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Introdução à Astronomia 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
OVL 111 
O Sol e a Lua 
O Sol e a Lua 
Adorados como deuses irmãos ou consortes entre 
os povos antigos, o Sol e a Lua influenciam bem 
mais do que a imaginação da humanidade. 
 Os principais efeitos astronômicos no planeta são 
justamente produzidos pelo Sol, pela Lua ou por 
ambos. 
 Embora tenham tamanho aparente similar (~ 0.5 
graus) na esfera celeste, tratam-se de corpos 
completamente distintos, tanto em composição 
quanto em escala de tamanho. 
O Sol e a Lua 
O Sol 
•Estrela de aproximadamente 4,5 bilhões de anos. 
•Distância média da Terra de 149,6 milhões de quilômetros 
(chamamos de 1 unidade astronômica, 1 ua). 
•Diâmetro: 1,4 milhões de quilômetros (~109 vezes o da Terra) 
•Massa: 1,989 1030 kg (333.400 vezes a massa da Terra. 
99,86% da massa de todo o Sistema Solar!) 
•Formado quase que totalmente por hidrogênio (H) e hélio (He). 
•Maior e mais massivo astro do Sistema Solar, o que o faz 
manter planetas, asteróides e cometas girando ao seu redor. 
•Temperatura e pressão variam da região central, onde está a 
fonte geradora de radiação, à “superfície”. 
Estrutura 
Interior solar: 
• núcleo (core), 
• Zona radiativa, 
• zona convectiva. 
 
Atmosfera solar: 
• fofosfera, 
• cromosfera, 
• coroa. 
The Photosphere 
Núcleo e zona convectiva 
Núcleo: lá se concentra a maior parte da massa solar. Altíssimas 
pressões e temperaturas (da ordem de 16.000.000 oC) tornam 
possíveis reações termonucleares que transformam 4 átomos de H 
em 1 átomo de He e que são responsáveis pela liberação de uma 
energia equivalente à explosão de 100 bilhões de toneladas de TNT a 
cada segundo! 
Nas seguintes regiões ocorre o transporte da energia gerada no 
núcleo para as camadas superficiais. 
Zona radiativa: onde a energia flui por radição, isto é, não há 
movimento das parcelas de gás, só transporte de fótons. 
Zona convectiva: energia não é transmitida de forma radiativa, tendo 
em vista o baixíssimo livre caminho médio dos fótons na região. A 
energia é transmitida através de correntes de convecção. 
Fotosfera 
limbo 
Manchas solares 
É a região do Sol que 
observamos, donde os fótons 
escapam. 
É delimitada por uma fronteira 
aparentemente bem marcada, 
que chamamos de limbo. 
Na fotosfera, observamos a 
presença de algumas regiões 
mais escuras, que chamamos 
de manchas solares. 
A temperatura efetiva do Sol corresponde à temperatura média 
do topo da fotosfera (5785 K). 
Quando observamos o Sol na 
direção do centro de seu disco, 
recebemos a luz das camadas mais 
profundas da fotosfera, que são mais 
quentes e mais densas e, desta 
forma, mais brilhantes do que as 
camadas superiores. 
Quando olhamos para o limbo, 
vemos a luz das camadas mais altas 
e frias da fotosfera. 
Escurecimento de limbo 
A cromosfera possui temperatura e localização 
intermediária entre aquelas da fotosfera e coroa. 
Mostra-se como uma região rosa-avermelhada vista pouco 
antes ou após a totalidade de eclipses solares. 
Sua temperatura vai de 6000 K a 50000 K. 
A cor rosada deve-se a Hα em emissão no espectro da 
cromosfera. 
Cromosfera 
Séries do Hidrogênio: 
Cromosfera 
Espectro de lampejo (flash) 
O espectro da cromosfera pode ser obtido durante 20 s, antes 
da totalidade de um eclipse solar. 
Coroa 
Normalmente observada 
apenas durante 
eclipses totais do Sol. 
Possui linhas de Fe, Ni e 
Ca ionizados até 15 
vezes. 
Temperatura é superior 
a 1 milhão de Kelvins. 
Temperatura varia de 
50000 K (acima da 
cromosfera) até 
3500000 K (no topo da 
coroa). 
Coroa durante o máximo e mínimo 
solar 
A coroa 
quiescente 
A coroa ativa 
Aquecimento das regiões externas do Sol 
O aquecimento das 
regiões mais externas da 
atmosfera solar continua a 
ser um fenômeno sem 
explicação clara. Acredita-
se que a zona convectiva 
do Sol tenha papel 
importante na produção 
de ondas acústicas e 
magnéticas que se 
propagarão pela 
cromosfera e coroa, 
aquecendo-a. 
Telescópio Solar McMath-Pierce 
Localizado no Kitt Peak, Arizona 
Manchas solares 
Umbra Penumbra 
Granulação 
Como surgem as manchas solares? 
Na região em que as linhas de 
campo magnético saem da 
fotosfera, surgem manchas, que 
costumam aparecer sempre em 
pares próximos. 
As manchas surgem 
através da interação 
entre a rotação 
diferencial do Sol e a 
zona convectiva. 
Polaridades Magnéticas 
Polaridades 
opostas em 
cada par 
Pares em 
hemisférios 
opostos têm 
polaridade oposta 
A estrutura 
reverte 
polaridade a 
cada ciclo 
S 
N 
S 
N 
S 
N 
Beginning of cycle Later in the same cycle 
N 
N 
S 
S 
S 
N 
N 
S 
The next cycle 
N 
N 
S 
S 
Propriedades das Manchas Solares 
• São mais escuras (portanto, mais 
frias) do que a fotosfera circundante; 
• inibem a granulação; 
• surgem em pares; 
• seguem um ciclo de aproximadamente 
11 anos (ciclo solar). 
Linhas de campo magnético 
Ciclo Solar 
O ciclo solar constitui-se 
num período de 
aproximadamente 11 anos, 
durante o qual a atividade 
solar chega a um máximo e 
decai para níveis mínimos. 
Foi inicialmente descoberto 
através das contagens de 
manchas estelares, porém 
pode ser constatado 
através de uma variedade 
de indicadores de atividade 
magnética (linhas de 
emissão, erupções, etc) 
Mínimo de Maunder 
Entre 1650 e 1710, observou-se um período de 
atividade anormalmente calma no Sol. Este período, 
chamado de Mínimo de Maunder, coincidiu com um 
período de invernos rigorosos na Europa. 
Grânulos 
• Vistos na fotosfera 
• colunas de gás quente -- 
células convectivas. 
• Têm de 1000 a 1500 km de 
diâmetro 
• duram cerca de 15 minutos 
antes de dissiparem-se 
• as áreas escuras mostram 
onde o gás está descendo 
Espectroscopia de Grânulos 
O movimento das células convectivas 
pode ser constatado do espectro de 
altíssima resolução dos grânulos solares. 
Espículas 
• Colunas de gás da cromosfera que 
erguem-se em direção à coroa. 
• Têm até 1000 km de diâmetro e 
10000 km de altura. 
• São mais frias do que a coroa. 
• Tipicamente erguem-se por 5 
minutos a uma velocidade de 25 
km/s. 
• Desfazem-se rapidamente. 
• Formam-se nas bordas das regiões 
chamadas supergrânulos. 
Supergrânulo cercado por 
espículas. 
Fáculas e Plagas 
Fáculas são pequenos 
filamentos mais brilhantes do 
que as regiões 
circunvizinhas no disco solar. 
Plagas são regiões extensas, 
também mais brilhantes do 
que a circunvizinhança, 
como as fáculas. 
Costumam anteceder a 
aparição de manchas 
solares. 
Protuberâncias 
Gases quentes, 
associados a manchas 
solares, podem ser 
lançados à coroa, 
formando colunas 
incandescentes com 
até 50000 K que 
chamamos de 
protuberâncias. 
Erupções 
Erupção solar flagrada pelo SOHO em 26/10/03, 
que durou ao todo 9 horas! 
As erupções solares são os 
fenômenos mais violentos 
dentre aqueles produzidos 
pela atividade magnética 
solar. Nessas explosões, 
uma enorme quantidade de 
massa é lançada ao 
espaço. Algumas, 
chegando à Terra, 
danificam satélites e 
prejudicam as 
telecomunicações. 
Erupções 
Buracos 
coronais 
Buracos coronais são 
regiões escuras da 
coroa, onde a 
temperatura e a 
densidade são 
relativamente mais 
baixas do que nas 
circunvizinhanças. 
Atividade de raio X no Solsol quiescente 
sol ativo 
A figura mostra a variação na emissão 
de raio X pelo Sol durante um ciclo solar 
completo. 
Vento Solar 
É o fluxo de partículas do Sol ao espaço. 
Passa pela Terra com velocidade entre 400 a 500 km/s, chegando, algumas vezes 
a rajadas de até 1000 km/s. 
Deixam o Sol com maior velocidade a partir dos buracos coronais. 
Esticam linhas de campo magnético solar em direção ao espaço. 
Vento Solar e Buracos Coronais 
O vento solar escapa mais facilmente através dos buracos 
coronais porque nessas regiões as linhas de campo magnético 
abrem-se radialmente para o espaço, ao contrário de nas 
regiões brilhantes da coroa, que correspondem a regiões de 
campos fechados. 
Formação de Auroras 
Quando o vento solar chega à Terra, algumas de suas partículas são 
capturadas pelo campo magnético terrestre, espiralando em direção aos 
pólos magnéticos. Quando elas se chocam com as partículas da atmosfera, 
causam o fenômeno das auroras. 
Tempestades Solares e a Magnetosfera 
Cinturões de Van Allen 
Cinturões de Van Allen 
são toros de partículas 
carregadas em torno da 
Terra, confinadas pelo 
campo magnético 
terrestre. Relacionam-se 
com a formação de 
auroras. 
Auroras 
http://www-spof.gsfc.nasa.gov/ 
http://www-spof.gsfc.nasa.gov/ 
Aurora Seen From Space 
Aurosas são causadas 
pela interação de 
partículas de alta 
energia, principalmente 
elétrons, com os 
átomos neutros da alta 
atmosfera. 
Lunações 
• Além da passagem do dia, o período lunar era facilmente 
mensurável pela variação das fases lunares. 
• Os antigos perceberam que o interregno entre duas fases 
lunares iguais consecutivas (i.e., dois novilúnios ou dois 
plenilúnios, por exemplo) correspondia 29,5 dias 
aproximadamente. 
• O ciclo de fases lunares é chamado de lunação. O tempo 
correspondente a uma lunação é chamado de mês sinódico. 
Sua duração real vale 29,530589 dias. 
• A lunação motivou os antigos a agrupar a contagem dos dias 
em blocos de 29 e 30 dias que coincidem com a lunação. Daí 
surgiu o mês lunar. 
Fases 
À media que viaja ao 
redor da Terra ao 
longo do mês, a Lua 
passa por um ciclo de 
fases, durante o qual 
sua forma parece 
variar gradualmente. 
O ciclo completo dura 
aproximadamente 
29,5 dias. 
Fases 
Fases 
Lua nova: 
• Lua e Sol, vistos 
da Terra, estão na 
mesma direção. 
• Lua nasce ~ 6h e 
se põe ~18h. 
Lua quarto-
crescente: 
• Lua e Sol, vistos 
da Terra, estão 
separados de 90o. 
• No HS, Lua à 
leste do Sol. 
• Lua nasce ~ 12h 
e se põe ~24h. 
Lua cheia: 
• Lua e Sol, vistos 
da Terra, estão em 
direções opostas 
de 180o, ou 12h. 
• Lua nasce ~ 18h 
e se põe ~6h. 
Lua quarto-
minguante: 
• Lua e Sol, vistos 
da Terra, estão 
separados de 90o. 
• No HS, Lua à 
oeste do Sol. 
• Lua nasce ~ 24h 
e se põe ~12h. 
Períodos de revolução 
Mês sinódico ou lunação: intervalo de tempo médio 
entre duas fases iguais consecutivas. Duração ~29,5 
dias. 
Mês sideral: tempo necessário para a Lua completar 
uma volta em torno da Terra em relação a uma 
estrela. Duração ~27,32 dias. 
Eclipses 
• Os eclipses ocorrem quando um corpo astronômico é 
temporariamente obscurecido ao passar pela sombra de 
um corpo ou por ter sua visão bloqueada, so longo da 
linha de vidada, pela interposição de um outro corpo. 
• Na Terra, os eclipses tradicionalmente referenciam-se 
ao eclipse solar (passagem da Terra pelo cone de 
sombra da Lua ) e lunar (passagem da Lua pelo cone 
de sombra da Terra). 
Eclipse Total, Parcial ou Anular 
• O eclipse será total, parcial ou anular se o corpo 
obscurecido for observado desde a umbra, penumbra 
ou antumbra do corpo interposto, respectivamente. 
Condições para eclipses 
• Eclipses lunares 
ocorrem durante 
plenilúnios. 
• Eclipses solares 
ocorrem durante 
novilúnios. 
• A Lua deve estar sobre 
a ou próxima à eclíptica. 
• Eclipses do Sol e Lua 
são sempre precedidos 
de uma fase de eclipse 
penumbral. 
Curiosidades sobre eclipses 
• A cada ano terrestre, ocorrem sempre de 2 a 7 
eclipses, entre lunares e solares. 
• Há pelo menos 2 eclipses solares a cada ano, a 
maioria dos eclipses solares só é visível a partir de 
uma das regiões polares. 
• Há no máximo 5 eclipses solares a cada ano. 
• A duração máxima de um eclipse solar total é pouco 
mais que 7 minutos. 
Eclipses solares 
• A Lua se interpõe entre a Terra e 
o Sol. 
• Pode ser total, parcial ou anular. 
Caminho do 
Eclipse 
Eclipses lunares 
● A Terra se interpõe entre a 
Lua e o Sol. 
● Pode ser total ou parcial, 
jamais anular. 
● Durante o eclipse lunar, é 
possível constatar a 
esfericidade da superfície 
terrestre a partir da 
sombra da Terra. 
Visibilidade dum 
Eclipse lunar 
Fenômenos durante eclipses 
● O momento em que o Sol 
começa a despontam de 
um eclipse solar costuma 
ser chamado de “anel de 
diamante” 
● Antes e após a totalidade 
de um eclipse solar, a luz 
solar chega num padrão de 
interferência, que pode ser 
observado no solo. 
O eclipse de 1912 
● O eclipse de 1912 foi um grande evento 
para a elite carioca. 
Houve muitos comentários na imprensa e 
o próprio 
presidente foi observá-lo. 
O presidente Hermes da Fonseca na 
fazenda do Sr. 
Hess, em Passa Quatro 
Fotografia de Olyntho Barreto 
Fonte: Fon-fon, 19/10/1912 / Arquivo: BN 
Superfície lunar 
A superfície lunar é 
coberta por uma camada 
de poeira chamada 
regolito, composta por 
microfragmentos de 
rochas criados durante 
eons de 
bombardeamento 
meteorítico. 
Efeitos de Maré 
A ação gravitacional de um corpo sobre o outro deforma 
ligeiramente a forma de ambos: os corpos se esticam ao 
longo da linha que une os dois centros de massa. Essa 
deformação é chamada de “bojo mareal”. 
A ação da Lua sobre a Terra 
provoca o surgimento de “bojos 
oceânicos”, que são mais 
facilmente perceptíveis do que 
os “bojos corporais”. Ademais, a 
Terra rotaciona mais velozmente 
do que a revolução lunar, de 
modo que os bojos oceânicos 
mudam de posição, acarretando 
o fenômeno das marés. 
Evolução mareal das órbitas 
Uma vez que a Terra está se movendo, seus bojos mareais são 
arrastados para fora da linha que une os centros de massa da Terra e 
da Lua. 
 
Os bojos mareais terrestres acabam por afetar a órbita lunar, 
arrastando a Lua consigo. O efeito global destas forças é levar a Lua 
para uma órbita cada vez mais distante. 
 
Simultaneamente, a Lua atrai o bojo mareal terrestre, diminuindo 
lentamente a velocidade de rotação da Terra. 
 
Em função disso, daqui a milhões de anos, o dia terá bem mais do que 
24 horas e a Lua estará mais distante. Há bilhões de anos atrás, ao 
contrário, o dia terrestre tinha apenas 4-5 horas de duração. 
Mapa gravimétrico da Lua 
Mapa gravimétrico 
Mapa altimétrico 
Composição da Lua 
A Lua possui uma 
composição um pouco 
semelhante à da Terra. 
Porém, possui poucos 
voláteis, incluindo água. 
Os “mares” lunares são mais 
ricos em Ferro e Titânio do 
que os planaltos. 
A sonda Clementine 
encontrou evidências da 
existência de gelo em 
crateras profundas no pólo 
sul lunar. Este gelo 
possivelmente proveio de 
cometas. 
Origem da Lua 
A origem da Lua provavelmente envolveu uma 
colisão entre a Prototerra e algum planetésimo 
de grandes proporções, por causa dos seguintes 
fatos: 
• Planetas terrestres não formaram discos 
circumplanetários substanciais. 
• A razão de massa Lua-Terra excede a de qualquer 
outro satélite-planeta, tirante Caronte-Plutão. 
• A Lua possui uma densidade baixa e, ainda assim, 
poucos voláteis. Sua composição é similara da crosta 
terrestre desprovida de voláteis. 
• A Lua não possui um caroço denso. De modo geral, 
é deficitária em elementos siderófilos (elementos que 
tendem a se ligar com o ferro metálico no estado 
sólido ou fundido. Comuns no núcleo terrestre.) 
• A Lua possui razão isotópica 16O/18O similar a da 
Terra. 
Evolução do Interior Lunar 
Formação vs. Destruição de Rochas 
Durante a formação da Lua, 
dois fatores competiam entre 
si: a solidificação da litosfera 
e a pulverização dessas 
rochas sólidas durante 
impactos. 
 
Em corpos maiores, a 
formação de regolitos deve 
ter sido menos importante 
porque vulcanismo e 
tectonismo renovaram a 
superfície. 
Formação vs. Destruição de Rochas 
A destruição das rochas lunares por impactos é 
constante. Mesmo micrometeoritos podem atingir 
a superfície lunar, uma vez que não há atmosfera. 
0.01mm 
Panorama Lunar 
O panorama lunar é marcado pela 
existência de rochas em diversos níveis de 
fragmentação devido à craterização 
generalizada da Lua e à ausência de 
vulcanismo.