Sistema Solar

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SISTEMA
SOLAR
Marcelo Assafin
(baseado em material fornecido pelo Dr. Roberto Vieira Martins - ON)
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OBJETIVO
Conhecer o Sistema Solar e sobretudo entender os seus movimentos
Como?
Observação
Evolução histórica das idéias
Experimentação
Modelos para os movimentos
Informações gerais sobre o Sistema Solar 
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TÓPICOS
1. Introdução
2. Os movimentos do céu
3. O movimento dos astros na Antiguidade e na Idade Média
4. O Renascimento e o aparecimento da observação
 astronômica moderna
6. O aparecimento da experimentação científica
7. Finalmente a órbita
8. O Sistema Solar
9. Referências
5. As leis de Kepler e suas consequências
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Por que os astros não seguem estas regras já que não existe, aparentemente, nada que os empurre ou os sustente?
Introdução
Experiência diária:
manter movimento  empurrar
 não cair  segurar
A sustentação estaria associada ao movimento!!! (satélite em órbita)
Passado:
uma hipótese admitida: 
os movimentos do céu nada
tinham a ver com os da Terra
Olhando o céu:
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Por que os astros se movem?
 e
 Por que eles não caem? 
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Procura do conhecimento da natureza
“... tudo que conhecemos é apenas algum tipo de aproximação, pois sabemos que não conhecemos todas as leis ainda. Portanto, as coisas devem ser aprendidas apenas para serem desaprendidas de novo ou, mais provavelmente para serem corrigidas.” (R. Feynman, anos 50)
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Os movimentos do céu
 todos os astros  diariamente
 Sol  anual
 Lua  mensal
Estrelas  anual
 Planetas  complicado
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Movimento diário das estrelas
Movimento dos planetas
Qual o tempo de exposição?
Qual a a latitude do observatório?
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O movimento dos astros na Antiguidade e na Idade Média
Sistema Geocêntrico
(Ptolomeu))
 forma perfeita  esfera 
movimento perfeito  circular
 
movimentos no céu e na Terra distintos
O universo: duas partes
mundo sub-lunar
mutável
mundo supra-lunar
imutável
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Sistema geocêntrico  epicíclos
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T = Terra
P = planeta
VP = velocidade tangencial de P em c
VO’ = velocidade tangencial de O’ em C
VB = VO’ + VP
VA = VO’ - VP
retrógrado => VA < 0
Movimento retrógrado no caso dos epicíclos
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Por que os astros se movem e porque eles não caem?
Os astros se movem porque estão presos a esferas que se movem.
Os astros não caem porque estão presos às esferas
E as esferas por que se movem?
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O Renascimento e o aparecimento da observação astronômica moderna
Século XVI
reação  sistema heliocêntrico
(Copérnico)
 geocêntrico x heliocêntrico

 observação astronômica
(Tycho Brahe)
problema no sistema geocêntrico
Para o observador na Terra, o ponto do deferente se move, aparentemente, mais rápido quando ele está mais próximo da Terra, e mais devagar quando está mais longe.
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NASCE A OBSERVAÇÃO ASTRONÔMICA MODERNA
Tycho Brahe
as leis da natureza são descobertas por meio de observações sistemáticas e específicas dos fenômenos envolvidos nessas leis
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Sistema de Tycho Brahe
Tycho Brahe
Tycho Brahe
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Tycho Brahe
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Precisão
- antes de Tycho: 10’  2 x distância Terra - Lua
- com Tycho: 	 1’  0,25 unidades astrômicas
1º  2  6300 km  tan 1º  700.000 km  2 x dist. Terra-Lua
1’  60  700.000 km = 42.000.000 km  150.000.000  4
Tycho Brahe
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 observações  órbitas dos planetas
Tycho Brahe Kepler
Tycho Brahe
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Kepler
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Tentativas de Kepler
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As 3 Leis de Kepler
2. Corpo percorre áreas iguais em 
				 tempos
				 iguais
1. Órbita: elipse com Sol no foco
3. O quadrado do período é igual ao cubo do semi-eixo maior
KEPLER
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1. Órbita: elipse com Sol no foco
Elementos da elipse
a - semi-eixo maior
b - semi-eixo menor
e - excentricidade
periastro (perihélio)
apoastro (afélio)
Kepler
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1. Órbita: elipse com Sol no foco
Elementos da elipse
a - semi-eixo maior
b - semi-eixo menor
e - excentricidade
periastro (perihélio)
apoastro (afélio)
distância ao foco: 	do periastro = a (1 - e)			 	do apoastro = a (1 + e)
Posição do corpo na elipse em coordenadas polares (r, )
Kepler
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1. Órbita: elipse com Sol no foco
Kepler
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1. Órbita: elipse com Sol no foco
q=1
Kepler
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1. Órbita: elipse com Sol no foco
ALGUMAS CONSEQUÊNCIAS
- As órbitas em torno de qualquer corpo massivo (planetas, estrelas, núcleos de galáxias) são, essencialmente elipses. 
Kepler
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1. Órbita: elipse com Sol no foco
ALGUMAS CONSEQUÊNCIAS
- Os corpos se aproximam e se afastam do corpo central.
POR EXEMPLO: 
- Lua da Terra (e = 0,056), Terra do Sol (e = 0,017, per. 04/01), 
- atual aprox. de Marte da Terra (eMarte= 0,093, aMarte= 1,52 ua)
- aparecimento de cometas,
- baixa probabilidade de colisões,
- formação dos sistemas planetários, ... 
Kepler
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2. Corpo percorre áreas iguais em tempos iguais
Kepler
1 ua = 1,50 1011 m; Msol = 1,99 1030 kg
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2. Corpo percorre áreas iguais em tempos iguais
ALGUMAS CONSEQUÊNCIAS
- duração do verão no hemisfério sul;
- lançamento de satélites e sondas espaciais;
- manobra de satélites e sondas espaciais;
- órbitas de cometas;
- hora de passagem de meteoros.
periastro
apoastro
eTerra=0,017
vper/vapo=1,03
Kepler
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2. Corpo percorre áreas iguais em tempos iguais
a=18 ua; e=0.967; dper=0,59 ua; per=76 anos; i=162o
Cometa Halley
Kepler
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2. Corpo percorre áreas iguais em tempos iguais
Meteoros e Meteoritos
Meteorito
Kepler
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3. O quadrado do período é igual ao cubo do semi-eixo maior
Para as unidades:
massa = massa do Sol,
distância = ua
tempo = ano
G = (2 )2
(a3/P2)Terra=1
Kepler
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3. O quadrado do período é igual ao cubo do semi-eixo maior
ALGUMAS CONSEQUÊNCIAS
- cálculos de períodos ou distâncias;
- cálculo de massa de planetas;
- altura de satélites com períodos dados.
EXEMPLOS
Semi-eixo na ressonância 3:1 com Júpiter= 2,5 ua (PJúpiter=11,6 a).
Massa de Plutão = 7,3 10-9 Msol (PCaronte=6,4 dias, a=0,13 10-3 ua.
Altura de satélite síncrono = 42.250 km (Mterra=5,98 1024 kg). 
Kepler
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MOV IMENTO
RETÓGRADO
Teoria heliocêntrica
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Galileu
Satélites de Júpiter
Fases de Vênus
Algo em torno de Saturno
supernova e cometa
Fases de Vênus 
Teoria heliocêntrica
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O aparecimento da experimentação científica
“O princípio da ciência, quase sua definição é: O teste de todo o conhecimento é a experiência. A experiência é o único juiz da “verdade” científica. Mas qual é a fonte do conhecimento? De onde provêm as leis a serem testadas? A própria experiência ajuda a produzir essas leis, no sentido em que nos fornece pistas. Mas também é preciso imaginação para criar, a partir dessas pistas, as grandes generalizações – para descobrir os padrões maravilhosos, simples mas muito estranhos por baixo delas e, depois, experimentar para verificar de novo se fizemos a descoberta certa." (R. Feynmam, anos 50)
Galileu
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O que mantém os planetas se movendo e porque eles não caem no Sol? 
Estudo do movimento (Galileu)
Qual é o movimento de um corpo quando nele não se exerce nenhuma força?
EXPERIÊNCIAS  MOVIMENTO 1 
larguemos um corpo (por exemplo, uma bola) no ar
coloquemos agora a bola sobre a mesa horizontal, parada em relação a ela
colocamos a bola sobre uma mesa não horizontal, ou seja, num plano inclinado
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Os corpos que não estão sujeitos a nenhuma força quando são colocados em repouso, permanecem em repouso indefinidamente.
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O que ocorre se os corpos são colocados em movimento sobre a mesa?
EXPERIÊNCIAS  MOVIMENTO 2
lancemos
uma bola numa superfície horizontal, mas não muito lisa
lancemos uma bola numa superfície mais lisa
lançamos uma bola subindo um plano inclinado liso
vamos medir a velocidade da bola em várias regiões de sua trajetória
O que ocorre se os corpos são colocados em movimento sobre a mesa?
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Para uma superfície perfeitamente lisa e horizontal, a velocidade que a bola tinha, inicialmente, se mantém indefinidamente.
Lei da Inércia
Os corpos que não estão sujeitos a nenhuma força seguem trajetórias retilíneas e suas velocidades são constantes indefinidamente
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LEI DA INÉRCIA
v = constante para todo instante t
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Um corpo não modifica sua velocidade quando não está sujeito a nenhuma força. O que ocorre com sua velocidade quando ele está sujeito a uma força?
As forças fazem com que a velocidade de um corpo se modifique. Portanto, a força determina a variação da velocidade, ou seja, a sua aceleração.
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Movimento uniformemente acelerado
F = F0 = constante  a = a0 = constante
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Os planetas não poderiam estar caindo no Sol sem, no entanto, nunca atingi-lo?
O que ocorre quando os corpos caem?
EXPERIÊNCIAS  QUEDA DOS CORPOS
soltemos um objeto pesado no ar
soltemos juntos, de uma mesma altura, dois objetos de pesos muito diferentes 
Lancemos três bolas. A bola 1 é solta da altura de uma mesa. A bola 2 é lançada da borda da mesa com uma velocidade horizontal. Enfim a bola três é lançada no chão horizontal de uma posição correspondente à borda da mesa na mesma direção e com a mesma velocidade em que foi lançada a bola 2.
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O que podemos concluir então sobre o movimento de queda?
O movimento de queda, na vertical, independe do movimento horizontal.
O movimento na direção horizontal independe do movimento na direção da queda.
RESUMO DOS RESULTADOS SOBRE O MOVIMENTO
Se não existe força atuando sobre um corpo, a sua velocidade é retilínea e uniforme.
A velocidade de queda é independente da velocidade horizontal.
A velocidade de queda é independente da massa do corpo.
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Finalmente a órbita
INGREDIENTES
Resultados sobre o movimento 
Cai 5 metros em 1 segundo independente da velocidade horizontal.
Maior velocidade horizontal cai mais longe.
RACIOCÍNIO
A terra é esférica, logo o chão se afasta com a distância.
Se a velocidade horizontal for suficiente a bola estará a mesma altura do chão depois de 1 segundo.
Como o raio da Terra é de 6.440 km, uma linha horizontal está a 5 metros do chão a 8 quilômetros.
Logo uma bola lançada com velocidade horizontal de 8 km/s estará a mesma altura depois de 1 segundo.
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R = raio da Terra (6.440 quilôme-tros)
x = distância “percorrida horizon-talmente” em 1 segundo
S = distância “caída” em 1 segun-do (4,87 metros)
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Apesar da velocidade de queda aumentar com o tempo, a distância entre o solo e a horizontal também aumenta quando a bola se afasta do ponto inicial.
O aumento da velocidade de queda e o afastamento se compensam de modo que as condições do início do 2o e 1o segundos são as mesmas.
Assim a nossa bola vai circundando a nossa Terra ideal, sempre na mesma altura e com a mesma velocidade horizontal considerado ponto onde se encontra.
Depois de aproximadamente 1 hora e 20 minutos voltará ao ponto de partida e começará uma nova volta e continuará assim girando em torno da Terra indefinidamente.
TEMOS UMA ÓRBITA.
A velocidade de queda não depende do corpo. Logo o raciocínio vale para qualquer corpo.
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O que ocorre se a velocidade com que o satélite é lançado é diferente ou não tem a direção horizontal?
Dependendo da força de atração da gravidade, da velocidade e de sua direção o satélite ou bem entra numa órbita fechada (circular ou elíptica), ou bem se afasta indefinidamente, ou ainda bate na Terra.
O mesmo vale para um planeta em torno do Sol.
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Podemos pois resumir a nossa conclusão na seguinte forma "criptografada":
Os planetas se movem e não caem porque eles seguem simultaneamente as leis da inércia e da gravidade
Isaac Newton
Lei da Gravitação Universal
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As 3 Leis de Newton
2. Aceleração é igual a força dividido pela massa (LEI DA PROPORCIONALIDADE ENTRE FORÇA E ACELERAÇÃO)
1. Sem força aplicada, o corpo fica parado ou em movimento retilíneo uniforme (LEI DA INÉRCIA)
3. A toda ação corresponde uma reação igual e em sentido contrário (AÇÃO E REAÇÃO) 
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A lei da Gravitação Universal
Dois corpos se atraem na razão direta de suas massas e na razão inversa do quadrado das suas distâncias.
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ÓRBITA - VELOCIDADE DE ESCAPE
Energia
 = G (M+m)
Para o movimento circular
(r=a=const)
Velocidade de escape (a=)
(GMTerra=4 1014 m3/s2)
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ÓRBITA - VELOCIDADE DE ESCAPE - BURACO NEGRO
A velocidade de escape de um buraco negro é a velocidade da luz.
A distância R do se centro, abaixo da qual nenhum corpo pode sair do buraco negro, é chamado Raio de Schwarszchild (RSchw) ou raio do horizonte de eventos.
(Para um buraco negro com a massa igual a do Sol, RSchw=3 km.
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ÓRBITA - Força centrípeda
A força que faz com que um corpo deixe de se mover em movimento retilíneo uniforme, para percorrer uma órbita circular, é a força centrípeda (Fcentrípeda).
No caso da atração gravitacional, esta força é dada por:
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SISTEMAS BINÁRIOS
Usando a lei da gravitação universal mostra-se que a constante () que aparece depende:
 - da soma das massas se observa-se o movimento de um corpo em relação ao outro;
- se observados em relação ao centro de massa, de massas dadas por
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Detecção de novos planetas
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Detecta planetas gigantes próximos de estrelas
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O Sistema Solar
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Peculiaridades do Sistema Solar.
 É um sistema astronômico:
- dos mais bem conhecidos;
- que teve um papel essencial no nascimento da ciência moderna;
- em relação ao qual a curiosidade humana é das maiores; 
- uma das áreas de pesquisa prioritária atualmente; 
- que será essencial no futuro próximo para a vida humana;
- onde se gastou mais dinheiro para pesquisar;
- cuja origem e evolução é muito pouco conhecida;
- cuja representatividade é menos conhecida;
- que pode destruir a humanidade repentinamente.
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A formação do Sistema Solar
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Eliminação do gás na fase T-Tauri da estrela em formação
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Evidências da origem
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Outros sistemas planetários
Planetas encontrados
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Sol
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Atividade Solar
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Planetas
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Planetas
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Planetas
Mercúrio
Vênus
Terra
 Marte
Júpiter
Saturno
Urano
Netuno
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Mercúrio
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 - planeta mais próximo do Sol (0.39 AU)
 - menor planeta, exceto Plutão
 - período orbital (ano em mercúrio): 88 dias
 - dia solar: 176 dias (terrestres)
 - dia sideral: 58,6 dias (terrestres)
 - gravidade: 0.34 da terrestre
 - temperatura de dia: até 430 graus cent.
 - temperatura à noite: até - 170 graus cent.
 - atmosfera: praticamente não há
Mercúrio
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Superfície de Mercúrio:
muitas crateras: sinal de intenso bombardeio nos primórdios do Sistema Solar. Sem sinal de atividade tectônica (vulcões) que 'apagariam' as crateras.
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Vênus
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 - segundo planeta mais próximo do Sol (0.7 AU)
 - tamanho mais próximo ao da Terra: diâmetro = 0.95 do da Terra
 - período orbital (ano em Vênus): 226 dias
 - dia solar: 117 dias (terrestres)
 - dia sideral: 243 dias (terrestres)
 - gravidade: 0.9 da terrestre
 - temperatura de dia: até 470 graus cent.
 - temperatura à noite: praticamente a mesma
 - atmosfera: 96.5% gás carbônico, 3.5% nitrogênio
 - a rotação do planeta é ao contrário (ou está de cabeça para
baixo).
Algumas Propriedades de Vênus
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 Vênus: onde o efeito estufa realmente funcionou.
A temperatura na superfície de Vênus fica em torno de 470 graus centígrados e basicamente é a mesma nos polos como durante a noite devido à circulação da atmosfera do planeta.
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Terra
24
h
m
s
h
Características da Terra
- distância média do Sol: 149.597.871 km
- diâmetro equatorial: 12.756 km
- massa: 6 1024 kg 
- densidade média: 5.510 kg/m3
- temperatura superficial média: 15o C
- dia sideral: 23h 56m 04s
- dia solar: 24h
- satélite: Lua
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Crateras terrestres
 100 km - Canadá
A. 10 km - Gana
B. 2 km - Nanibia
C. 40 km - Afeganistão
D. 30 km - Canadá
E. milhares de anos - Chile
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Tamanho da cratera 
10 vezes o diâmetro do meteorito.
Profundidade da cratera
2 vezes o diâmetro do meteorito 
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65 milhões de anos
diâmetro 10 km
cratera 200 km
100 milhões de megatons 
Chicxulub - México
extinção do dinossauros 
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http://impact.arc.nasa.gov/index.html
NEO catalog
List of potencially hazardous asteroids (PHAs)
Impact risks
(Current Impact Risks)
PARA SABER O FUTURO!!!
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D < 50 m atmosfera absorve
50 m < D < 1 km catástrofe local
D > 2 km catástrofe global
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Características da Lua
distância média da Terra: 383.000 km
diâmetro: 3.475 km
densidade: 3.340 kg/m3
rotação=revolução=27d 7h 43m
apresenta sempre a mesma face para a Terra
temperatura da parte iluminada: 117oC
temperatura da face não iluminada: -173oC
massa: 7,4 1022 kg
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Marte
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 - planeta interno mais afastado do Sol
 - diâmetro = 0.53 do diâmetro da Terra
 - massa = 0.11 da massa da Terra
 - período orbital (ano em Marte): 687 dias
 - dia solar: 24.6 horas terrestres
 - inclinação do eixo de rotação: 24 graus (Terra -> 23.5) 
 - temperatura de dia: até 20 graus centígrados
 - temperatura à noite: -60 graus centígrados
 - atmosfera: bem tênue, com 95.3% gás carbônico, 2.7% nitrogênio
Algumas Propriedades de Marte
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Algumas sugestões da possível existência de água, num passado relativamente recente.
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Os 2 satélites de Marte : Fobos e Deimos
Fobos:	 28 km
Deimos: 16 km 
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Asteróides
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Júpiter
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 - distância ao Sol = 5,2 AU
 - diâmetro = 11,2 vezes o diâmetro da Terra
 - massa = 316 vezes a massa da Terra
 - período orbital (ano em Júpiter): 11,86 anos terrestres
 - dia solar: 9,8 horas terrestres
 - temperatura na superfície (topo das nuvens): -150 graus centígrados
 - outras características: o planeta é praticamente gasoso com 90% de hidrogênio e 10% de hélio e um possível núcleo sólido de 10 massas da Terra. É impossível 'pousar' em Júpiter.
-nos primórdios do Sistema Solar, devido à sua contração gravitacional, Júpiter emitia muito mais energia que hoje. Em consequência, Júpiter era 100 vezes mais brilhante que a Lua.
- A mancha vermelha gigante: um furacão duas vezes o tamanho da Terra presente pelo menos há quase 400 anos.
Algumas Propriedades de Júpiter
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Os 4 grandes satélites de Júpiter
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Io		Europa
Ganimede	Calisto
Os 4 grandes satélites de Júpiter
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Saturno
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Algumas Propriedades de Saturno
 - distância ao Sol = 9,54 AU
 - diâmetro = 9,4 vezes o diâmetro da Terra
 - massa = 95 vezes a massa da Terra
 - período orbital (ano em Saturno): 29,46 anos terrestres
 - dia solar: 10,2 horas terrestres
 - temperatura na superfície (topo das nuvens): -170 graus centígrados
 - outras características: o planeta é praticamente gasoso com 97% de hidrogênio e 3% de hélio e um possível núcleo sólido de 10 massas da Terra. É impossível 'pousar' em Saturno
- os anéis são compostos de partículas de gêlo de centímetros a 50 metros.
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Anéis de Saturno
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 Mimas
 Rhea =>
 Enceladus
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Titan e sua atmosfera
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Urano
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 - distância ao Sol = 19,2 AU
 - diâmetro = 4 vezes o diâmetro da Terra
 - massa = 14,5 vezes a massa da Terra
 - período orbital (ano em Urano): 84 anos terrestres
 - dia solar: 17,9 horas terrestres
 - temperatura média: -210 graus centígrados
 - outras características: o planeta possue um núcleo sólido de cerca de 10 massas da Terra e uma camada atmosférica composta basicamente de hidrogênio e hélio. Embora espessa, essa camada gasosa é bem menor do que nos casos de Júpiter e Saturno, ou seja, Urano não é um planeta gasoso.
Algumas Propriedades de Urano
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Grandes satélites de Urano
Anéis de Urano
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Netuno
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 - distância ao Sol = 30.2 AU
 - diâmetro = 3,9 vezes o diâmetro da Terra
 - massa = 17 vezes a massa da Terra
 - período orbital (ano em Netuno): 164,8 anos terrestres
 - dia solar: 19,1 horas terrestres
 - temperatura média: -222 graus centígrados
 - outras características: o planeta possue um núcleo sólido de cerca de 10 massas da Terra e uma camada atmosférica composta basicamente de hidrogênio, hélio e metano. Embora espessa, essa camada gasosa é bem menor do que nos casos de Júpiter e Saturno,ou seja Netuno não é considerado um planeta gasoso. 
Algumas Propriedades de Netuno
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Triton
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Plutão
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Cinturão de Kuiper
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Cometas
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O grande vazio em que vivemos
TABELA
Nome
Distância ao Sol
(km)
Massa 
(kg)
Raio
(km)
Densidade
(g/cm3)
Sol
---
20.000.000x1023
700.000
(70 mm)
1,4
Mercúrio
60x106
(6 m)
3x1023
2.400
(0.2 mm)
5.4
Vênus
110x106
(10 m)
49x1023
6.000
(0.6 mm)
5.2
Terra
150x106
(15 m)
60x1023
6.400
(0.6 mm)
5.5
Marte
230x106
(20 m)
6x1023
3.400
(0.3 mm)
4.0
Júpiter
780x106
(80 m)
19.000x1023
71.000
(7 mm)
1.3
Saturno
1.400x106
(140 m)
5.700x1023
60.000
(6 mm)
0.7
Urano
2.900x106
(290 m)
870x1023
25.000
(3 mm)
1.3
Netuno
4.500x106
(450 m)
1.030x1023
24.000
(2 mm)
1.6
Plutão
5.900x106
( 600 m)
1x1022
1.400
(0.1 mm)
2.0
Lua
Distância a Terra
4x105
(4 cm)
7x1021
1.700
(0.1 mm)
3.3
*
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A força dos astros sobre nós
Nome
Força exercida (N)
Pessoa com 70 kg
Equivalência em altura
Acima do chão
Terra
687
---
Sol
0,000.04
170 mm (17 cm)
Lua
0, 002
11.000 mm (11 m)
Mercúrio
0,000.000.2
1 mm
Vênus
0,000.01
70 mm (7 cm)
Marte
0,000.000.4
2 mm
Júpiter
0,000.02
100 mm (10 cm)
Saturno
0,000.002
10 mm (1 cm)
Urano
0,000.000.05
0,3 mm
Netuno
0,000.000.02
0.1 mm
Plutão
0,000.000.000.003
0
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A formação do Sistema Solar
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Referências
Física Em Seis Lições (Six Easy Pieces), de Richard P. Feynman, Ediouro Publicações S.A. 
 (livros@ediouro.com.br), 3a edição, 1999.
Fundamentos de Astronomia e Astrofísica, curso multimídia de Kepler de Souza Oliveira Filho e 
 Maria de Fátima Oliveira Saraiva, 1998. http://astro.if.ufrgs.br e http://www.if.ufrgs.br/~kepler/fis207.
Astronomy Today, curso multimidia deEric Chaisson e Steve MacMillan, 1997
Le Destin de l´Univers – Le Big Bang, et Aprés (O Destino do Universo – O Big Bang e Depois). 
 Découvertes Gallimard.Sciences. Gallimard, 1998.
A Evolução da Física, de Albert Einstein e Leopold Infeld. Zhaar Editores, 1962.
A Teoria da Relatividade Especial e Geral, de Albert Einstein, Contraponto, 1999.
Fim de Milênio,
Bertília Leite e Othon Winter, Jorge Zahar Editor, 1999.
Alguns endereços da Internet:
Vários “links” para outros endereços de astronomia podem também ser encontrados nos endereços citados abaixo.
Biblioteca Virtual de Astronomia: http://www.prossiga.br/astronomia
Observatório do Valongo: http://www.ov.ufrj.br
Observatório Nacional do Rio de Janeiro: http://www.on.br
Instituto Astronômico e Geofísico da USP: http://www.astro.iag.usp.br.
Departamento de Astronomia do Instituto de Física da UFRGS, : http://astro.if.ufrgs.br
Laboratório Nacional de Astrofísica: http://www.lna.br
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FIM