Cap 1 Descobrindo o céu noturno

Prévia do material em texto

Descobrindo o 
Céu Noturno
Trajetórias de estrelas cir-
cumpolares atrás do Teles-
cópio Anglo-Australiano, 
em Siding Springs Moun-
tain, New South Wales, 
Austrália (Anglo-Australian 
Observatory/David Malin 
Images)
O QUE VOCÊ ACHA?
 1 A Estrela do Norte – Polaris – é a estrela mais 
brilhante no céu noturno?
 2 Os astrônomos veem as configurações 
de estrelas familiares no céu como sendo 
constelações?
 3 O que causa as estações do ano?
 4 Quando a Terra está mais próxima do Sol?
 5 Existem quantas constelações do zodíaco?
 6 A Lua tem um lado escuro que jamais vemos 
da Terra?
 7 A Lua continua visível durante o dia?
 8 Quais são as causas dos eclipses lunar e solar?
As respostas a essas questões aparecem no texto ao 
lado dos correspondentes números nas margens e no 
final do capítulo.
CAPÍTULO 1
Capítulo 1 Descobrindo o Céu Noturno 27
V ocê escolheu o me-lhor momento para estudar astrono-
mia. Nosso conhecimento 
do universo está crescendo 
como nunca. A tecnologia 
atual dos telescópios torna 
possível aos astrônomos a 
observação de objetos que, há alguns anos, eram invisí-
veis. Estas novas observações têm aprofundado nosso en-
tendimento de todos os aspectos do universo. Podemos, 
agora, vê-lo expandido e testemunhar estrelas explodindo 
em galáxias distantes; estamos descobrindo planetas orbi-
tando estrelas próximas; podemos observar novas estrelas 
nascendo envolvidas em nuvens de gás e poeira; e estamos 
identificando buracos negros e outros remanescentes da 
evolução estelar. Muitos desses objetos estão tão distan-
tes que a luz que enxergamos proveniente deles começou 
sua jornada para a Terra há milhões ou até bilhões de anos. 
Assim, como estamos olhando cada vez mais longe no uni-
verso (nosso cosmos) – definido como tudo aquilo que po-
demos ver ou que pode ser visto –, estamos também vendo 
cada vez mais distante no tempo passado.
Os telescópios não são o único meio que temos para 
aprofundarmos nosso entendimento dos céus. Estamos 
também começando o processo de explorar fisicamente as 
nossas vizinhanças no espaço. Nos últimos 50 anos, os hu-
manos passearam na Lua e sondas espaciais investigaram 
arduamente o solo marciano. Outras missões espaciais 
desceram em um asteroide, trouxeram de volta restos de 
um cometa, descobriram vulcões ativos e campos de gelo 
infecundos nas luas de Júpiter, visitaram o sombrio Titan e 
os anéis bruxuleantes de Saturno, e viajaram além do reino 
dos planetas do nosso sistema solar, para mencionar ape-
nas algumas conquistas. Estamos também testemunhan-
do o começo do turismo espacial.
Nos melhores locais, o céu noturno é verdadeiramen-
te de tirar o fôlego (Figura 1-1a). Mesmo que você não 
consiga ver em locais iluminados os milhares de estrelas 
visíveis (Figura 1-1b), programas de computador como o 
Starry Night Enthusiast
TM podem mostrá-las facilmente. O 
céu noturno pode tirá-lo de dentro de você mesmo, convi-
dando-o ao entendimento do que está acontecendo além 
da Terra e inspirando-o a pensar a respeito do nosso lugar 
no universo.
Há centenas de anos, a explicação para o que as pes-
soas viam no céu estava baseada em crenças que deve-
riam ser aceitas na base da fé – não havia meios de testar 
as ideias relacionadas ao que as estrelas são, ou se a Lua 
teria realmente oceanos líquidos, ou como os planetas se 
movem, ou por que as estrelas brilham. Os tempos mu-
daram. Somos afortunados de viver em uma era na qual 
a ciência tem respostas para muitas das questões que o 
céu inspira.
Bela, intrigante e simples, a astronomia tem sem-
pre alguma coisa para qualquer pessoa. Este livro aju-
dará você a melhorar seu conhecimento do universo 
compartilhando aquilo que aprendemos com relação a 
algumas dessas questões. À medida que você progredir 
na leitura, esperamos que adquira uma nova apreciação 
do impressionante poder da mente de extrapolar, obser-
var, explorar e compreender. Uma das grandes lições da 
astronomia moderna é que ganhando, compartilhando 
e divulgando conhecimento, transcendemos as limita-
ções dos nossos corpos materiais e a brevidade da vida 
humana.
Neste capítulo, você descobrirá:
 • como os astrônomos organizam o céu noturno para lo-
calizar objetos nele;
 • que o giro da Terra em torno de seu eixo causa o dia e a 
noite;
 • como a inclinação do eixo de rotação da Terra e o movi-
mento da Terra em torno do Sol se combinam para gerar 
as estações do ano;
 • que a órbita da Lua em torno da Terra cria as fases da 
Lua e os eclipses lunar e solar;
 • como o ano é definido e como o calendário foi desen-
volvido.
ESCALAS DO UNIVERSO
Quando estudamos um campo novo de conhecimento, 
frequentemente é útil olhar a “grande pintura” antes de 
explorar os detalhes. Por essa razão, começaremos inspe-
cionando os principais tipos de objetos do universo, junto 
com suas escalas de tamanho e as escalas de distância en-
tre eles.
1-1 As distâncias astronômicas 
são… astronômicas!
Uma das emoções e desafios no estudo da astronomia é 
tornar-se familiarizado e se sentir confortável com seu 
vasto tamanho. No cotidiano de nossas vidas lidamos ti-
picamente com distâncias que variam de milímetros a mi-
lhares de quilômetros. (O sistema métrico de unidades é 
padrão na ciência e será usado neste livro; entretanto, em 
muitos casos também forneceremos o equivalente em uni-
dades britânicas. A Tabela E-10 traz uma lista de fatores de 
conversão entre os dois conjuntos de unidades.) Um cen-
28 Parte I Entendendo a Astronomia
tésimo de metro ou mil quilômetros são números fáceis 
de visualizar e escrever. Na astronomia, porém, lidamos 
com partículas tão pequenas quanto um milionésimo de 
um bilionésimo de metro e sistemas de estrelas tão gran-
des quanto mil quatrilhões de quilômetros. Da mesma ma-
neira, as velocidades de algumas coisas, como a luz, são 
tão altas a ponto de ser incômodas cada vez que você tiver 
de escrevê-las em palavras. Para lidar com números muito 
maiores ou menores do que 1, usamos uma simplificação 
ao longo deste livro chamada notação científica ou “po-
tências de dez”. (Leia o Apêndice A se não estiver familiari-
zado com a notação científica.)
A extensão do universo que podemos observar e a va-
riação dos tamanhos dos objetos que nele se encontram 
são inacreditáveis. A Figura 1-2 mostra uma síntese des-
sa variação de tamanhos, que vai de partículas atômicas 
ao diâmetro do universo inteiro visível para nós. Diferen-
temente dos intervalos lineares medidos em uma régua, 
percorrer 0,5 × 10-2 m (0,5 cm) sob o arco dessa figura leva 
a objetos 10 vezes maiores. Por causa disso, passar do ta-
manho de um próton (aproximadamente 10-15 m) para o 
tamanho de um átomo (aproximadamente 10-10 m) equiva-
le quase ao mesmo espaço ao longo do arco à medida que 
se vai da distância entre a Terra e o Sol para a distância da 
Terra às estrelas vizinhas.
A grande variação dos tamanhos ressalta o fato de que 
a astronomia sintetiza ou agrega informações de muitos 
outros campos da ciência. Necessitaremos entender de 
que os átomos são compostos e como se comportam; a 
natureza e as propriedades da luz; a resposta da matéria e 
da energia à força da gravidade; a geração de energia pela 
fusão de partículas nas estrelas; a capacidade do carbono, 
e apenas dele, de servir como fundamento da vida; e mui-
tas outras coisas. Todos esses conceitos serão introduzidos 
à medida que forem necessários.
O que, então, os astrônomos veem do universo? A Figu-
ra 1-3 apresenta exemplos dos tipos de objetos que explo-
raremos neste texto. Um grande número de planetas como 
Júpiter, rico em hidrogênio e hélio (Figura 1-3a), tão bem 
quanto planetas rochosos não muito maiores do que a Ter-
ra, que estão sendo descobertos orbitando outras estrelas. 
Pedaços muito menores de escombros espaciais – alguns 
de rocha ou metal, chamados asteroides ou meteoroides 
(Figura 1-3b), e outros de rocha e gelo, chamados cometas 
(Figura 1-3c) – orbitam o Sol (Figura 1-3d) e outras estrelas. 
Vários reservatóriosde gás e poeira interestelar são encon-
trados na maioria das galáxias; frequentemente eles funcio-
nam como incubadores de uma nova geração de estrelas 
(Figura 1-3e). Cerca de milhões, bilhões ou mesmo trilhões 
de estrelas são mantidos juntos em galáxias pela força da 
gravidade (Figura 1-3f ). Galáxias como a nossa própria 
Via Láctea frequentemente contêm grandes quantidades 
de gás e poeira interestelar, tão bem quanto regiões do es-
paço onde a matéria é tão densa que não pode emitir luz; 
essas regiões são chamadas buracos negros (Figura 1-3g). 
Grupos de galáxias são mantidos juntos pela gravidade 
em aglomerados (Figura 1-3h), e aglomerados de galáxias 
são mantidos juntos pela gravidade em superaglomerados. 
Enormes quantidades de gás intergaláctico são muitas ve-
zes encontradas entre as galáxias (Figura 1-3i).
Todo objeto em astronomia está constantemente mu-
dando – cada um tem uma origem, um período ativo que 
a b
FIGURA 1-1 O céu noturno com e sem poluição luminosa (a) A luz 
do Sol é uma cortina que virtualmente esconde tudo atrás dela. À me-
dida que o Sol se põe, lugares com pouca fumaça ou poluição luminosa 
convidam os observadores para belos panoramas de estrelas que po-
dem inspirar o artista ou cientista que vive dentro de nós. Esta fotografia 
mostra o céu noturno durante uma interrupção do fornecimento de luz 
na cidade de Goodwood, em Ontário, Canadá. (b) Esta fotografia mostra 
o mesmo céu com a iluminação da cidade normalizada. (Copyright Todd 
Carlson/SkyNews Magazine)
Capítulo 1 Descobrindo o Céu Noturno 29
pode ser considerado como sua “vida”, e cada um terá um 
fim. Estudaremos esses processos juntamente com im-
portantes conceitos sobre os quais são baseados. Iremos 
também descobrir que toda matéria que os astrônomos 
enxergam sob a forma de estrelas e galáxias é apenas uma 
pequena ponta do iceberg cósmico – existe muito mais no 
universo, mas os astrônomos ainda não descobriram sua 
natureza.
CONFIGURAÇÕES DE ESTRELAS
Quando você olhar atentamente o céu em uma noite 
limpa e escura onde o ar está livre de poluição e não exis-
ta muita luz, parece haver milhões de estrelas cintilando 
sobre a sua cabeça. Na realidade, o olho humano desar-
mado pode apenas detectar cerca de 6 mil estrelas no 
céu inteiro. Em um dado momento, você só verá 3 mil 
no céu escuro, porque somente a metade delas está aci-
ma do horizonte – a fronteira entre o céu e a Terra. Em 
cidades com muita poluição luminosa e muita fumaça, 
é possível ver apenas um décimo deste número, ou até 
menos (Figura 1-1).
Você provavelmente já ouviu falar de configurações 
chamadas asterismos, formadas por estrelas brilhantes, e 
talvez até esteja familiarizado com alguns nomes delas, 
tais como a Grande Concha e Orion. Essas configurações 
de estrelas reconhecíveis são informalmente chamadas de 
constelações em conversas cotidianas e têm nomes deriva-
dos de antigas lendas (Figura 1-4a).
10–10
10–5
1
105
1010
1015
1020
1025
Tamanho
do universo
observável Tamanho dos
aglomerados
de galáxias Diâmetro de
uma galáxia Distância das
estrelas vizinhas
Distância da
Terra ao Sol
Diâmetro
do Sol
Diâmetro
da Terra
Tamanho de um
ser humano
Tamanho de
um vírus
Tamanho de
um próton
10–15
me
tro
s
 FIGURA 1-2 As escalas do universo Esta curva fornece os 
tamanhos de objetos em metros, variando de partículas suba-
tômicas na parte inferior até o universo observável na parte 
superior. Cada 0,5 cm ao longo do arco representa um au-
mento por um fator de 10. (De cima para baixo: R. Williams and the Hubble Deep 
Field Team [STScl] and NASA; AAT; L. Golub, Naval Observatory, IBM Research, NASA; Ri-
chard Bickel/Corbis; Scientific American Books; Jose Luiz Pelaez/Getty Images; Rothams-
ted Research Centre for Bioimaging; Cortesia de Florian Banhart/University of Mainz.)
AN
IMAÇÃO 1.1
30 Parte I Entendendo a Astronomia
1-2 Constelações que facilitam a 
localização de estrelas
Você pode se orientar na Terra com a ajuda de constela-
ções que são facilmente reconhecíveis. Por exemplo, se 
você mora no hemisfério norte, pode usar a Grande Con-
cha para encontrar a direção norte. Para isso, localize a 
Grande Concha e imagine que seu bojo se encontra sobre 
uma mesa (Figura 1-5). Se você estiver vendo no céu a par-
te superior da caneca virada para baixo, como é comum, 
imagine que a caneca esteja sobre uma mesa que está de 
cabeça para baixo. Localize então as duas estrelas da late-
ral mais afastada do cabo da Grande Concha. Elas são cha-
madas estrelas indicadoras. Desenhe mentalmente uma 
linha através dessas estrelas afastando-se da mesa, como 
mostrado na Figura 1-5. A primeira estrela moderadamen-
te brilhante que você então encontrar é Polaris, também 
conhecida como Estrela do Norte por estar localizada qua-
se sobre o Polo Norte da Terra. Assim, mesmo que Polaris 
não se encontre entre as 20 estrelas mais brilhantes (veja 
Apêndice E-6), ela é de fácil localização. Sempre que você 
estiver de frente para Polaris, estará de frente para o norte. 
O leste estará então à sua direita, o sul estará atrás de você 
e o oeste estará à sua esquerda.
O exemplo da Grande Concha também ilustra o fato de 
que estar familiarizado com algumas constelações facilita a 
localização de outras estrelas. A maneira mais efetiva de fa-
zer isso é usar conexões visuais nítidas, especialmente aque-
las de sua própria invenção. Por exemplo, imagine-se segu-
rando o cabo da Grande Concha e batendo seu bojo contra a 
cabeça de Leo (o Leão). Leo compreende o primeiro grupo de 
estrelas brilhantes que sua caneca encontra. Como mostrado 
na Figura 1-5, a estrela mais brilhante neste grupo é Regulus, 
o ponto que determina a juba do Leão. Como outro exem-
plo, siga o arco do cabo da Grande Concha afastando-se de 
seu bojo. A primeira estrela brilhante que você encontrar é 
Arcturus na constelação de Boötes (o Boiadeiro ou Vaquei-
ro). Seguindo o mesmo arco para mais longe, encontraremos 
uma proeminente estrela azulada, Spica de Virgo (a Virgem). 
Localizar essas estrelas e lembrar seus nomes é fácil se você 
guardar o dito “Arco para Arcturus e mais longe para Spica”.
1
e Gás e poeira interestelares f Galáxias
c Fragmentos rochosos e de gelo
g Buracos negros h Aglomerados de galáxias i Gás intergaláctico
a Planetas b Escombros rochosos e metálicos
d Estrelas
Júpiter Asteroide Eros
Cometa West
Galáxia
cata-vento
do sul
Parte da
nebulosa
da águia
Sol
Buraco Negro
Gás e poeira
contraindo-se
em espiral
Aglomerado
de galáxias
em Hércules
Galáxias
Gás intergaláctico
FIGURA 1-3 Inventário do universo As fotos aqui são exemplos das 
maiores categorias de objetos que são encontrados pelo universo. Você 
descobrirá mais sobre cada tipo nos capítulos que se seguem. (a: NASA/
Site do Hubble; b: NASA; c: Peter Stättmayer/European Southern Observatory; d: Big 
Bear Observatory; e: NASA/Jeff Hester & Paul Scowen; f: Anglo-Australian Observa-
tory; g: NOAO; h: NASA; i: N. F. Comins & F. N. Owen/NRAO)
Capítulo 1 Descobrindo o Céu Noturno 31
Durante os meses de inverno no hemisfério norte (ve-
rão no hemisfério sul), você pode ver algumas das estrelas 
mais brilhantes no céu. Muitas delas estão na vizinhança 
do “triângulo de inverno” (verão no sul), que é a conexão 
das estrelas brilhantes nas constelações de Orion (o Caça-
dor), Canis Major (o Cão Maior) e Canis Minor (o Cão Me-
nor), como mostrado na Figura 1-6. O triângulo de inver-
no passa alto no céu noturno durante o meio do inverno 
(verão no sul). É fácil de encontrar Sirius, a mais brilhante 
estrela no céu noturno, localizando o cinturão de Orion e 
seguindo uma linha reta imaginária a partir dele para a es-
querda ou direita, dependendo do hemisfério em que você 
se encontra (quando você estiver de frente para Orion). A 
primeira estrela brilhante que você encontrar é Sirius.
PERCEPÇÃO CIENTÍFICA
Pensamento flexível Uma parte do aprendizado da 
ciência é aprender a olhar para as coisas de diferentes 
perspectivas. Por exemplo, quandoaprendemos a iden-
tificar as constelações proeminentes, esteja certo de 
vê-las de diferentes orientações (isto é, com a carta ce-
leste girada em diferentes ângulos), de modo que você 
possa localizá-las em diferentes momentos da noite e 
do ano.
ba
GEMINI
TAURUS
ERIDANUS
MONOCEROS
LEPUS
CANIS
MAJOR
Rigel
Nebulosa de
Caranguejo
“Grande
Nebulosa”
Aldebaran
Bellatrix
Betelgeuse
ORION
FIGURA 1-4 A constelação de Orion (a) A configuração de estrelas 
(asterismo) chamada Orion é proeminente no céu de inverno (verão no 
hemisfério sul). Do hemisfério norte, ela é facilmente visível bem alta 
acima do horizonte sul (norte, no hemisfério sul) de dezembro a março. 
Você pode ver nesta fotografia que as várias estrelas têm diferentes cores, 
algo para admirar quando se observa o céu noturno. (b) Tecnicamente, 
as constelações são regiões delimitadas no céu. A constelação chamada 
Orion e partes de outras constelações vizinhas são mostradas nesta foto-
grafia. Todas as estrelas dentro da fronteira de Orion são membros desta 
constelação. A esfera celeste está coberta por 88 constelações de diferen-
tes tamanhos e formas. (© 2004 Jerry Lodriguss/www.astropix.com)
Regulus
LEO
VIRGO
Spica
Oeste Norte
URSA MAJOR
“Grande Concha”
Arcturus
BOÖTES
URSA MINOR
“Pequena Concha”
Polaris
“Estrela do
Norte”
FIGURA 1-5 A Grande Concha como um guia No hemisfério norte, a 
Grande Concha é uma configuração de sete estrelas brilhantes facilmente 
reconhecíveis. Esta carta estelar mostra como a Grande Concha pode ser 
usada para localizar tanto a Estrela do Norte quanto as estrelas mais bri-
lhantes de três outras constelações. Um pouco antes de o Sol nascer, a Gran-
de Concha aparece com o lado superior para cima neste desenho do céu; 
em outros momentos da noite, ela aparece com o lado superior para baixo.
32 Parte I Entendendo a Astronomia
O “triângulo de verão” (ou de inverno no sul), que em-
beleza o céu de verão (inverno no sul), como mostrado na 
Figura 1-7, é a conexão entre as estrelas brilhantes Vega de 
Lyra (a Lira), Deneb de Cygnus 
(o Cisne) e Altair de Aquila (a 
Águia). Uma notável porção da 
Via Láctea forma um belo fundo 
para essas constelações, que es-
tão praticamente sobre sua ca-
beça durante o meio do inverno 
(verão no sul) à meia-noite. Para saber mais sobre constela-
ções, veja Descoberta Dirigida: 
As estrelas e as constelações.
Os astrônomos necessitam 
mais precisão, quando vão loca-
lizar objetos pouco brilhantes, 
do que é possível simplesmen-
te indo de uma constelação 
para outra. Eles assim criaram 
um mapa do céu, chamado es-
fera celeste, e aplicaram nele 
um sistema de coordenadas, 
análogo ao sistema de latitude 
norte-sul e longitude leste-oes-
te para navegar na Terra. Se você conhece um sistema de 
coordenadas celestes para estrelas, pode localizá-las rapi-
damente. Para tal mapa de estrelas ser útil nesta procura, 
as estrelas devem estar fixas nele, tais como as cidades nos 
mapas geográficos.
1-3 A esfera celeste ajuda na 
navegação do céu
 Se você observa o céu noturno ano após ano, 
verá que as estrelas realmente estão fixas umas 
em relação às outras. Além disso, durante todo 
o tempo em cada noite, o conjunto completo das estrelas 
parece orbitar a Terra de forma rígida. Empregamos esta 
visão artificial do céu baseada na Terra para fazer mapas 
imaginando que as estrelas estejam pregadas em uma 
enorme concha oca, a esfera celeste, com a Terra em seu 
centro (Figura 1-8). Visualizando de outra maneira, você 
pode imaginar que metade da esfera celeste que é visível à 
noite é um enorme bojo cobrindo a Terra.
Enquanto os asterismos como a Grande Concha são 
frequentemente chamados de “constelações” em uma 
conversa normal, os astrônomos usam a palavra conste-
lação para descrever uma área delimitada do céu e todos 
os objetos contidos nela (veja Figura 1-4b). A esfera celeste 
está dividida em 88 constelações de diferentes tamanhos e 
formas. (Tenha em mente que a maioria das constelações 
e seus asterismos – as configurações de estrelas possíveis 
de identificar – têm o mesmo nome. Por exemplo, Orion, 
o asterismo, e Orion, a constelação, o que complica um 
pouco.) As fronteiras das constelações são linhas retas 
que fazem ângulos retos (veja Figura 1-4b). Algumas cons-
telações, como a Ursa Major (a Grande Ursa), são muito 
grandes, enquanto outras, como Sagitta (a Seta), são rela-
tivamente pequenas. Para descrever a localização de uma 
estrela, você pode dizer “Albireo na constelação de Cygnus 
Com referência ao primeiro 
mapa estelar no final deste 
livro, crie uma história com a 
qual você poderá se lembrar 
da conexão entre as constela-
ções Sagittarius e Scorpius.
AN
IMAÇÃO 1.2
2
VIA
LÁCTEA
Horizonte sul
Capella
AURIGA
CANIS MINOR
GEMINI
CastorPollux
Sirius
CANIS MAJOR
Procyon
Rigel
TAURUS
Aldebaran
ORION
Betelgeuse
FIGURA 1-6 O triângulo de inverno (ou verão para o sul) Esta carta 
celeste mostra como se apresenta a parte sul do céu do hemisfério norte 
no começo da noite em dezembro. Três das estrelas mais brilhantes do 
céu formam o triângulo de inverno. Além das constelações envolvidas no 
triângulo, Gemini (os Gêmeos), Auriga (o Cocheiro) e Taurus (o Touro) são 
também mostrados.
Vega
LIRA
SAGITTA
Altair
Via Láctea
AQUILA
DELPHINUS
Deneb
CYGNUS
“Cruz do Norte”
Horizonte leste
FIGURA 1-7 O triângulo de verão (ou inverno para o sul) Esta carta 
celeste mostra como se apresenta a parte nordeste do céu do hemisfério 
norte no começo da noite em junho. Além das três constelações envolvi-
das no triângulo de verão, as estrelas tênues das constelações de Sagitta (a 
Seta) e Delphinus (o Delfim) são também mostradas.
Estudantes usando uma esfera celeste.
(JUPITERIMAGES/Thinkstock/Alamy)
Capítulo 1 Descobrindo o Céu Noturno 33
(o Cisne)”, da mesma maneira como se refere a “Chicago no 
estado de Illinois”, “Melbourne no estado de Nova Gales do 
Sul” ou “Ottawa na província de Ontário”.
As estrelas parecem fixas na esfera celeste somente 
porque estão muito longe. Na verdade, estão a distâncias 
que variam enormemente da Terra, e se movem umas 
em relação às outras. Mas não vemos seus movimentos 
nem percebemos suas distâncias relativas porque elas se 
encontram muito longe daqui. Podemos entender isso 
imaginando um avião a jato exatamente a 1 km de altura 
viajando a 1000 km (620 milhas) por hora. Seu movimen-
to é indiscutível. Entretanto, um avião se movendo com 
a mesma velocidade e altitude, mas estando na linha do 
horizonte, parece se mover com uma velocidade uma cen-
tena de vezes menor. E um objeto na mesma distância do 
Sol viajando com a mesma velocidade e movendo-se atra-
vés do céu pareceria estar indo uma centena de milhões de 
vezes mais lento do que o jato que está sobre nós. As estre-
las (exceto o Sol) estão todas a mais de 40 trilhões de km 
(25 trilhões de milhas)da Terra. No entanto, embora suas 
configurações mudem, as grandes distâncias a que elas se 
encontram nos impedem de ver essas mudanças no curso 
de uma vida humana. Assim, embora um tanto irrealista, a 
esfera celeste é tão útil para navegar pelos céus que ainda é 
usada pelos astrônomos mesmo nos mais sofisticados ob-
servatórios do mundo.
Como mostrado na Figura 1-8, podemos projetar con-
figurações geográficas-chave da Terra até o espaço para 
estabelecer direções e orientações. Se expandirmos o 
equador terrestre até a esfera celeste, obteremos o equa-
dor celeste, que divide o céu em hemisférios norte e sul, 
da mesma maneira que o equador terrestre divide a Ter-
ra em dois hemisférios. Podemos também imaginar uma 
projeção do polo norte e do polo sul da Terra até o espaço 
ao longo do eixo de rotação da Terra. Fazendo assim, obte-
remos o polo norte celeste e o polo sul celeste, também 
mostrados na Figura 1-8.
Usando o equador celeste e os polos como configura-
ções de referência, os astrônomos dividem a superfície da 
esfera celeste exatamente da mesma maneira que a grade 
de latitudes e longitudes dividea Terra. O equivalente à la-
titude na Terra é chamado, na esfera celeste, declinação. 
Ela é medida de 0° até 90° a norte e a sul do equador celes-
te. O equivalente à longitude na Terra é chamado, na esfera 
Muitos estudantes fazem um curso introdutório de as-
tronomia esperando aprender os nomes das estrelas e 
das constelações mais familiares. Frequentemente, os 
instrutores não têm tempo para cobrir todo este mate-
rial. Mas você pode conhecê-las por si próprio em pou-
cos dias.
Primeiro, use os dois passos abaixo para memori-
zar o céu noturno discutido no texto:
 1. Observe as constelações facilmente reconhecíveis.
 2. Associe essas constelações a estrelas e constela-
ções próximas e menos conhecidas.
Por exemplo, você pode não se lembrar de onde se 
encontra a estrela Aldebaran de Taurus, mas se recor-
dar que Orion está em combate com Taurus, poderá 
localizar Aldebaran seguindo uma linha definida pelo 
cinturão de Orion indo para a direita (afastando-se de 
Sirius). A primeira estrela brilhante que encontrar é 
Aldebaran.
Crie suas próprias conexões entre as constelações. 
Divirta-se com isso. Existe uma melhor chance de você 
se lembrar da frase “bata o bojo da Grande Concha para 
baixo para atingir a cabeça de Leo, o Leão” do que “o pri-
meiro grupo de estrelas brilhantes diretamente abaixo 
da Grande Concha é Leo”.
Segundo, estude materiais impressos ou programas 
de computador que representam o céu noturno. Uma 
maneira muito eficiente de fixar as constelações é usar 
o jogo de cartas e tabuleiro Stellar 28. Além disso, pro-
gramas de computador para astronomia como o Starry 
Night Enthusiast
TM estão disponíveis. O Starry Night En-
thusiast
TM mostra muitas coisas além das constelações 
que se encontram no céu em uma determinada noite, 
incluindo o movimento, a localização e as fases dos 
planetas; a localização de objetos celestes mais tênues, 
tais como nebulosas; e o aspecto do céu como visto de 
qualquer localização da Terra em qualquer data e hora.
Uma terceira maneira de se familiarizar com o céu 
noturno é sair durante noites limpas munido de cartas 
celestes para ver quais constelações estão visíveis. Você 
encontrará um conjunto de cartas da revista Griffith 
Observer no final deste livro. Para usá-las, selecione 
inicialmente aquela que melhor corresponde à data e 
à hora da sua observação. Mantenha-a verticalmente e 
gire-a até que a direção ao ar livre que está à sua frente 
se mostre ao fundo. As configurações e conexões entre 
as estrelas e as constelações logo se tornarão evidentes. 
Usando uma lanterna com papel vermelho cobrindo a 
luz, será mais fácil ler a carta sem perturbar a sua visão 
noturna. Você descobrirá que pregar os olhos nas estre-
las é uma experiência muito agradável.
DESCOBERTA DIRIGIDA
As estrelas e as constelações
34 Parte I Entendendo a Astronomia
celeste, ascensão reta, medida de 0 h a 24 h ao longo do 
equador celeste (veja Figura 1-8). As fronteiras das conste-
lações são traçadas ao longo de linhas de ascensão reta e 
declinação constante.
 Tal como a localização de Greenwich define o 
meridiano primordial, ou zero de longitude na 
Terra, necessitamos estabelecer um zero para a 
ascensão reta. Ele é definido como um dos pon-
tos em que o caminho anual do Sol na esfera celeste inter-
cepta o equador celeste. (Exploraremos mais adiante, neste 
capítulo, por que o Sol parece se mover em um círculo em 
volta da esfera celeste durante o curso de um ano.) O equa-
dor celeste e o caminho do Sol se interceptam em dois pon-
tos. O equivalente na esfera celeste ao meridiano primordial 
da Terra é onde o Sol cruza o equador celeste movendo-se 
para o norte. Os ângulos de ascensão reta são medidos a par-
tir deste ponto, chamado de equinócio vernal ou equinócio 
de primavera (outono no hemisfério sul) (veja Figura 1-8).
Os astrônomos, navegan-
do na esfera celeste, medem a 
distância entre os objetos em 
termos de ângulos. Se você não 
está familiarizado com separa-
ções angulares, leia a Caixa de 
Ferramentas do Astrônomo 1-1.
CICLOS TERRESTRES
O Sol nasce e se põe em horas e locais diferentes ao lon-
go do ano. Da mesma maneira, a Lua nasce e se põe em 
horas diferentes a cada dia e repete seu ciclo aproxima-
damente a cada 29½ dias. Além disso, como apontado 
na Seção 1-2, não vemos as mesmas constelações no céu 
durante o ano, mas o ciclo das constelações que pode-
mos ver à noite se repete a cada ano. Os ritmos diário e 
anual do céu, da Terra e de toda vida nela aparecem por 
causa de três movimentos celestes: a rotação da Terra, 
que causa o dia e a noite, além do movimento diário apa-
rente da esfera celeste e de todos os objetos nela; a órbi-
ta da Terra em torno do Sol (translação ou revolução), a 
qual cria as estações, o ano e a mudança das horas em 
que as constelações se encontram no céu; e a órbita da 
Lua em torno da Terra, que cria as fases lunares, o ciclo 
das marés e o espetacular fenômeno a que chamamos 
eclipses.
1-4 A rotação da Terra cria o ciclo dia-noite 
e sua revolução define o ano
A Terra gira em torno de seu eixo. Tal movimento é cha-
mado rotação. Não sentimos a rotação da Terra porque 
nosso planeta é tão grande comparado a nós que sua 
atração gravitacional nos mantém firmemente em sua 
superfície. A rotação da Terra causa a impressão de que 
as estrelas – tanto quanto o Sol, a Lua e os planetas – 
nascem no horizonte leste, movem-se através do céu e 
se põem no horizonte oeste. A rotação diária da Terra, 
causando o nascer e pôr do Sol, cria o dia e a noite. O 
movimento diurno, ou diário, dos corpos celestes fica 
aparente em fotografias de longa exposição, como a da 
Figura 1-9.
Leve um amigo para fora de casa em uma noite 
limpa e quente para observar o movimento diurno das 
estrelas. Logo após escurecer, encontre um ponto longe 
de luzes fortes e observe as constelações com relação 
a alguns pontos de referência perto de você na Terra. 
Algumas horas depois, observe novamente do mesmo 
lugar. Você verificará que a configuração das estrelas (e 
também a Lua, se estiver visível) mudou de lugar. Novas 
constelações surgiram acima do horizonte leste, enquan-
to outras desapareceram abaixo do horizonte oeste. Se 
você verificar de novo pouco antes da alvorada, desco-
brirá que as estrelas que estavam acabando de nascer 
no leste quando a noite começou estão agora baixas na 
região oeste do céu.
Constelações diferentes estão visíveis à noite durante 
diferentes épocas do ano. Isso ocorre porque a Terra orbi-
ta, ou revoluciona, em torno do Sol. Revolução é o movi-
mento de qualquer objeto astronômico em volta de outro 
objeto astronômico. A Terra leva um ano, ou aproximada-
mente 365¼ dias, para dar uma volta em torno do Sol. Um 
ano na Terra é medido pelo movimento do nosso planeta 
em relação às estrelas. Por exemplo, desenhe uma linha 
IN
TERAT IVO
 1
. 1
EXE
RCÍCIO
Os planetas se movem através 
das constelações, enquanto 
as estrelas não. Quais são as 
duas possíveis propriedades 
dos planetas que poderiam 
permitir-lhes fazer isso?
Esfera celeste
Equador
terrestre
Trajetória anual
do Sol na esfera
celeste
Equador
celeste
Equinócio
vernal
(0 h/24 h de
ascensão reta)
Polo sul
celeste
(declinação –90°)
Polo norte
celeste
(declinação +90°)
Ângulo da ascensão r
eta
Â
ngu
lo d
e d
eclin
ação
FIGURA 1-8 A esfera celeste A esfera celeste é um “bojo” aparente ou 
esfera oca no céu. O equador celeste e os polos são projeções do equador 
da Terra e do eixo de rotação na esfera celeste. O polo norte celeste está 
então localizado diretamente sobre o polo norte da Terra, enquanto o 
polo sul celeste está diretamente acima do polo sul terrestre. Analoga-
mente à longitude e à latitude, as coordenadas no céu são a ascensão reta 
(a.r.) e a declinação (dec.), respectivamente. A a.r. e a dec. da estrela nesta 
figura estão indicadas.
 Antigos matemáticos inventaram um siste-
ma de ângulos e medidas angulares que ain-
da é usado para denotar as posições relati-
vas e os tamanhos aparentesdos objetos no céu. Para 
localizar as estrelas na esfera celeste, por exemplo, não 
necessitamos conhecer suas distâncias até a Terra. 
Tudo o que precisamos é o ângulo entre uma estrela e 
outra no céu, uma propriedade que será a mesma por 
toda a nossa vida porque todas as estrelas se encontram 
muito longe.
Um arco de ângulo, muitas vezes chamado sim-
plesmente um ângulo, é a abertura entre duas linhas 
que se interceptam em um ponto. A medida angular é 
um método de descrever o tamanho de um ângulo. A 
unidade básica de uma medida angular é o grau, desig-
nado pelo símbolo °. Um círculo completo está dividido 
em 360°. Um ângulo reto mede 90°. Como mostrado na 
figura abaixo, o ângulo entre as duas “estrelas indicado-
ras” na Grande Concha é de aproximadamente 5°.
Os astrônomos também usam medidas angulares 
para descrever os tamanhos aparentes de objetos celes-
tes. Por exemplo, imagine a Lua cheia. O ângulo através 
do diâmetro da Lua é de aproximadamente 0,5°. Assim, 
dizemos que o diâmetro angular, ou tamanho angu-
lar, da Lua é de 0,5°. Alternativamente, os astrônomos 
dizem que a Lua “subtende” um ângulo de 0,5°. Neste 
contexto, subtender significa “estender através de”.
Uma mão de adulto mantida com o braço esticado 
nos dá uma maneira de estimar ângulos. Por exemplo, 
cinco dedos abertos com o braço esticado cobrem um 
ângulo de aproximadamente 8°, enquanto a ponta do 
seu dedo tem cerca de 1,5° de largura. Vários segmentos 
do seu dedo indicador com o braço esticado podem ser 
usados da mesma maneira para estimar ângulos, como 
mostrado na figura da coluna direita.
5°
A Grande Concha A distância angular entre as duas “estrelas indicado-
ras” à frente da Grande Concha é de aproximadamente 5°. Para com-
parar, o diâmetro angular da Lua é de aproximadamente 0,5°.
1 1
2 °
2°
3°
6°
8
°
Estimando ângulos com a mão Várias partes da mão de um adulto 
com o braço esticado podem ser usadas para estimar as distâncias e 
tamanhos angulares no céu.
Para falar de ângulos menores, subdividimos 
o grau em 60 minutos de arco (abreviadamente, 
60 arcmin ou 60’). Um minuto de arco é ainda subdi-
vidido em 60 segundos de arco (abreviadamente, 60 
arcseg ou 60’’). Uma moeda americana de 10 centavos 
vista de frente a uma distância de 1,6 km (1 milha) tem 
um diâmetro angular de aproximadamente 2 arcseg. 
Da nossa experiência diária, sabemos que um objeto 
parece maior quando está mais próximo do que quan-
do está mais longe. Entretanto, o tamanho angular de 
um objeto não nos diz necessariamente nada a respei-
to do seu tamanho físico real. Por exemplo, o fato de 
que o diâmetro angular da Lua é de 0,5° não nos diz 
qual é o seu tamanho real. Mas se conhecermos a dis-
tância da Lua, então poderemos calcular seu diâmetro 
físico. Em geral, o diâmetro físico de um objeto pode 
ser calculado pela equação:
diâmetro físico = distância × tan (diâmetro angular)
onde tan (diâmetro angular) significa a tangente do ân-
gulo denotado pelo “diâmetro angular”. No caso da Lua, 
usando a medida da distância (veja Apêndice E-3) de 
384.400 km e um diâmetro angular de 0,5°, encontramos 
o diâmetro de aproximadamente 3.350 km. A diferença 
entre este valor e o diâmetro exato, que é de 3.476 km, é 
devido primariamente ao valor aproximado de 0,5° que 
estamos usando.
Tente responder estas questões: O Sol está a 1,5 × 108 
km de distância e tem um diâmetro de 1,4 × 106 km. 
Qual é o tamanho do ângulo que ele ocupa no nosso 
céu? Como este valor se compara com o arco de ângulo 
da Lua em nosso céu? Qual será o arco de ângulo que a 
Lua ocuparia no nosso céu se estivesse duas vezes mais 
longe? E se estivesse à metade da distância?
(As respostas encontram-se no final do livro.) 
AN
IMAÇÃO 1.3
CAIXA DE FERRAMENTAS DO ASTRÔNOMO 1-1 
Medidas observacionais usando ângulos
36 Parte I Entendendo a Astronomia
reta a partir do Sol passando pela Terra até alguma estrela 
do outro lado da Terra em relação ao Sol. Quando a Ter-
ra translada, esta linha grava uma trajetória contínua na 
esfera celeste e retorna à estrela original 365¼ dias mais 
tarde. Qualquer ciclo de movimento, tal como a órbita da 
Terra em torno do Sol, medido em relação às estrelas é 
chamado período sideral.
Se a Terra girasse em um lugar fixo em relação ao Sol 
em vez de transladar em volta dele, então cada estrela 
nasceria e se poria na mesma hora durante todo o ano. 
Entretanto, como um resultado do movimento da Terra 
em torno do Sol, a cada dia as estrelas nascem aproxima-
damente 4 minutos mais cedo do que a hora em que nas-
ceram no dia (ou noite) anterior. Este efeito se acumula, 
apresentando constelações diferentes no céu noturno ao 
longo do ano. A Figura 1-10 sumariza este movimento. 
Por exemplo, quando o Sol está dentro das fronteiras de 
(coloquialmente “em”) Virgo (18 de setembro a 1° de no-
vembro), os hemisférios que contêm o Sol e as constela-
ções em volta de Virgo serão visíveis durante o dia (veja 
Figura 1-10a). Quando o Sol está no céu e também Virgo 
e as constelações à sua volta, não podemos vê-las. Du-
rante esta época do ano, as constelações do outro lado 
da esfera celeste, centradas na constelação de Pisces, 
estarão na escuridão. Assim, quando o Sol está em Vir-
go, Pisces e as constelações a sua volta estarão altas em 
nosso céu noturno.
FIGURA 1-9 Trajetórias das estrelas circumpolares Esta foto de longa 
exposição, tirada da montanha australiana de Siding Spring e apontada 
para o polo sul celeste, mostra a rotação do céu. Todas as estrelas que 
se encontram entre o polo e o chão são circumpolares. (Anglo-Australian 
Observatory/David Malin Images)
Polo norte
celeste
Céu noturnoLuz do dia
Polo sul
celeste
Polo
Norte
Sol
Capricornus Aquarius
Cancer
Polo
Sul
Gemini
Leo
Virgo
Eclíptica
Pisces
a
Polo norte
celeste
Luz do diaCéu noturno
Polo sul
celeste
Polo
Sul
Leo Cancer
Aquarius
Virgo Sol
Eclíptica
Polo
Norte
Gemini
Capricornus
Pisces
b
FIGURA 1-10 Por que diferentes constelações são visíveis em di-
ferentes épocas do ano? (a) A cada ano, no equinócio de outono (de 
primavera, no hemisfério sul), o Sol está na constelação de Virgo. Como 
vista da Terra, aquela parte do céu estará então na luz do dia e veremos 
estrelas apenas na outra metade do céu, centrada na região da conste-
lação de Pisces. (b) Seis meses mais tarde, o Sol estará em Pisces. Este 
lado do céu estará claro, enquanto o lado centrado em Virgo estará na 
escuridão.
Capítulo 1 Descobrindo o Céu Noturno 37
Seis meses mais tarde, quando o Sol estiver em Pisces, 
esta metade do céu estará iluminada pela luz do dia, en-
quanto Virgo e as constelações a sua volta estarão altas no 
céu noturno (veja Figura 1-10b). Estes argumentos se apli-
cam em qualquer lugar da Terra ao mesmo tempo porque 
o Sol se move ao longo da sua trajetória muito lentamente 
quando visto da Terra, levando um ano para fazer o circui-
to completo.
Falamos anteriormente de estrelas nascendo no hori-
zonte leste e se pondo no horizonte oeste. Dependendo de 
sua latitude, algumas estrelas e constelações nunca desapa-
recem abaixo do horizonte. Em vez disso, traçam círculos 
completos no céu ao longo de cada noite (veja Figura 1-9). 
Para entender por que isso acontece, imagine que você se 
encontra no Polo Norte à noite. Olhando para cima, você 
verá Polaris. Como a Terra está girando em torno de seu 
eixo, que se encontra diretamente abaixo de seus pés, todas 
as estrelas parecem se mover da esquerda para a direita 
(sentido anti-horário) em anéis horizontais em volta de 
você. Uma exceção é Polaris, que sempre permanece no zê-
nite do Polo Norte da Terra. (Todo lugar tem um zênite dife-
rente, que é o ponto exatamente sobre a sua cabeça em 
qualquer lugar onde você se encontre.) Olhando o céu do 
Polo Norte, nenhuma estrela nasce ou se põe (Figura 1-11). 
Elas parecem girar em torno de Polaris em círculos hori-
zontais. As estrelas e constela-
ções que nunca descem abaixo 
do horizonte são chamadas cir-
cumpolares. Embora não exis-
ta umaestrela brilhante no Polo 
Sul equivalente a Polaris, todas 
as estrelas vistas do Polo Sul são também circumpolares e 
se movem da direita para a esquerda (sentido horário).
Se você vive no hemisfério norte, Polaris sempre se lo-
caliza acima do seu horizonte norte em um ângulo igual 
à sua latitude. Apenas as estrelas e as constelações que se 
encontram entre Polaris e a terra imediatamente abaixo 
dela são circumpolares. Se você vai mais para o sul, estan-
do no hemisfério norte, o número de estrelas e constela-
ções que são circumpolares diminui. Da mesma maneira, 
à medida que você vai mais para o norte, estando no he-
misfério sul, o número de estrelas e constelações que são 
circumpolares diminui.
Agora, visualize-se no equador. Todas as estrelas pare-
cem nascer verticalmente para cima no lado leste do céu e 
morrer verticalmente para baixo no lado oeste (veja Figura 
1-12). Polaris é visível apenas no horizonte norte. Enquan-
to Polaris nunca se põe, todas as outras estrelas se põem, 
e deste modo nenhuma delas é circumpolar quando vistas 
do equador.
Como você pode ver depois destes dois últimos exer-
cícios mentais, o ângulo no qual as estrelas nascem e mor-
rem depende da latitude de sua observação. A Figura 1-13 
mostra estrelas nascendo na latitude de 35° norte. Polaris 
se encontra a 35° acima do horizonte na direita desta figura, 
nem no zênite, como seria vista do Polo Norte, nem no ho-
Por que asterismos como a 
Grande Concha algumas ve-
zes são vistos de cabeça para 
baixo e outras vezes de cabeça 
para cima?
FIGURA 1-11 Movimento das estrelas nos polos Como a Terra gira 
em torno de seus polos, as estrelas vistas dessas localizações parecem se 
mover em imensos círculos horizontais. Este é o mesmo efeito que você 
obteria estando de pé em um quarto e girando em torno de si próprio; 
tudo pareceria se mover em círculos a sua volta. No Polo Norte as estrelas 
se movem da esquerda para a direita, enquanto no Polo Sul elas se mo-
vem da direita para a esquerda.
FIGURA 1-12 Nascer e ocaso das estrelas no equador Estando no 
equador, você estará perpendicular ao eixo em torno do qual a Terra gira. 
Visto dali, as estrelas nascem verticalmente para cima no horizonte norte 
e morrem verticalmente para baixo no horizonte oeste. Este é o mesmo 
efeito que você obterá quando se movimentar em linha reta sobre a crista 
de uma montanha; do outro lado da montanha, os objetos parecerão se 
mover em linha reta, para cima, quando você estiver descendo.
FIGURA 1-13 Nascer e ocaso das estrelas em latitudes norte médias 
Diferentemente ao movimento das estrelas nos polos (veja Figura 1-11), 
as estrelas, em todas as outras latitudes, mudam o ângulo acima do solo 
ao longo da noite. Esta fotografia de longa exposição mostra estrelas nas-
cendo. A latitude determina o ângulo no qual as estrelas nascem e mor-
rem. (David Miller/DMI)
38 Parte I Entendendo a Astronomia
rizonte, como seria vista do equador. Como outro exemplo, 
exceto para aquelas estrelas nos cantos, todas as estrelas 
cuja trajetória é mostrada na Figura 1-9 são circumpolares 
porque são visíveis durante toda a noite, em qualquer noite.
1-5 As estações do ano resultam da 
inclinação do eixo de rotação da 
Terra combinada com a translação 
da Terra em torno do Sol
Imagine que você pudesse ver as estrelas mesmo durante o 
dia, de maneira que conseguisse seguir o movimento apa-
rente do Sol contra o fundo de constelações ao longo do ano. 
(O Sol parece se mover entre as estrelas, obviamente, porque 
a Terra gira em volta dele.) Dia após dia, o Sol traça uma tra-
jetória contínua na esfera celeste. Essa trajetória chama-se 
eclíptica. Como se pode ver na Figura 1-14a, a eclíptica faz 
um círculo fechado dividindo a esfera celeste em duas par-
tes iguais. Ela é precisamente o círculo fechado chamado “o 
caminho anual do Sol na esfera celeste” visto na Figura 1-8.
O termo “eclíptica” tem um segundo uso em astrono-
mia. A Terra gira em torno do Sol em um plano também 
chamado eclíptica. As duas eclípticas coincidem exata-
mente: imagine-se no Sol observando a Terra se mover dia 
após dia. A trajetória da Terra na esfera celeste, quando 
vista do Sol, é a mesma trajetória que o Sol faz quando vis-
to da Terra (Figura 1-14b). Relembre também as discussões 
sobre a linha que parte do Sol, passando pela Terra, até a 
esfera celeste na Seção 1-4.
PERCEPÇÃO CIENTÍFICA
Defina seus termos Mesmo como comunicação inter-
pessoal, o uso das palavras corretas é muito importante 
na ciência. Usualmente, palavras científicas têm um sig-
nificado específico, tal como “rotação” denotando giro 
ou “revolução” significando um objeto orbitando outro. 
Fique atento para entender o contexto em que pala-
vras com mais de um significado, tais como “eclíptica” 
e “constelações”, são usadas.
Equinócios e solstícios A eclíptica e o equador celeste 
são círculos diferentes, inclinados 23,5° um em relação ao 
outro na esfera celeste. Isso acontece porque o eixo de ro-
tação da Terra está inclinado 23,5° em relação a uma linha 
perpendicular à eclíptica (Figuras 1-14 e 1-15). Estes dois 
círculos se interceptam em apenas dois pontos, que se en-
contram opostos um ao outro na esfera celeste (Figura 1-16). 
Cada um desses pontos é chamado equinócio (de uma pa-
lavra do Latim que significa “noite igual”), porque quando o 
Sol se encontra em qualquer um deles, está diretamente em 
cima do equador da Terra, resultando em um dia de 12 horas 
e uma noite também de 12 horas em qualquer lugar da Terra.
Com exceção de pequenas mudanças a cada ano, a 
Terra mantém esta orientação inclinada à medida que gira 
em torno do Sol. Consequentemente, Polaris continua em 
cima do Polo Norte ao longo de todo o ano. Durante a me-
tade do ano, o hemisfério norte está inclinado em direção 
ao Sol, e, como resultado disso, o Sol sobe mais alto no céu 
do hemisfério norte do que faria durante a outra metade 
do ano (Figura 1-17). Equivalentemente, quando o hemis-
fério sul está inclinado em direção ao Sol, o Sol sobe mais 
alto no céu do hemisfério sul.
Considere a localização do Sol como visto do hemisfé-
rio norte ao longo do ano. O dia do ano em que o Sol nasce 
mais afastado do leste na direção sul é por volta de 22 de 
dezembro (Figura 1-17) e é chamado de solstício de in-
verno (de verão, no sul). O solstício de inverno é o pon-
to da eclíptica mais ao sul do equador celeste (veja Figura 
1-16). Ele é também o dia em que o Sol sobe a uma menor 
altura ao meio-dia (Figura 1-17a), e isso assinala o dia do 
ano no hemisfério norte com o menor número de horas 
(maior número de horas no sul) de luz do dia.
Polo Norte
celeste
Polo Sul
celeste
Eclíptica
Sol
Polo
Norte
Polo
Sul
a
Eclíptica
Sol
Terra
Plano da eclíptica
b
FIGURA 1-14 A eclíptica (a) A eclíptica é a trajetória aparente anual do 
Sol na esfera celeste. (b) A eclíptica é também o plano descrito pela trajetó-
ria da Terra em torno do Sol. Os planos criados pelas duas eclípticas coinci-
dem exatamente. Como em (a), o eixo de rotação da Terra é mostrado aqui 
com uma inclinação de 23,5° em relação a uma perpendicular à eclíptica.
Capítulo 1 Descobrindo o Céu Noturno 39
Movendo-se ao longo da eclíptica, dia após dia, o Sol nas-
ce mais cedo, mais ao norte do horizonte leste, e vai mais alto 
no céu. Três meses depois, por volta do dia 21 de março, o Sol 
cruza o equador celeste de frente para a direção norte. Este 
dia é chamado de equinócio vernal, ou equinócio de primave-
ra (de outono, no sul), e é um dos dois dias em que o Sol nasce 
exatamente no leste e se põe exatamente no oeste (Figura 
1-17b). O equinócio vernal é o “meridiano primordial” da es-
fera celeste, como discutido anteriormente. Três meses após 
o equinócio vernal, por volta do dia 21 de junho, o Sol nasce 
o mais afastado do leste na direção norte e passa o mais alto 
no céu do norte (veja Figura 1-17c). Este dia é o solstício de 
verão (de inverno, no sul) (veja Figura 1-16), o dia do ano 
mais longo no hemisfério norte (ou maiscurto, no sul).
De 21 de junho até 21 de dezembro, o Sol nasce mais ao 
sul do que nasceria no dia anterior. O ponto mais alto no céu 
que ele atinge fica mais baixo a cada dia – o ciclo dos seis 
meses anteriores se reverte. O equinócio outonal, ou equi-
nócio de outono (de primavera, no sul), ocorre por volta do 
dia 22 de setembro (Figura 1-17d), com o Sol de frente para a 
direção sul ao longo do equador celeste, como visto da Terra.
Geralmente, quanto mais alto o Sol sobe durante o dia, 
mais longo será o período de luz deste dia. Durante os dias 
com períodos de luz mais longos, mais luz e calor prove-
nientes do sol atingem este hemisfério. Além disso, quan-
do o Sol está em sua altura máxima no céu, sua energia é 
mais concentrada na superfície da Terra (Figura 1-17a-d). 
Assim, durante esses dias, mais energia é depositada em 
cada metro quadrado da superfície e, dessa maneira, ela se 
esquenta mais do que quando o Sol está mais baixo no céu. 
A temperatura e, consequentemente, as estações do ano 
são determinadas pela duração do período de luz do dia 
em qualquer lugar e pela altura do Sol neste lugar. (Tenha 
em mente que ventos e nuvens afetam o tempo ao longo 
do ano – aqui estamos ignorando isso.)
Para resumir, o Sol está mais baixo no céu do norte no 
solstício de inverno. Isso marca o começo do inverno no 
hemisfério norte. À medida que o Sol se move na direção 
norte, a quantidade de luz do dia aumenta diariamente. 
3
Primavera no Hemisfério Norte;
outono no Hemisfério Sul
Outono no Hemisfério Norte;
primavera no Hemisfério Sul
Inverno no Hemisfério Norte;
verão no Hemisfério Sul
Verão no Hemisfério Norte;
inverno no Hemisfério Sul
Polo Norte
Polo Norte Polo Sul
Eclíptica
Polo Norte
Polo Sul
Polo Sul
Polo Sul
Solstício de verão
Solstício de inverno
Equinócio de outono
Equinócio vernal
Polo Norte
23,5˚
FIGURA 1-15 A inclinação do eixo da Terra O eixo de rotação da Terra 
está inclinado 23,5° em relação a uma perpendicular ao plano da órbita 
da Terra. A Terra mantém esta orientação (com seu Polo Norte apontando 
para o polo norte celeste perto da estrela Polaris) ao longo do ano à me-
dida que gira em torno do Sol. Consequentemente, a quantidade de ilu-
minação solar e o número de horas de luz do dia em qualquer localização 
na Terra variam de maneira regular com as estações do ano.
Equinócio de outono
Eclíptica
Solstício de verão
Equinócio vernal
Meridiano celeste
primordial
Solstício de
inverno
Equador celeste
Polo sul celeste
Polo norte celeste
23,5 °
FIGURA 1-16 As estações do ano estão ligadas aos equinócios e sols-
tícios A eclíptica está inclinada 23,5° em relação ao equador celeste por 
causa da inclinação do eixo de rotação da Terra. A eclíptica e o equador 
celeste se interceptam em dois pontos chamados equinócios. O ponto 
mais ao norte na eclíptica é chamado solstício de verão (de inverno, no 
sul); o ponto mais ao sul é chamado solstício de inverno (de verão, no sul).
40 Parte I Entendendo a Astronomia
O equinócio vernal marca o ponto médio na quantidade de 
calor vinda do Sol para o hemisfério norte e é o começo da 
primavera. Quando o Sol atinge o solstício de verão, está 
em sua altura máxima no céu e acima do horizonte por 
mais horas do que em qualquer dia do ano. Isso é o come-
ço do verão. Retornando em di-
reção ao sul, o Sol cruza o equa-
dor celeste mais uma vez no 
equinócio outonal, o começo 
do outono.*
 * N. de R. T.: Para um habitante do hemisfério sul a situação é idêntica, 
lembrando apenas que o Sol estará cada vez mais alto no céu quando 
ele se movimenta para o norte em relação ao equador celeste e mais 
baixo no céu quando se movimenta para o sul.
A órbita da Terra em torno do Sol é elíptica (discutire-
mos detalhadamente esta forma no Capítulo 2). Embora a 
distância entre a Terra e o Sol mude por 5 milhões de quilô-
metros ao longo do ano (3 milhões de milhas), esta variação 
tem apenas um efeito secundário nas estações do ano. Se as 
estações do ano fossem causadas pela mudança da distân-
cia entre o Sol e a Terra, todas as regiões da Terra teriam as 
mesmas estações na mesma época. Mas, como todos sabe-
mos, os hemisférios norte e sul têm estações opostas. Além 
disso, A Terra está mais perto do Sol por volta do dia 3 de 
janeiro de cada ano – o fim do inverno no hemisfério norte!
A variação da distância da Terra ao Sol ao longo do ano 
teria um efeito maior se não fosse pelo fato de que o he-
misfério sul tem uma área coberta por oceano muito maior 
Explique por que a foto da Fi-
gura 1-13 deve ter sido tirada 
de frente para o oeste. Suges-
tão: Examine a Figura 1-17.
4
S
L
O
N
S
L
O
N
S
L
O
N
S
L
O
N
Sol
Pôr do Sol
17:30
Nascer
do Sol
8:15
22 Dez
Pôr do Sol
19:05
Nascer
do Sol
6:55
22 Março
Pôr do Sol
18:50
Nascer
do Sol
6:45
22 Set
Pôr do Sol
20:30
Nascer do Sol
5:25
21 Junho
a b
c d
FIGURA 1-17 A trajetória diária do Sol e a energia que ele deposi-
ta aqui (a) No solstício de inverno do hemisfério norte, primeiro dia do 
inverno, o Sol nasce o mais afastado do leste na direção sul, mantém-se 
elevado o menor tempo, e sua luz e calor são menos intensos (mais espa-
lhados) do que em qualquer dia do ano no hemisfério norte. (b) No equi-
nócio vernal, primeiro dia da primavera do hemisfério norte, o Sol nasce 
precisamente no leste e se põe precisamente no oeste. Sua luz e calor tor-
naram-se mais intensos do que em (a), como mostrado pelo brilho oval de 
luz. (c) No solstício de verão do hemisfério norte, primeiro dia do verão, o 
Sol nasce mais afastado do leste na direção norte do que em qualquer dia 
no ano e está na sua altura máxima no céu ao meio-dia, se mantém acima 
do horizonte durante um tempo mais longo, e sua luz e calor são mais 
intensos do que em qualquer dia no hemisfério norte. (d) No equinócio 
outonal, existem as mesmas condições astronômicas do equinócio vernal.
Capítulo 1 Descobrindo o Céu Noturno 41
do que o hemisfério norte. Consequentemente, quando a 
Terra está mais próxima do Sol (e o Sol está alto no céu no 
hemisfério sul), os oceanos do sul refletem mais luz e calor 
de volta para o espaço do que ocorre quando o Sol está em 
sua altura máxima no céu do hemisfério norte durante a 
outra metade do ano. A energia extra enviada de volta ao 
espaço quando estávamos mais próximos do Sol teria sido 
absorvida pelo nosso planeta, e a Terra esquentaria mais do 
que quando o Sol estivesse sobre o hemisfério norte.
PERCEPÇÃO CIENTÍFICA
Esperar o inesperado Muitos fenômenos no universo 
desafiam as explicações do senso comum. O progres-
so da ciência requer que questionemos o óbvio, isto é, 
aquilo que achamos que sabemos. O fato de que a mu-
dança da distância da Terra ao Sol tem um efeito secun-
dário nas estações do ano é um excelente exemplo.
A trajetória do Sol Durante os meses de verão no he-
misfério norte, quando este se encontra inclinado em di-
reção ao Sol, o Sol nasce no nordeste e se põe no noroeste. 
O Sol proporciona mais de 12 horas de luz durante o dia 
e passa alto no céu. No solstício de verão, está tão longe 
ao norte quanto pode alcançar, dando o maior número de 
horas de luz para o hemisfério norte.*
Durante os meses de inverno no hemisfério norte, 
quando este se encontra inclinado em direção oposta ao 
Sol, o Sol nasce no sudeste. A luz do dia dura menos do 
que 12 horas, à medida que o Sol desliza baixo sobre o ho-
rizonte sul e se põe no sudoeste. A noite mais longa no he-
misfério norte acontece quando o Sol está no solstício de 
inverno.**
O ângulo máximo do Sol acima do horizonte sul é di-
ferente conforme a latitude. Quanto mais longe em direção 
ao norte você estiver, mais baixo no céu estará o Sol em 
qualquer hora do dia do que estaria se você estivesse em 
localizações mais equatoriais. Em latitudes acima de 66,5° 
norte ou abaixo de 66,5° sul, o Sol não nasce de maneira al-
guma durante partes dos meses de outono e inverno. Nos 
meses de primavera e verão, essas mesmas regiões da Ter-
ra estãocontinuamente sob a luz do dia durante semanas 
ou meses (Figura 1-18), por isso o nome “Terra do Sol da 
Meia-noite”.
O Sol leva um ano para completar a eclíptica. Desde 
que existem cerca de 365¼ dias em um ano e 360° em um 
círculo, o Sol parece se mover ao longo da eclíptica a uma 
taxa um pouco menor do que 1° por dia. As constelações 
através das quais o Sol se move no decorrer do ano à medi-
da que viaja pela eclíptica são chamadas de constelações 
do zodíaco. Não podemos ver as estrelas dessas conste-
 * N. de R. T.: No hemisfério sul, durante os meses de verão, o Sol nasce 
no sudeste e se põe no sudoeste.
 ** N. de R. T.: No hemisfério sul, durante os meses de inverno, o Sol 
nasce no nordeste e se põe no noroeste.
lações quando o Sol está entre elas, é claro, mas podemos 
fazer um gráfico da trajetória do Sol na esfera celeste para 
determinar através de quais constelações ele se move. Tra-
dicionalmente, havia 12 constelações do zodíaco, cujas 
fronteiras foram estabelecidas na antiguidade. Em 1930, 
as fronteiras foram redefinidas pelos astrônomos, e o Sol 
agora se move através de 13 constelações ao longo do ano. 
(A décima terceira constelação do zodíaco é Ophiuchus, o 
Caçador de Serpentes. O Sol passa a cada ano por Ophiu-
chus de 1° a 19 de dezembro.) A Tabela 1-1 lista todas as 
constelações do zodíaco e as datas em que o Sol passa por 
elas. Assim, você pode não ter o signo que pensa ter.
1-6 O relógio baseado na localização do Sol 
criou pesadelos na marcação de datas
O movimento diário do sol no céu proporcionou aos nos-
sos distantes antepassados a mais antiga referência para o 
tempo, pois a localização do Sol determina se é dia ou noi-
te e, grosseiramente, se é antes ou depois do meio-dia. O 
movimento do Sol no céu determina a duração do dia so-
lar, no qual nosso dia de 24 horas está baseado. Idealmen-
te, este é o intervalo de tempo entre o momento em que o 
Sol está na sua altura máxima no céu em um dia e o mo-
mento em que ele está na sua altura máxima no dia se-
guinte. Entretanto, a duração do dia solar varia ao longo 
do ano. Isso acontece porque a órbita da Terra em torno 
do Sol não é um círculo perfeito – nosso planeta aumenta 
sua velocidade à medida que se aproxima do Sol e a dimi-
nui quando se afasta – e porque o eixo de rotação da Terra 
está inclinado 23,5° em relação a uma perpendicular à 
eclíptica. Esses dois efeitos mudam a velocidade aparente 
do Sol no céu ao longo do ano. O intervalo de tempo médio 
entre dois meios-dias consecutivos ao longo do ano é de 
24 horas, e determina o tempo 
que usamos em nossos reló-
gios. Este intervalo de tempo é 
chamado dia solar médio.
Tradicionalmente, o instante exato do meio-dia foi es-
tabelecido como aquele em que o Sol está na sua altura 
máxima no céu. Mas, como acabamos de ver, o intervalo 
de tempo entre um meio-dia e o próximo não é exatamen-
te de 24 horas; assim, nem sempre o Sol está mais alto ao 
meio-dia. A diferença entre o meio-dia do relógio e o meio-
-dia astronômico (quando o Sol está mais alto) pode ser 
até de 16 minutos.
Como a Terra gira na direção leste, o Sol está na sua 
altura máxima em longitudes diferentes (medida do leste 
para oeste ao longo de linhas que ligam um polo ao outro 
da Terra) em momentos diferentes. Por exemplo, o meio-
-dia na cidade de Nova York ocorre mais cedo do que na 
Philadelphia, que se encontra um pouco mais a oeste. 
Antes do advento dos fusos horários, os tempos locais 
eram baseados no meio-dia astronômico. Para viajar de 
trem para o oeste, por exemplo, de Nova York para a Phi-
ladelphia, você tinha que saber o horário de partida de 
5
Qual região da Terra tem a me-
nor amplitude de variação da 
temperatura sazonal e por quê?
42 Parte I Entendendo a Astronomia
Nova York, usando a hora local, assim como o horário de 
chegada na Philadelphia, usando a hora de lá (se alguém 
fosse se encontrar com você). Tais considerações tempo-
rais tornaram-se muito confusas e difíceis de entender à 
medida que a sociedade ficou mais complexa. Os fusos 
horários foram estabelecidos no final do século XIX para 
amenizar esse problema. Em um mesmo fuso horário, to-
dos acertam seus relógios na mesma hora. Os fusos horá-
rios são baseados no tempo de Greenwich, Inglaterra, o 
0° de longitude, uma localização chamada meridiano pri-
mordial, como mencionado anteriormente. Com algumas 
variações devido às fronteiras geopolíticas, a cada 15° de 
longitude ao longo do globo, inicia-se um novo fuso ho-
rário. Os 24 fusos horários resultantes são mostrados na 
Figura 1-19. Quando você vai de um fuso horário para o 
próximo, geralmente tem de alterar a hora do relógio em 
exatamente uma hora.
Existe também o dia sideral, intervalo de tempo en-
tre o instante em que uma estrela está em um lugar do 
céu até ela voltar a este mesmo lugar. Os dias solar e si-
deral diferem um do outro em comprimento porque, en-
quanto a Terra gira em torno de seu eixo, ela translada 
em torno do Sol. Esse movimento da Terra em sua órbita, 
dia após dia, muda a localização das estrelas, levando-as 
de volta à sua posição original a cada dia 4 minutos mais 
cedo. Dessa maneira, o dia si-
deral dura 23 horas e 56 minu-
tos, enquanto o dia solar dura 
24 horas.
1-7 Calendários baseados em anos de 
igual comprimento também criaram 
problemas de marcação de datas
Assim como o dia é causado pela rotação da Terra, o ano 
é a unidade de tempo baseada na translação da Terra em 
torno do Sol. Como a Terra não leva exatamente 365 dias 
para orbitar o Sol, o ano não tem exatamente 365 dias. Ba-
sear o ano em um ciclo de 365 dias faz com que eventos 
importantes ocorram em dias errados. Para resolver tais 
problemas, o estadista romano Julio César implantou um 
novo calendário no ano de 46 a.C. Como algumas medi-
das revelaram aos antigos astrônomos que o comprimento 
do ano era de aproximadamente 365¼ dias, o calendário 
“juliano” estabeleceu um sistema de anos bissextos para 
ajustar este quarto de dia extra. Com a adição de um dia 
extra ao calendário a cada quatro anos, César esperava 
assegurar que eventos astronômicos sazonais, tais como 
o começo da primavera, ocorressem na mesma data ano 
após ano.
O calendário juliano teria funcionado muito bem se o 
ano tivesse comprimento exato de 365¼ dias e se o eixo 
de rotação da Terra (atualmente apontando na direção de 
Polaris, como discutido anteriormente) nunca mudasse de 
direção. Assim, com o tempo, foi acumulada uma discre-
pância entre o calendário e o tempo real – eventos astro-
nômicos e culturais começaram a cair em diferentes datas 
a cada ano. Para arrumar as coisas, um comitê estabeleci-
do pelo Papa Gregório XIII recomendou um refinamento, 
criando assim o calendário gregoriano em 1582. O Papa 
Gregório começou por retirar dez dias (o dia 5 de outubro 
de 1582 foi proclamado como 15 de outubro de 1582), o 
que levou o primeiro dia da primavera de volta para 21 de 
março. Em seguida, ele modificou o sistema de César de 
anos bissextos. César tinha adicionado o dia 29 de feverei-
ro a todo ano do calendário que fosse exatamente divisível 
por quatro. Por exemplo, 1992, 1996, 2000 e 2004 seriam 
todos anos bissextos com 366 dias. Mas este sistema pro-
duz um erro de aproximadamente três dias a cada quatro 
séculos. Para resolver este problema, o Papa Gregório de-
cretou que o último ano de qualquer século seria um ano 
bissexto apenas se fosse exatamente divisível por 400. Por 
exemplo, os anos de 1700, 1800 e 1900 não seriam bissextos 
dentro do sistema gregoriano aperfeiçoado. Mas o ano de 
Por que um calendário ba-
seado nos dias siderais não 
seria satisfatório?
23:40
00:40
1:40
2:40
3:40
FIGURA 1-18 O Sol da meia-noite A fotografia sequenciada foi ti-
rada no dia 19 de julho de 1985, na latitude de 69° norte no nordeste 
do Alasca. Nesta latitude, o Sol fica acima do horizonte continuamente 
de meados de março até o final de julho. (Doug Plummer/Science Photo 
Library)
TABELA 1-1 As 13 constelações do zodíaco
ConstelaçõesPeríodo da passagem do Sol pela constelação
Pisces 13 de março – 20 de abril
Aries 20 de abril – 13 de maio
Taurus 13 de maio – 21 de junho
Gemini 21 de junho – 20 de julho
Cancer 20 de julho – 11 de agosto
Leo 11 de agosto – 18 de setembro
Virgo 18 de setembro – 1° de novembro
Libra 1° de novembro – 22 de novembro
Scorpius 22 de novembro – 1° de dezembro
Ophiuchus 1° de dezembro – 19 de dezembro
Sagittarius 19 de dezembro – 19 de janeiro
Capricorn 19 de janeiro – 18 de fevereiro
Aquarius 18 de fevereiro – 13 de março
Capítulo 1 Descobrindo o Céu Noturno 43
2000 – que pode ser exatamente divido por 400 – foi um 
ano bissexto.
Usamos o sistema gregoriano atualmente. Ele assume 
que o comprimento do ano é de 365,2425 dias solares em 
média, o que é muito próximo do comprimento do ano tro-
pical, definido como o intervalo de tempo de um equinócio 
vernal ao próximo. Na realidade, o erro é de apenas um dia 
em cada 3.300 anos. Mas isso não causará qualquer proble-
ma por um longo tempo.
1-8 Precessão é um lento movimento 
circular do eixo de rotação da Terra
Conforme já vimos, o eixo de rotação da Terra muda len-
tamente em relação à esfera celeste (isto é, “aponta” em 
outra direção ao longo do tempo). Embora esta mudança 
seja pequena em relação ao tempo de nossas vidas, causa a 
deriva do polo norte celeste em um círculo, fazendo-o afas-
tar-se de Polaris. Esta mudança na orientação é causada 
por forças gravitacionais da Lua e do Sol que atraem a pe-
quena saliência equatorial da Terra criada pela sua própria 
rotação – o diâmetro do nosso planeta é aproximadamen-
te 43 km (27 mi) maior no equador do que o diâmetro de 
polo a polo. A gravitação (gravidade) é a força universal 
de atração entre qualquer matéria. A intensidade da força 
gravitacional entre dois objetos depende da quantidade de 
massa que possuem e da distância entre eles, como expli-
caremos em mais detalhe no Capítulo 2.
Por causa da inclinação do eixo de rotação, o Sol e a 
Lua não se encontram localizados diretamente sobre o 
equador da Terra. Assim, suas atrações gravitacionais so-
bre a Terra tentam forçar a saliência equatorial a ficar tão 
próxima deles quanto possível. Entretanto, a Terra não 
responde a essas forças do Sol e da Lua de maneira a ficar 
perpendicular a eles em seu eixo. Em vez disto, ela muda 
a direção na esfera celeste para a qual seu eixo de rotação 
aponta – um movimento chamado precessão. É como se 
fosse um pião girando (Figura 1-20a). Se o pião não estives-
se girando, a gravidade iria puxá-lo de lado. Mas, enquanto 
ele está girando, as ações combinadas da gravidade e da 
A
F*
I
Z
A
B
C
C*
D
D*
E
 0
h m
+1
+2
+3
+3 30
+4
+4 30
+5
E*
F
F*
G
H
I
I*
+5 30
h m
+6
+6 30
+7
+8
+9
+9 30
K
K*
L
L*
M
M*
M†
+10
h m
+10 30
+11
+11 30
+12
+13
+14
N
O
P
P*
Q
R
S
–1
h m
–2
–3
–3 30
–4
–5
–6
T
U
U*
V
V*
W
X
–7
h m
–8
–8 30
–9
–9 30
–10
–11
Y –12
Hora Oficial=Tempo Universal + valor da tabela
‡ Nenhuma Hora Oficial adotada
X W V U T S R Q P O N Z A B C D E F G H I K L M Y
150°O 120°O 150°L 180°L120°L90°O 90°L60°O 60°L30°O 30°L0°
V
U T
S
S
S
R
R
R
R
Q
P
P
Z
Z
Z
Z
A
A
A
B
B
B
B
B
B
C
C
C
C
C
D
D*C*
E
E
E*
E
F
F
F
G
G
G
H
H
H
H
H
H
H
H
II
I*
I
K
K
K
K
L
L
M
M
M
N
Q
P
D
‡
T R
D
D
K
A
Q
FIGURA 1-19 Fusos horários do mundo Por conveniência, a circunfe-
rência da Terra é dividida em 24 fusos horários. De maneira ideal, cada 
fuso horário deveria ser exatamente na direção norte-sul. Entretanto, 
considerações políticas tornam muitos fusos irregulares. Com efeito, exis-
tem alguns fusos que têm apenas meia hora de largura.
44 Parte I Entendendo a Astronomia
O eixo de rotação da
Terra muda de direção
(precessão)
Atração gravitacional
do Sol
Rotação da Terra
Atração gravitacional da Lua
1 2 3 4
a
Rotação do
giroscópio
O eixo de rotação
do giroscópio
muda de direção
(precessão)
Atração gravitacional
da Terra
FIGURA 1-20 Precessão e trajetória do polo norte celeste (a) A 
atração gravitacional da Lua e do Sol sobre a saliência equatorial da 
Terra provoca a precessão. A situação é análoga à de um pião girando. 
O desenho acima do pião ilustra como é o movimento do Polo Norte 
ou do Polo Sul da Terra, enquanto o ponto em relação ao qual o 
pião gira representa o centro da Terra. À medida que o pião gira, a 
atração gravitacional da Terra faz com que o eixo de rotação do pião 
se movimente em um círculo – leva-o a precessar. (b) À medida que a 
Terra faz o movimento de precessão, o polo norte celeste lentamente 
traça um círculo entre as estrelas do norte. Atualmente, o polo norte 
celeste está perto de Polaris, uma estrela moderadamente brilhante 
que funciona como estrela polar. O período de precessão total é de 
26 mil anos.
b
CYGNUS
LYRA
Vega
8.000 d.C.
15.000 d.C.
1 d.C.
5.000 a.C.
URSA MAJORCORONA
BOREALIS
Trajetória
do polo norte
celeste
CASSIOPEIA
CEPHEUS
DRACO
PolarisHoje
URSA
MINOR
Thuban
Deneb
Capítulo 1 Descobrindo o Céu Noturno 45
rotação provocam a precessão do seu eixo de rotação ou 
bamboleio em uma trajetória circular. Da mesma maneira 
que o pião, as ações combinadas da gravidade do Sol e da 
Lua mais a rotação fazem com que o eixo da Terra trace um 
círculo no céu, permanecendo 23,5° inclinado na perpendi-
cular. Em meados da década de 1990, os astrônomos simu-
laram o comportamento da Terra e descobriram que, sem 
uma Lua grande, ela não manteria uma inclinação de 23,5°, 
mas, em vez disso, este ângulo mudaria drasticamente.
A taxa de precessão da Terra é lenta comparada com a 
escala de tempo humana. O polo norte celeste leva aproxi-
madamente 26 mil anos para traçar um círculo completo 
no céu, como mostrado na Figura 1-20b. (O polo sul celes-
te executa um círculo similar no céu do sul.) Atualmente, 
o eixo de rotação da Terra se encontra a 1° de Polaris. No 
ano 3.000 a.C., ele estava apontando para um ponto próxi-
mo a Thuban na constelação de Draco (o Dragão). No ano 
14.000 d.C., a estrela mais próxima do polo norte celeste 
será Vega, da constelação de Lyra.
À medida que o eixo de rotação da Terra precessa, seu 
plano equatorial também se move. Como o plano equato-
rial define a localização do equador celeste no céu, o equa-
dor celeste também se move ao longo do tempo. Lembre-
-se de que a interseção do equador celeste com a eclíptica 
define os equinócios, de modo que essas localizações-cha-
ve no céu deslocam-se lentamente ano após ano. Este fe-
nômeno completo costuma ser chamado de precessão 
dos equinócios. Esta mudança foi descoberta pelo grande 
astrônomo grego Hiparco, no século 2 d.C. Hoje, o equinó-
cio vernal está localizado na constelação de Pisces (Pei-
xes). Dois mil anos atrás, estava localizado em Aries (Áries, 
o Carneiro). Por volta do ano 2.600 d.C., o equinócio vernal 
se moverá para Aquarius (o Aquário).
1-9 As fases da Lua inspiraram primitivamente 
o conceito de mês
Enquanto o efeito da Lua na precessão da Terra estende-se 
por milênios, muitos outros efeitos lunares são perceptí-
veis todos os dias. À medida que a Lua gira em torno da 
Terra, ela se move do oeste para o leste, mudando sua po-
sição entre as estrelas ao fundo. Sua posição relativa ao Sol 
também muda, e assim vemos as diferentes fases lunares.
O Sol ilumina sempre a metade da Lua. A fase da Lua 
que vemos depende de qual fração do seu hemisfério ilu-
minado pelo Sol está de frente para a Terra. Quando a Lua 
está mais próxima do Sol, seu hemisfério sem iluminação 
está de frente para a Terra. Esta fase, que dura enquanto a 
Lua aparece, no máximo, como um minúsculo crescente, é 
chamada Lua nova (Figura 1-21).
Órbita da Lua
Lua quarto
crescente
ou primeiro
quarto
Lua
crescente
côncava
Lua
nova
Meio-dia
Meia-noite
Lua
minguante
côncava ou
decrescente
côncava
Lua
crescente
convexa
Lua quarto
minguante
ou terceiro
quarto
Lua
minguante
convexa ou
decrescente
convexa
Lua
cheia
Terra
Lu
zd
o S
ol
Lu
z d
o S
ol
18 h
6 h
Lu
z d
o S
ol
FIGURA 1-21 As fases da Lua O diagrama mostra a Lua em oito 
localizações em sua órbita quando vista de longe e acima do Polo Nor-
te da Terra. As fotografias mostram as fases da Lua resultantes como 
vistas da Terra. As fotografias do minguante côncavo e do quarto min-
guante são mostradas ao contrário, mas estão corretamente orientadas 
quando vistas da Terra. A luz do Sol sempre ilumina uma metade da 
Lua, enquanto a outra metade fica escura. A Lua leva aproximadamen-
te 29½ dias para passar por todas as suas fases. (Yerkes Observatory and 
Lick Observatory)
46 Parte I Entendendo a Astronomia
Durante os sete dias seguintes à fase nova, o hemis-
fério iluminado da Lua torna-se cada vez mais exposto à 
nossa visão, resultando em uma fase chamada Lua crescen-
te côncava. No primeiro quarto da Lua, ou Lua quarto cres-
cente, vemos a metade do hemisfério iluminado e a metade 
do hemisfério escuro. “Quarto da Lua” refere-se à quarta 
parte do ciclo de fases e não à fração da Lua que aparece 
iluminada pelo Sol.
 Ao longo da semana seguinte uma 
parte ainda maior do hemisfério 
iluminado pode ser vista da Terra, 
nos dando a fase chamada Lua cres-
cente convexa ou Lua gibosa crescente. “Gibosa” significa 
“arredondada em ambos os lados”. Quando a Lua chega 
ao lado oposto da Terra, mais distante do Sol, vemos vir-
tualmente tudo do hemisfério iluminado. Esta fase é a 
Lua cheia. Nas duas semanas seguintes, cada vez mais, 
vemos uma menor parte do hemisfério iluminado à me-
dida que a Lua prossegue em órbita. Este movimento 
produz a fase chamada Lua minguante convexa ou de-
crescente convexa (ou, ainda, gibosa decrescente); em se-
guida, a Lua quarto minguante ou terceiro quarto e, final-
mente, a Lua minguante côncava. A Lua faz um ciclo 
completo de fases em 29½ dias.
Frequentemente acontece uma confusão com os ter-
mos “lado oculto” e “lado escuro” da Lua. O lado oculto é 
aquele que não fica de frente para Terra. O lado escuro é o 
que não está recebendo a luz do Sol. Examinando a Figura 
1-21, você pode ver que o mesmo lado da Lua sempre fica 
de frente para a Terra. A metade da Lua que nunca fica de 
frente para a Terra é o lado oculto. No entanto, o lado ocul-
to nem sempre é o escuro, pois vemos parte deste sempre 
que a lua não está cheia.
A Figura 1-21 mostra a Lua em várias posições em sua 
órbita. Lembre-se de que o lado iluminado da Lua fica à 
direita (oeste) durante a Lua crescente, e à esquerda (leste) 
durante a Lua decrescente. Assim, é fácil saber se a Lua é 
crescente ou decrescente. Observando-a com um telescó-
pio, o melhor lugar para enxergar detalhes é o mais pró-
ximo da sombra. Isso ocorre na fronteira entre as regiões 
escura e iluminada, chamada terminador.
A Figura 1-21 também mostra o tempo local em todo 
o globo, do meio-dia, quando o Sol está na sua altura máxi-
ma, até a meia-noite, quando está do lado oposto da Terra. 
Essas marcas temporais indicam quando a Lua está na sua 
altura máxima no céu. Por exemplo, no quarto crescente, 
a Lua está a 90° a leste do Sol; assim, ela está na sua al-
tura máxima no momento do pôr do Sol. Na Lua cheia, a 
Lua está oposta ao Sol; assim, está na sua altura máxima à 
meia-noite. Usando essa informação, você pode ver que a 
Lua é visível durante o dia (Figura 1-22) durante parte da 
maioria dos dias do ano.
Desde a alvorada da civilização, tem-se buscado sis-
temas periódicos precisos. Os antigos egípcios queriam 
IN
TERAT IVO
 1
. 2
EXE
RCÍCIO
AN
IMAÇÃO 1.5
6
7
FIGURA 1-22 A Lua durante o dia A Lua é visível em algum momen-
to durante as horas de luz quase todos os dias. O intervalo de tempo do 
dia ou da noite em que ela está no céu depende de sua fase. (Richard 
Cummins/SuperStock)
Órbita da Terra
Sol
Lua nova
Lua nova
4. Após um mês sinódico, a Lua está novamente
nova e se encontra entre o Sol e a Terra.
2. Vista da Terra, quando
a Lua está no ponto 1, ela
se encontra na mesma
direção de uma certa
constelação.
1. Na Lua nova, a Lua
se encontra entre o Sol
e a Terra.
3. Após um mês sideral, a Lua
está localizada aqui. Vista da
Terra, ela novamente se
apresenta na mesma direção
da mesma constelação.
A mesma constelação distante
FIGURA 1-23 Os meses sideral e sinódico O mês sideral é o tempo 
que a Lua leva para completar uma revolução em relação às estrelas de 
fundo. Entretanto, como a Terra está constantemente se movendo em sua 
órbita em torno do Sol, a Lua deve andar mais de 360° para ir de uma Lua 
nova a outra. O mês sinódico é o intervalo de tempo que a Lua leva entre 
duas luas novas ou duas luas cheias consecutivas. Assim, o mês sinódico é 
um pouco mais longo do que o mês sideral.
Capítulo 1 Descobrindo o Céu Noturno 47
saber quando o Nilo transbordaria, e os agricultores ne-
cessitavam determinar o momento de plantar suas cultu-
ras. Tribos migratórias desejavam saber quando o tempo 
mudaria. Líderes religiosos agendavam seus rituais de 
acordo com os eventos celestes. Assim, os astrônomos 
têm sido tradicionalmente responsáveis por revelar o 
tempo. Com efeito, de cada quatro maneiras de estabe-
lecer ciclos temporais, três são de origem astronômica: o 
tempo é determinado pela posição da Lua, do Sol ou das 
estrelas, ou atualmente, por meios tecnológicos, como 
um relógio atômico.
O tempo aproximado de quatro semanas que a Lua 
leva para completar um ciclo de suas fases inspirou nos-
sos ancestrais a inventar o conceito de mês. Os astrôno-
mos acham útil definir dois tipos de meses, dependendo 
se o movimento da Lua é medido em relação às estrelas 
ou ao Sol. Nenhum dos dois corresponde exatamente 
aos meses do nosso calendário, que têm diferentes ta-
manhos.
O mês sideral é o tempo que a Lua leva para fazer 
uma órbita completa de 360° em torno da Terra (Figura 
1-23). Da mesma maneira que o dia sideral, o comprimen-
to do mês sideral é determina-
do pela localização da Lua em 
sua órbita em torno da Terra 
medida em relação às estrelas. Equivalentemente, este é o 
tempo que a Lua leva para partir de um ponto da esfera 
celeste e retornar para ele. O período orbital sideral da Lua 
tem cerca de 27,3 dias. O mês sinódico, ou mês lunar, é 
o tempo que a Lua leva para completar um ciclo de fases 
de 29½ dias (isto é, de uma Lua cheia a outra), e assim ele é 
medido em relação ao Sol e não às estrelas.
O mês sinódico é mais longo do que o sideral porque 
a Terra está girando em torno do Sol quando a Lua está 
passando pelas suas fases. Como mostrado na Figura 
1-23, a Lua deve viajar mais do que 360° ao longo de sua 
órbita para completar um ciclo de fases (por exemplo, de 
uma Lua nova até a próxima), o que leva 2,2 dias a mais 
do que o mês sideral.
Ambos os meses, sideral e sinódico, variam um pouco, 
porque a atração gravitacional do Sol sobre a Lua afeta sua 
velocidade à medida que ela gira em torno da Terra. O mês 
sideral pode variar em até 7 horas, enquanto o mês sinódi-
co pode variar em até 12 horas.
Na Figura 1-22, a Lua é cres-
cente ou decrescente?
Pode ocorrer eclipse
Pode ocorrer
eclipse
Lua cheia
Órbita da Terra,
plano da eclíptica
Lua cheia
Lua cheia
Lua cheia
Sem
possibilidade
de eclipse
Sem
possibilidade
de eclipse
Lua nova
Lua nova
Lua nova
Lua nova
Linha dos
nodos
Linha dos
nodos
Linha dos
nodos
Sol
5°
Linha dos nodos
Lua
 FIGURA 1-24 Condições para eclipses A Lua deve estar 
nova e muito próxima da eclíptica para que aconteça um 
eclipse solar. Um eclipse lunar ocorre somente quando a 
Lua está muito próxima da eclíptica na Lua cheia. Quando 
as fases de Lua nova ou de Lua cheia ocorrem e a Lua se encontra longe 
da eclíptica, nenhum eclipse é visto, porque a Lua e a Terra não passam 
uma pela sombra da outra.
AN
IMAÇÃO 1.6
48 Parte I Entendendo a Astronomia
Os termos sinódico e sideral são também usados na 
discussão do movimento de outros corpos no sistema so-
lar. O período sinódico de um planeta é o tempo entre ali-
nhamentos consecutivos perfeitos do Sol, da