiu a espectroscopia. Mas a pesar de as estrelas apresentarem aspectos se-
melhantes ao Sol, há características bastante distintas a serem consideradas entre este e aquelas. Assim, podemos analisar 
as seguintes:
1. As estrelas são constituidas por diversos elementos químicos, principalmnte hidrogênio e hélio, que estão à altísi-
mas temperaturas, no estado de plasma.
2. No interior das estrelas ocorrem as reações termonucleares que liberam grande quantidade de energia radiante.
3. As estrelas possuem forma praticamente esférica.
A classificação dos espectros foi feita pela primeira vez pelo padre jesuita e astrônomo Pietro Angelo Secchi, com uma 
divisão em 4 tipos principais. Mais tarde, com novas técnicas de observação mais refinadas, outras classificações foram 
elaboradas. Atualmente, a classificação mais utilizada é a de Harvard, desenvolvida no século XX. Nesta classificação, os 
vários tipos espectrais são representados por letras maiúsculas, organizados em ordem alfabética. Podemos ver na relação 
a seguir algumas características dos tipos espectrais das estrelas.
Características dos tipos espectrais mais frequentes
Tipo O – Raias de Hélio ionizado.
Tipo B – Raias do Hidrogênio.
Tipo A – Raias do Hidrogênio em máxima intensidade.
Tipo F – Raias de Ferro e Magnésio.
Tipo G – Raias de Cálcio.
Tipo K – Bandas moleculares de Óxido de Titânio.
Tipo M – Bandas moleculares de Óxido de Titânio em máxima intensidade.
Além da classificação de Harvard, há ainda a classificação M-K, originada dos trabalhos dos astrônomos norte-america-
nos W. W. Morgan e P. C. Keenan, os quais introduziram classes de luminosidades designadas pelos algarismos romanos I, 
II, III, IV e V, inserindo-se recentemente VI, VII e o algarismo arábico zero. Costuma-se dividir a classe I em Ia e Ib. Vários ou-
tros símbolos são utilizados nas classificações espectrais das estrelas. Um exemplo é o uso WC e WN, que indicam estrelas 
em alta temperatura superficial (da ordem de 60.000 K), as chamadas Wolf-Rayet; a letra e, que indica a presença de de li-
nhas de emissão; a letra m, que indica a presença de linhas correspondentes a metais, e assim por diante. Vários astrônomos 
tentaram determinar a paralaxe de estrelas, o que seria uma forma para a comprovação da translação da Terra e permitir, 
por triangulação, determinar suas distâncias à Terra. Estrelas mais distantes servem como um fundo de referência. Através 
da paralaxe de uma estrela se observa a Unidade Astronômica de distância da mesma. A distância angular entre as posições 
observadas da estrela no afélio e no periélio será o dobro da paralaxe. A luminosidade de uma estrela é a quantidade de 
energia que ela emite por unidade de tempo em todas as direções. Sabendo a distância em que se encontra e medindo o 
fluxo de radiação proveniente dela, pode-se calcular sua luminosidade. Como a luminosidade das estrelas está diretamente 
ligada à sua magnitude absoluta, conhecendo-se uma das grandezas pode-se calcular a outra. Pode-se notar facilmente 
a existência de estrelas que apresentam colorações de destaque, como Antares (da Constelação de Scorpius) e de Rigel 
(da Constelação de Orion). Temperaturas estelares determinadas pela utilização da lei Stephan-Boltzman denominam-se 
temperaturas efetivas, enquanto temperaturas determinadas pela fórmula de Russel são denominadas temperaturas de cor. 
No primeiro caso, sugere-se que a estrela emite energia em todos os comprimentos de onda. No segundo caso, sugere-se 
que a energia é emitida dentro de uma certa faixa de radiações. Vejamos a seguinte relação:
CLASSE ESPECTRAL O B A F G K M
TEMPERATURA SUPERFICIAL 30.000 21.000 10.000 7.200 6.000 4.700 3.000
COR Azul Branca Amarela Vemelha
As dimensões das estrelas não são facilmente determinadas, pois estão localizadas a grandes distâncias da Terra. Atra-
vés do uso de técnicas interferométricas foi possível determinar seus diâmetros aparentes, raios e volumes. Este é o caso 
de algumas estrelas gigantes e supergigantes relacionadas a seguir:
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FÍSICA
Dimensões de algumas estrelas
ESTRELA Diâmetro Angular Diâmetro Linear 
(Sol = 1)Arcturus 0,020 27
Aldebaran