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IAG – USP 
 
Departamento de Astronomia 
 
 
 
 
 
 
 
 
ASTRONOMIA PARA A 
TERCEIRA IDADE 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
- 2012 - 
Índice 
 
Coordenação 
 Augusto Damineli Neto 
 
CAPÍTULO 1 
FUNDAMENTOS DE ASTROFÍSICA: o tipo de informação que nos chega desde o espaço e 
através de quais canais. 
Prof. Dr. Roberto Boczko (boczko@astro.iag.usp.br) 
 
CAPÍTULO 2 
A MEDIDA DO UNIVERSO: descrição dos elementos fundamentais na estruturação espacial 
dos cosmos através de abordagem abrangente, que vai das nuvens de gás e poeira aos 
aglomerados de galáxias. 
Prof. Dr. Walter J. Maciel (maciel@astro.iag.usp.br) 
 
CAPÍTULO 3 
SOL. UMA ESTRELA DA VIA LÁCTEA: descrição genérica do Sol e comparação com os 
demais tipos de estrelas. 
Prof. Dr. Enos Picazzio (picazzio@astro.iag.usp.br) 
 
CAPÍTULO 4 
SISTEMA PLANETÁRIO: descrição dos corpos do Sistema Solar: planetas, satélites e corpos 
menores. 
Prof. Dr. Amaury A. de Almeida (amaury@astro.iag.usp.br) 
 
CAPÍTULO 5 
A TERRA VISTA PELO BURACO DA FECHADURA: uma abordagem geofísica da Terra. 
Prof. Dr. Eder C. Molina (eder@iag.usp.br) e Ricardo I.F. Trindade (rtrindad@yahoo.com.br) 
 
CAPÍTULO 6 
METEOROLOGIA E SEUS FENÔMENOS: uma visão geral dos fenômenos atmosféricos, 
decorrentes da interação entre atmosfera e radiação solar. 
Engº. Mário Festa (mariofesta@model.iag.usp.br) 
 
CAPÍTULO 7 
FUNDAMENTOS DE COSMOLOGIA: descrição geral da cosmologia atual, discutindo os 
modelos cosmológicos e as evidências naturais que os sustentam. 
Prof. Dr. Roberto D. D. da Costa (roberto@astro.iag.usp.br) 
 
CAPÍTULO 8 
A VIDA NO CONTEXTO CÓSMICO: perspectivas de detecção de vida fora da Terra nas 
próximas décadas com base nos conhecimentos atuais de planetologia. 
Prof. Dr. Augusto Damineli Neto (damineli@astro.iag.usp.br) 
mailto:boczko@astro.iag.usp.br
mailto:Maciel@astro.iag.usp.br
mailto:picazzio@astro.iag.usp.br
mailto:picazzio@astro.iag.usp.br
mailto:eder@iag.usp.br
mailto:rtrindad@yahoo.com.br
mailto:roberto@astro.iag.usp.br
mailto:damineli@astro.iag.usp.br
R. Boczko Fundamentos de Astrofísica 
 
Cap. 1 - 1 
 
 
 
FUNDAMENTOS DE ASTROFÍSICA 
 
PARALAXE TRIGONOMÉTRICA 
 
Sejam T’ e T” duas posições da Terra, separadas por 6 meses, em sua órbita em redor do Sol. 
Seja E uma estrela que, quando comparada às demais, se encontre bem mais próxima da 
Terra. Procuremos determinar a distância r dessa estrela até o Sol. 
 
Por causa da mudança de posição do 
observador (preso à Terra) ocorre o efeito de 
paralaxe, ou seja, mudança na posição relativa 
da estrela em relação ao fundo de estrelas mais 
distantes. 
 
Duas fotografias da mesma região do céu em 
torno da estrela E mostrarão que a posição 
de E variou com relação às demais estrelas. Seja 
x=E’E”. 
 
 
Se se conhecer a distância D entre o foco F 
da luneta com a qual a foto foi tirada, e a 
posição da chapa fotográfica, podemos 
escrever a relação 
 
 tan 2p = x/D 
 
 
Conhecido o valor de p, podemos determinar a distância r do Sol à estrela aplicando 
tan p = d/r 
 
Como o valor de p é sempre muito pequeno (na prática nunca ultrapassa 0,76”) podemos 
escrever que 
p = d/r (com p em radianos) 
 
Lembrando que rad correspondem a 180 , ou 
seja (180*60*60)“, então 
p” = 206265d/r 
 
Se adotarmos como unidade fundamental de 
distância a Unidade Astronômica (que é a 
distância média da Terra ao Sol) então d=1 e a 
expressão anterior se torna: 
 p” = 206265/r (r em UA) 
 
PARSEC 
 
Imagine que de uma estrela possa se ver a distância da Terra ao Sol sob um ângulo de 1”. Por 
definição, a distância dessa estrela ao Sol será de 1 parsec. Usando p=1 na expressão 
anterior, obtemos que r=206265 UA. Portanto: 
1 parsec = 206265 UA 
 
Se passarmos a medir o r em parsec, então podemos reescrever a expressão anterior como: 
 p” = 1/r (com r em parsec) 
 
 
R. Boczko Fundamentos de Astrofísica 
 
Cap. 1 - 2 
 
 
ANO-LUZ 
 
Define-se ano-luz como sendo a distância percorrida pela luz, no vácuo, durante 1 ano. Sendo 
c 300.000 km/s, então: 
1 ano-luz 9,46 10
15
m 9,46 10
12
km 63.233 UA 
 
Dessa forma, 
1 parsec 3,262 anos-luz. 
 
MAGNITUDE ESTELAR SEGUNDO HIPARCOS 
 
Observando as estrelas, Hiparcos conseguiu, através de comparações, classificá-las segundo 
seu brilho em 6 categorias: as mais brilhantes receberam 
a denominação de estrelas de primeira magnitude e as 
mais fracas visíveis a olho nu foram classificadas como 
estrelas de sexta magnitude. As demais foram 
interpoladas entre esses extremos. 
 
 
FLUXO ESTELAR MEDIDO NA TERRA 
 
As magnitudes adotadas por Hiparcos 
englobavam uma característica fisiológica 
humana; não tinham uma definição física 
rigorosa. Na tentativa de classificar os brilhos 
estelares mais rigorosamente, definiram o 
Fluxo Estelar Fr de uma estrela a uma 
distância r do Sol: é a potência luminosa que 
atinge uma placa, de área unitária, colocada 
perpendicularmente à direção de incidência 
dos raios luminosos. Se se admitir a placa 
como sendo a lente de área A de um 
telescópio, e P a potência incidente nela, 
 então: 
 Fr = P/A [W/m
2
] 
 
 
MAGNITUDE APARENTE 
 
Medindo-se os fluxos emitidos pelas estrelas 
classificadas por Hiparcos, pode-se chegar à seguinte 
função matemática entre as duas grandezas: 
m = cte -2,5 log Fr 
 
A constante cte é determinada para cada instrumento 
de modo que as magnitudes m calculadas sejam 
próximas dos valores adotados por Hiparcos. 
 
Se aplicarmos essa fórmula para uma estrela de 
magnitude 1 e outra de magnitude 6 e subtrairmos 
membro a membro, obteremos que 
F1/F6 = 100 
ou seja, uma estrela de magnitude 1 tem fluxo 100 vezes o fluxo de uma estrela de magnitude 
6. Ou, dito de outra forma, quando a magnitude aumenta de 5, o fluxo aumenta 100 vezes. 
 
Medição do fluxo solar permite dizer que a magnitude aparente do Sol é -26,73. 
 
R. Boczko Fundamentos de Astrofísica 
 
Cap. 1 - 3 
 
 
LUMINOSIDADE ESTELAR 
 
Define-se luminosidade estelar L como sendo a potência total emitida pela estrela. Se 
admitirmos que a estrela se encontra à distância r do Sol, então o fluxo Fr que atravessa uma 
superfície esférica hipotética de raio r pode ser escrito como: 
Fr = L/(4 r
2
) 
onde (4 r
2
)
 
representa a área da tal superfície esférica. Assim, a luminosidade da estrela pode 
ser calculada por: 
L = Fr 4 r
2
 
 
Com essa definição, a magnitude aparente pode ser obtida por: 
m = cte - 2,5 log [ L/(4 r
2
) ] 
 
MAGNITUDE ABSOLUTA 
 
A magnitude absoluta M de uma estrela é definida como sendo a magnitude aparente que 
essa estrela teria se estivesse colocada a uma distância padrão de nós. Essa distância foi 
escolhida como sendo de 10 parsecs. Assim, usando r=10, a magnitude absoluta poderia ser 
escrita por: 
M = cte - 2,5 log [ L/(4 10
2
) ] 
 
A título de curiosidade, a magnitude absoluta do Sol é 4,84, motivo pelo qual costuma-se dizer 
que o Sol é uma estrela de 5 grandeza (procure evitar esse termo! Use magnitude) 
 
MÓDULO DE DISTÂNCIA 
 
A subtração entre as duas últimas expressões fornecerá a expressão chamada módulo de 
distância: 
m - M = 5 log (r/10) [r em parsecs] 
 
COMO IRRADIA UMA ESTRELA? 
 
Imagine que um telescópio é apontado para uma estrela para se medir o fluxo dela 
proveniente. Mas, ao invés de deixar que a luz 
estelar incida diretamente no fotômetro 
(instrumento dedicadoa medir potência, ou 
energia, incidente nele) intercalemos, na 
trajetória dos raios luminosos, um filtro, que 
permita a passagem da luz apenas em uma 
dada cor (comprimento de onda). Meçamos o 
fluxo nessa faixa de cor. Mudando o filtro por 
outros, atuantes em outras cores, repitamos o 
procedimento de medição dos diferentes fluxos. 
Num gráfico, representemos esses fluxos em 
função das cores. 
 
 
Verifica-se que uma curva que bem se adapta a esses dados é a curva de distribuição de fluxo 
de um corpo negro, chamada função de Planck. 
 
A curva contínua no gráfico representa a função de Planck que melhor se adapta aos pontos 
definidos pelos fluxos medidos. 
 
Costuma-se dizer que, em face desse ajuste, uma estrela pode ser considerada, do ponto de 
vista de emissão de energia, como sendo um corpo negro. 
 
 
R. Boczko Fundamentos de Astrofísica 
 
Cap. 1 - 4 
 
 
TEMPERATURA EFETIVA DE UMA ESTRELA 
 
Tendo-se descoberto qual a temperatura do corpo negro que representa a função de Planck 
que melhor se ajusta aos fluxos medidos, dizemos que a temperatura efetiva dessa estrela é a 
temperatura do corpo negro que emite com a mesma potência que a estrela em questão. 
 
 
LEI DO DESLOCAMENTO DE WIEN 
 
Verifica-se que a forma da curva da função de Planck depende da temperatura do corpo 
negro. Quanto maior for sua temperatura, tanto menor será o comprimento de onda no qual o 
máximo da emissão ocorre. 
 
Verifica-se que o produto do 
comprimento de onda (na máxima 
potência) pela temperatura é uma 
constante. A expressão matemática 
da lei do deslocamento de Wien pode 
ser escrita como: 
 T = 0,290 
[ em cm e T em Kelvin] 
 
Isso significa que, se de uma estrela 
pudermos determinar o comprimento 
de onda correspondente ao máximo 
da emissão, podemos determinar sua 
temperatura através da 
 fórmula anterior. 
 
RAIO DE UMA ESTRELA 
 
Admitamos que uma estrela tenha a forma esférica com raio R. Se adotarmos que ela irradia 
como um corpo negro, então vale a lei de Stefan-Boltzmann: o fluxo superficial FR é 
proporcional à quarta potência da temperatura absoluta da estrela: 
FR = T
4
 
onde é a constante de Stefan-Boltzmann, valendo 5,67x10
-8
 W/(m
2
 K
4
). 
 
Podemos calcular a luminosidade da estrela por meio de: 
L = FR (4 R
2
) 
ou então por: 
L = ( T
4
) (4 R
2
) 
 
Por essa expressão podemos obter o raio R da estrela, desde que conheçamos a 
luminosidade e a temperatura efetiva da estrela. 
 
MAGNITUDE MONOCROMÁTICA 
 
Até agora, quando falamos de fluxo, não deixamos clara a faixa do espectro no qual ele era 
medido. Definamos fluxo monocromático F como sendo aquele medido numa determinada 
faixa de comprimento de onda. 
 
Usando esse fluxo, achamos o fluxo monocromático, naquele comprimento de onda, por: 
m = cte -2,5 log F 
É bastante usado um sistema de magnitudes denominado UBV, correspondendo a: 
 
 
R. Boczko Fundamentos de Astrofísica 
 
Cap. 1 - 5 
 
 
 U = magnitude no ultra-violeta = 3600 angstrons 
 B = magnitude no azul (“Blue”) = 4500 angstrons 
 V = magnitude no visível = 5500 angstrons 
 
ÍNDICE-DE-COR DE UMA ESTRELA 
 
Define-se índice-de-cor de uma estrela como sendo a diferença entre duas magnitudes 
monocromáticas diferentes da estrela: 
 
IC12 = m1 - m2 
onde 1 deve ser menor que 2. 
 
Em particular, são bastante usados os índices-de-cor: 
(U - B) = ICUB = mU - mB 
(B - V) = ICBV = mB - mV 
 
RELAÇÃO COR-COR 
 
Os valores teóricos, para um corpo negro, que 
coincidem, aproximadamente, com os valores 
laboratoriais, de U-B e B-V podem ser colocados 
num gráfico; obtemos o segmento de reta da 
figura. 
 
Quando as mesmas medidas são feitas para 
estrelas, a curva obtida difere de uma reta; ela 
está representada na figura sob a forma de uma 
curva. 
 
Verifica-se que a componente mais responsável 
pela discrepância é a cor U-B, sendo que B-V da 
estrela não difere muito do valor teórico de corpo 
negro. 
 
MAGNITUDE BOLOMÉTRICA 
 
Enquanto que a magnitude monocromática representa 
o fluxo numa determinada faixa de cor, opostamente a 
magnitude bolométrica representa o fluxo em todos os 
comprimentos de onda. É, pois, uma magnitude 
obtida utilizando-se o fluxo total emitido em todos os 
comprimentos de onda. 
 
Como é muito difícil, se não impossível, medir o fluxo 
em todos os comprimentos de onda eficientemente 
com os detectores existentes, desenvolveu-se, 
experimentalmente para uns poucos astros, uma 
medida desse fluxo bolométrico e procurou-se uma 
relação com o fluxo visível mensurável. Obteve-se a 
chamada Correção Bolométrica: 
 
CB = V -Mbol = v - mbol 
 ou 
 CB = Mbol - V = mbol - v 
 
não havendo um consenso na ordem das 
parcelas. 
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Cap. 1 - 6 
 
 
RELAÇÃO COR-TEMPERATURA 
 
É uma relação que permite obter a 
temperatura de uma estrela quando 
se conhece a cor B-V da estrela: 
 
Basta que se meça a magnitude no 
visível e no azul para que se possa 
obter a temperatura efetiva da 
estrela. 
 
 
 
 
 
 ESPECTROS ESTELARES 
 
DECOMPOSIÇÃO DA LUZ 
 
Conforme explicado por Newton, quando 
a luz branca atravessa um prisma ela se 
decompõe nas sua diferentes cores. 
 
Pela lei de Snell-Descartes, aplicada ao 
ponto de emergência da luz no prisma 
representado na figura, suposto no 
vácuo, temos: 
n’ sen A = n sen r 
 
No vácuo, n = c / c e = Tc. No prisma, 
n’ = c / v’ e ‘ = Tv’ ; logo, 
 temos que n’ = cT/ ‘. 
 
Então: 
sen r = (cT/ ‘) sen A 
 
O desvio angular sofrido por uma determinada radiação que atinge o anteparo a uma 
distância y desde o ponto O, pode ser escrito como sendo: 
 = r - A 
 
ESPECTRO CONTÍNUO 
 
Se aquecermos um corpo sólido, ou um fluido altamente comprimido, e decompusermos a luz 
que ele emitir, obteremos um espectro contínuo,ou seja, não haverá possibilidade de distinguir 
com clareza os limites de uma determinada cor. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
R. Boczko Fundamentos de Astrofísica 
 
Cap. 1 - 7 
 
 
ESPECTRO DE LINHAS DE EMISSÃO 
 
Quando um gás é aquecido para emitir luz, se ela for decomposta num prisma, veremos que, 
ao invés de um espectro contínuo, teremos um espectro apenas com algumas linhas, ou raias, 
brilhantes. 
 
Verifica-se que cada material emite um 
conjunto diferente de linhas espectrais, de 
modo que se pode dizer que o conjunto de 
linhas espectrais de um material representa 
a impressão digital desse material. 
 
Determinando-se o conjunto de linhas 
espectrais de um material previamente 
desconhecido e comparando-o com um 
catálogo de linhas espectrais de materiais 
conhecidos, pode-se identificar o material desconhecido. A esse processo se chama Análise 
Espectral. 
 
 
LEIS DE KIRCHHOFF DE UM CORPO NEGRO 
 
Kirchhoff descobriu que 
 
 Se um corpo sólido 
emite luz, seu espectro 
é um espectro 
contínuo. 
 Se a luz emitida por um 
corpo sólido atravessar 
um gás mais frio, então 
a luz, ao se decompor 
num prisma, aparecerá 
com um fundo contínuo 
mas com algumas 
linhas escuras. O 
espectrose chama 
espectro de linhas de 
absorção. 
 Se a luz emitida por um corpo sólido atravessar um gás ainda mais quente que o corpo, ao 
fundo contínuo emitido pelo sólido se sobreporão linhas brilhantes, originando o espectro 
de emissão. 
 
Notar que se o gás atravessado nos dois casos for do mesmo material, as linhas de emissão e 
de absorção serão as mesmas. Em outras palavras, um gás frio absorve as mesmas cores que 
emitiria se estivesse quente. 
 
 
ESPECTROS ESTELARES 
 
Verifica-se que a grande maioria das estrelas emite luz cujo espectro é de um fundo contínuo 
com linhas escuras, ou seja, um espectro com linhas de absorção. 
Isso sugere que a maior parte das estrelas seja formada de um fluido (plasma) muito compacto 
e quente, que emite como um corpo negro, e que ela esteja envolvida por uma camada gasosa 
mais fria que o seu interior. 
 
 
Gás 
R. Boczko Fundamentos de Astrofísica 
 
Cap. 1 - 8 
 
 
CLASSIFICAÇÃO ESPECTRAL DAS ESTRELAS 
 
Verifica-se que o espectro de diferentes estrelas pode apresentar diferenças significativas, mas 
no geral, verifica-se que os diversos espectros podem ser classificados em alguns poucos 
tipos: 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Tipos espectrais e suas características gerais: 
 
O Poucas linhas na parte visível do espectro; predominam as linhas de hélio, hidrogênio, 
silício, nitrogênio etc. ionizados; aparecem as linhas de Balmer do hidrogênio. 
 
B As mesmas linhas do tipo O mas, em lugar das linhas de hélio ionizado, aparecem as 
do hélio neutro; e todas as demais num estado de ionização bem inferior do que em O; as 
linhas de Balmer se tornam muito intensas próximo à A. 
 
A As linhas de Balmer do hidrogênio predominam perto de B; aparecem linhas de metais 
uma vez ionizados. 
 
F As linhas de Balmer começam a enfraquecer, mas ainda são fortes;enfraquecem as 
linhas de metais ionizados, aumentando a intensidade de linhas de metais neutros; o espectro 
começa a ficar complexo perto de G. 
 
G As linhas de cálcio ionizado e as do hidrogênio e potássio se tornam bem intensas, 
enfraquecendo as linhas de Balmer; muitas linhas de metais ionizados e neutros. 
 
K As linhas mais intensas são as dos metais neutros; aparecem linhas do óxido de titânio; 
as linhas de Balmer ainda são visíveis. 
 
M As linhas de óxido de titânio predominam no espectro; linhas de metais neutros se 
tornam bem intensas. 
 
Uma maneira de decorar a ordem da classificação é a frase: 
Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me! 
 
Cada tipo espectral, com exceção do O, pode ser subdividido em classes de 0 a 9: 
 
05...09 B0 B1...B8.B9 A0...A9 F0...F9 G0...G9 K0...K9 M0...M9 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
R. Boczko Fundamentos de Astrofísica 
 
Cap. 1 - 9 
 
 
DIAGRAMA DE HERTZPRUNG E RUSSELL 
 
Utilizando estrelas cujas distâncias podiam 
ser obtidas por meio da paralaxe 
trigonométrica, Hertzprung e Russell 
colocaram num gráfico as relações que 
puderam encontrar para essas estrelas. O 
diagrama a seguir representa esses dados: 
 
Mais tarde verificou-se que novas 
classificações podiam ser obtidas. O resumo 
está no diagrama a seguir: 
 
 
 
 
CLASSES DE LUMINOSIDADE 
 
De acordo com a luminosidade e o tipo espectral, as estrelas podem ser classificadas em: 
 
Ia Supergigantes brilhantes 
Ib Supergigantes fracas 
II Gigantes brilhantes 
III Gigantes 
IV Subgigantes 
V Estrelas da Seqüência Principal 
VI Sub-anãs 
VII Anãs brancas 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
W. J. Maciel A Medida do Universo Cap. 2 - 1 
 
 
A MEDIDA DO UNIVERSO 
 
 
Resumo: Neste texto, apresentamos um resumo da palestra intitulada “A medida do 
Universo”, apresentada no curso de Astronomia para terceira idade, realizado no 
IAG/USP, em novembro e dezembro de 2001. Apresentamos uma descrição dos 
elementos fundamentais que constituem a estrutura do Universo, em uma 
abordagem que vai desde o planeta Terra, onde habitamos, até os aglomerados de 
galáxias e grandes estruturas do Universo. 
 
 
Nossa viagem começa em nosso próprio planeta – a Terra – uma esfera de raio de 
6.400 km que gira em torno de uma estrela, o Sol. A Terra nos é muito familiar, de 
modo que não nos damos conta de quanto é difícil encontrar condições semelhantes 
em todo o Universo. Essas condições, incluindo as pequenas variações de 
temperatura e pressão, a densidade do ar, a umidade e, acima de tudo, a absorção 
da energia que vem do Sol, são muito peculiares, constituindo o produto de vários 
fatores. Por exemplo, as dimensões do planeta, em particular sua massa, devem ser 
restritas para que a vida pudesse ter surgido. A posição na órbita em torno do Sol é 
também um fator fundamental, regulando a incidência de energia e a distribuição de 
temperatura no solo. A composição química também deve refletir as necessidades 
impostas pela vida, como a abundância de oxigênio. Hoje são conhecidos muitos 
planetas, mas todos são de grandes dimensões, semelhantes a Júpiter, os quais 
não reúnem as condições necessárias para o surgimento e manutenção da vida. 
 
Avançando um pouco além, encontramos a Lua, um satélite bem menor do que a 
Terra, com um raio da ordem de 1.700 km, e massa pequena demais para reter uma 
atmosfera respirável (cerca de 1,2% da massa terrestre). Apesar da pequena 
distância que nos separa da Lua, cerca de 384.000 km, esta é a maior distância que 
o homem conseguiu percorrer no espaço, o que mostra quanto estamos longe de 
conquistar o cosmo. 
A maior parte da informação que os astrônomos conseguem obter vem da luz das 
estrelas e de outros objetos, mas existem casos especiais em que podemos realizar 
experimentos e testes com pedaços de corpos que caem do céu. Os meteoritos são 
um bom exemplo, e refletem as condições do meio interplanetário, chegando até nós 
de maneira mais ou menos aleatória. Outros corpos que se aproximam bastante de 
nós são os cometas, que podem ser muito brilhantes, contendo um núcleo de gelo e 
poeira, uma cabeleira e a cauda, que contém partículas carregadas e poeira.Vários 
desses cometas são periódicos, e sua volta pode então ser prevista com bastante 
antecedência. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
W. J. Maciel A Medida do Universo Cap. 2 - 2 
 
 
 
 
 
O cometa Hale-Bopp 
 
 
Os asteróides são também membros do sistema solar, variando em tamanho desde 
pequenas rochas até atingir dimensões de satélites ou pequenos planetas. Mas os 
elementos dominantes do espaço interplanetário são mesmo os planetas, 
principalmente os gigantes como Júpiter e Saturno. Esses planetas são “quase 
estrelas” – em seu processo de formação atingiram massas muito altas, mais de 300 
massas terrestres no caso de Júpiter e cerca de 95 massas terrestres no caso de 
Saturno. Esses planetas têm raios enormes, 11 raios terrestres para Júpiter e quase 
10 raios terrestres para Saturno. Em comparação, um planeta como Vênus é mais 
parecido com a Terra, com um raio de 0,95 do raio terrestre e 0,8 de sua massa. 
 
A principal figura do sistema solar é, naturalmente, o Sol. Ele é uma estrela anã, 
com um raio de 7 x 1010 cm, ou seja, cerca de 700 mil quilômetros. Sua massa é de 
2 x 1033 g, ou 300 mil vezes maior que a da Terra. Outras estrelas podem ser muito 
maiores; as gigantes e supergigantes podem ter raios até mil vezes maiores do que 
o Sol. Uma característica interessante do Sol é sua temperatura. Ela é da ordem de 
6.000 graus na sua superfície, e é por isso que o Sol tem uma cor amarelada. 
Outras estrelas, mais quentes, podem ter cores azuladas, e as mais frias são 
avermelhadas.W. J. Maciel A Medida do Universo Cap. 2 - 3 
 
 
 
 
 
O Sol na luz visível, com manchas 
 
 
A temperatura do Sol não é constante, mas aumenta muito à medida que nos 
aproximamos de seu núcleo. Isto é extremamente importante, pois são as altas 
temperaturas das regiões centrais do Sol – cerca de dezenas de milhões de graus – 
que permitem que os núcleos de hidrogênio se transformem em núcleos de hélio, 
constituindo as reações termonucleares que produzem a energia emitida pelo Sol. É 
interessante dizer que o Sol – e os outros objetos que podemos observar – são 
muito diferentes dependendo do tipo de instrumento que utilizamos. Os telescópios 
clássicos, assim como nossos olhos, conseguem “enxergar” apenas a chamada 
radiação visível, ondas com comprimentos de aproximadamente 5.000 angstroms. 
Ondas mais curtas, como as da radiação ultravioleta, ou dos raios X, podem ser 
observados com detectores apropriados. Esses detectores observam a radiação 
emitida nessas regiões, que pode ser muito diferente da radiação visível. Portanto, o 
Sol é muito diferente quando observado na radiação visível ou na radiação 
ultravioleta, por exemplo. 
 
As demais estrelas podem ser como o Sol: isoladas, amarelas e pequenas, mas 
podem também ocorrer aos pares, quando são chamadas de “estrelas binárias”, ou 
em grupos maiores, como os aglomerados abertos, com até centenas de estrelas, e 
os aglomerados globulares, com centenas de milhares de estrelas. Esses 
aglomerados são muito importantes para o estudo da evolução das estrelas, pois 
suas estrelas foram formadas ao mesmo tempo e de uma mesma nuvem de gás, de 
modo que sua composição química deve ser muito parecida. 
 
 
 
 
 
 
 
 
W. J. Maciel A Medida do Universo Cap. 2 - 4 
 
 
 
 
 
O aglomerado globular 47 Tuc 
 
 
Um aglomerado aberto muito conhecido são as Plêiades, que podem ser vistas 
facilmente, próximas à constelação do Touro, e às vezes são chamadas de “Sete 
Estrelas”. Esses aglomerados são relativamente jovens, e suas idades são da 
ordem de até um Giga ano, que corresponde a menos do que um bilhão de anos. 
Em Astronomia, as idades são muito grandes: o Sol e a Terra têm idades de cerca 
de 4,5 bilhões de anos, e a nossa Galáxia deve ter mais de 10 bilhões de anos. Uma 
estrela como o Sol dura pelo menos 7 bilhões de anos, mas as estrelas maiores e 
com massas maiores duram muito menos, cerca de alguns milhões de anos, o que é 
uma idade pequena, em termos astronômicos… Mas podemos observar estrelas 
que acabaram de nascer, nos chamados “berçários cósmicos”, como as regiões HII, 
nas quais os átomos de hidrogênio estão ionizados, isto é, perderam o elétron que 
girava em torno dos núcleos. Uma das regiões HII mais conhecidas é a Nebulosa de 
Órion, onde são observadas estrelas muito jovens e quentes, nuvens contendo 
moléculas complexas e emissão na faixa infravermelha do espectro. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
W. J. Maciel A Medida do Universo Cap. 2 - 5 
 
 
 
 
 
A Nebulosa de Órion, uma região HII 
 
 
Da mesma maneira que observamos estrelas jovens, como as chamadas estrelas T 
Tauri, ou as estrelas quentes embebidas em regiões de hidrogênio ionizado, 
podemos também observar estrelas velhas, nos seus estágios finais de evolução. 
Nesse caso, é importante distinguir as estrelas pequenas, com massas semelhantes 
à massa do Sol, e as estrelas de grande massa, digamos, acima de dez vezes a 
massa do Sol. No caso das primeiras, que é o caso do Sol, em seus estágios finais 
essas estrelas sofrem o colapso de seu núcleo, isto é, as camadas internas não 
conseguem suportar o peso das camadas situadas acima delas, que desabam sobre 
o núcleo. Isso acontece quando se esgota o hidrogênio combustível que existe no 
centro das estrelas. Então, a temperatura central aumenta muito, e as camadas 
externas da estrela são expelidas, formando uma nebulosa planetária, que é uma 
nuvem de gás e poeira em volta de uma estrela colapsada. Isso vai acontecer com o 
Sol daqui a alguns bilhões de anos. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
W. J. Maciel A Medida do Universo Cap. 2 - 6 
 
 
 
 
 
 
A nebulosa planetária NGC 7293 
 
 
Se a massa da estrela for alta, da ordem e acima de dez massas solares, o colapso 
é mais violento, e o processo de expulsão das camadas externas também, podendo 
eventualmente explodir a estrela inteira. Esse é o fenômeno conhecido como uma 
“supernova”, e várias supernovas já foram observadas, confirmando a teoria. Após 
algum tempo, que pode ser da ordem de milhares de anos, essas supernovas 
deixam vestígios no céu, os restos ou remanescentes de supernovas, que são 
filamentos longos e complexos de gás, contento partículas carregadas e campos 
magnéticos. 
 
Finalmente, se a massa da estrela for realmente muito alta, acima de vinte ou trinta 
massas solares, o colapso final será extremamente violento e nada poderá detê-lo: 
forma-se então um buraco negro, com um campo gravitacional tão forte que nem a 
luz consegue escapar. Naturalmente, nesse caso sua detecção e observação são 
muito difíceis, e é necessário encontrar um sistema binário, em que uma das 
estrelas é a estrela colapsada. Nesse caso, a queda de matéria sobre o buraco 
negro forma um disco de matéria muito quente, que emite raios X que podem ser 
detectados. 
 
Os objetos que existem no espaço entre as estrelas podem ser muito complexos. 
Além das nebulosas planetárias, regiões HII e restos de supernovas, existem 
também nebulosas de reflexão, contendo grãos de poeira, as nuvens de hidrogênio 
neutro, que são nuvens gigantescas que se espalham pelo disco de nossa Galáxia, 
e as nebulosas escuras, como o famoso “Saco de Carvão”, que pode ser observado 
próximo à constelação do Cruzeiro do Sul, ou a nebulosa da “Cabeça de Cavalo”, na 
constelação de Órion. 
 
 
 
 
 
W. J. Maciel A Medida do Universo Cap. 2 - 7 
 
 
 
 
 
 
A Nebulosa da Cabeça de Cavalo, em Órion 
 
 
As estrelas e o meio interestelar fazem parte de um sistema que está em constante 
evolução. Elas nascem a partir de nuvens de gás, queimam e consomem seu 
combustível nuclear, devolvendo depois parte ou toda a sua massa ao meio 
interestelar de onde vieram, para que outras gerações de estrelas sejam formadas. 
Esta “evolução química” é essencial para nossa existência: os átomos de carbono e 
outros elementos que constituem nossos corpos foram formados no interior de 
estrelas de uma geração que já não existe mais, de modo que somos todos filhos 
das estrelas. 
 
Todos esses objetos – estrelas simples, binárias e múltiplas, aglomerados, 
nebulosas e nuvens de gás e poeira – estão imersos na Via Láctea, a nossa 
Galáxia. Podemos ver parte da Via Láctea a olho nu, em noites claras. Esta galáxia 
tem uma forma achatada, vista de lado, e apresenta um disco com braços espirais, 
vista de cima. O diâmetro do disco é da ordem de 50 mil parsecs, sendo um parsec 
igual a 3 x 1018 cm. Sua espessura é muito menor, da ordem de algumas centenas 
de parsecs, e todo o disco está envolto por um halo rarefeito, com um diâmetro duas 
vezes maior que o do disco. Não é muito fácil estudar a estrutura de nossa galáxia, 
pois estamos dentro dela e não temos a opção de sair e examiná-la de longe; mas 
podemos observar muitas outras galáxias externas, e várias dessas galáxias são 
semelhantes à nossa. Uma das mais conhecidas é a galáxia de Andrômeda, que é 
bastante semelhante à Via Láctea. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
W. J. Maciel A Medida do Universo Cap. 2 - 8 
 
 
 
 
 
 
A galáxia de Andrômeda 
 
 
Outras galáxias são observadas de topo, isto é, a partir de um eixo perpendicular ao 
disco, de modo que podemos observarmais claramente a existência de braços 
espirais semelhantes aos que existem na Via Láctea. Galáxias como essas podem 
ter algumas centenas de bilhões de estrelas. Sua massa é, portanto, de algumas 
centenas de bilhões de massas solares, ou ainda maior, se houver objetos não 
luminosos que não são detectados, o que constitui a chamada “matéria escura”. 
 
Nem todas as galáxias têm discos ou são espirais. As maiores são elípticas, e 
outras, geralmente pequenas, são totalmente irregulares, como as “Nuvens de 
Magalhães”, duas galáxias que podem ser vistas a olho nu logo abaixo do Cruzeiro 
do Sul. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
W. J. Maciel A Medida do Universo Cap. 2 - 9 
 
 
 
 
 
 
O aglomerado de galáxias de Hydra 
 
 
As galáxias não são as maiores estruturas que podemos ver. De fato, muitas delas 
estão agrupadas em “aglomerados de galáxias”, em que um número de galáxias 
ocorre em uma mesma região do céu – evidenciando sua origem comum – 
separadas pelo meio intergaláctico, que é semelhante ao meio interestelar, mas 
ainda mais diluído e de difícil detecção. Grupos de galáxias podem apresentar 
efeitos curiosos, como o canibalismo galáctico, em que duas galáxias se 
interpenetram. Esses fenômentos têm sido bastante estudados, e estão associados 
com um aumento na taxa de formação das estrelas dessas galáxias. Além disso, a 
existência de grupos de galáxias é um passo além no estudo das estruturas em 
grande escala, da Cosmologia e da origem do Universo. 
 
 
E. Picazzio Sol: Uma Estrela da Via Láctea 
 
 
Cap. 3 - 1 
SOL: UMA ESTRELA DA VIA LÁCTEA 
 
 
O Sol é o laboratório natural onde pesquisamos a vida das estrelas. Nele, podemos 
observar a superfície, a atmosfera e, através de métodos indiretos, o seu interior. Testando 
sistematicamente os modelos de estrutura interna e externa com os dados observacionais 
podemos refinar a teoria da estrutura estelar. Evidentemente o modelo solar não se aplica 
diretamente às estrelas diferentes do Sol, mas ele serve de base para o desenvolvimento de 
uma teoria mais ampla. 
 
 
 
a 1030 = 1.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000; são 30 zeros 
b Grau Kelvin, escala de temperatura absoluta. K = oC + 273. 
 
Tabela 1. Propriedades físicas do Sol 
 
 
Interior solar 
 
Com raio de aproximadamente 200.000 km, pressão elevada e temperatura altíssima (15 
milhões oC) o núcleo ocupa a região central do Sol. Nessas condições os átomos de gás 
hidrogênio são fundidos e formam o gás hélio. Cada quilograma de hidrogênio transformado 
em hélio produz cerca de 178 milhões de kWh! Isto já vem acontecendo há 4,5 bilhões de 
anos e deverá durar ainda por mais 5 bilhões de anos. Devido à elevada concentração de 
matéria no interior solar, a energia demora cerca de 1 milhão de anos para chegar até a 
superfície do solar. Portanto o calor que recebemos aqui na Terra foi gerado há muito 
tempo. 
Esse núcleo é envolto pela camada radiativa, que tem cerca de 300.000 km de 
espessura. Nela a energia produzida no núcleo é absorvida pelos átomos e reemitida de 
imediato, continuamente em direção à superfície solar. 
Por último há a camada convectiva, com cerca de 196.000 km de espessura. Nela, a 
energia proveniente de baixo chega à superfície através da convecção: a matéria quente 
sobe, resfria-se, desce, é reaquecida, sobe, etc. As células convectivas mais profundas têm 
dezenas de milhares de quilômetros de diâmetro, já as mais superficiais têm 
aproximadamente 1.000 km. 
 
 
 
 
 
 
Massa 1,99 1030 kg a 332.943 (Terra=1) 
Diâmetro equatorial 
Diâmetro aparente médio 
1.391.980 km 
30 min. de arco 
109,3 (Terra=1) 
Densidade média 
Gravidade na superfície 
Velocidade de escape 
1.410 kg/m3 
274 m/s2 
618 km/s 
0,255 (Terra=1) 
28 (Terra=1) 
56 (Terra=1) 
Luminosidade 3,9 1026 Watt 
Temperatura superficial 5.780 K b 
Período de rotação sideral 25,1 dias no equador 
34,4 dias nos pólos 
 
E. Picazzio Sol: Uma Estrela da Via Láctea 
 
 
Cap. 3 - 2 
Superfície 
 
Fotosfera, palavra de origem grega que significa “esfera de luz”, é a superfície visível do Sol1 
abaixo do qual nada enxergamos. Ela tem cerca de 500 km de espessura, temperatura 
aproximada de 5.800 K, e é mais rarefeita que a atmosfera terrestre. 
 
 
Região Raio 
interno 
(km) 
Temperatura 
(K) 
Densidad
e 
(kg/m
3
) 
Propriedades 
Núcleo 0 15.000.000 150.000 Energia gerada por fusão nuclear 
Camada radiativa 200.000 7.000.000 15.000 Energia transportada por radiação 
eletromagnética 
Camada convectiva 500.000 2.000.000 150 Energia transportada por convecção 
Fotosfera 696.000 5.800 2 10
-4 Superfície: a parte que enxergamos 
Cromosfera 696.500 4.500 5 10
-6 Baixa atmosfera, fria e avermelhada 
Zona de transição 698.000 8.000 2 10
-10 Região de aumento rápido de 
temperatura 
Coroa 706.000 1.000.000 10
-12 
Alta atmosfera, quente, visível nos 
eclipses 
 
(10-4 = 0,0001; 10-10 = 0,0000000001; etc.) 
 
Tabela 2. Modelo solar padrão 
 
 Há quatro fenômenos característicos da fotosfera: (1) Obscurecimento do limbo solar 
(Figura 1). Quando olhamos para o centro do disco estamos vendo as camadas mais 
profundas da fotosfera, que são mais quentes, por isso ele é mais brilhante. (2) Manchas 
solares. São regiões escuras, têm cerca de 10.000 km, estão associadas a fortes campos 
magnéticos e giram com o mesmo período da rotação solar (Figura 1). A parte central, 
umbra, está a cerca de 4.500 K, e a parte periférica, penumbra, está a cerca de 5.500 K. 
Como a temperatura delas é menor que a da fotosfera, elas parecem mais escuras. 
Geralmente as manchas aparecem em grupos, as maiores podem durar até 100 dias. (3) 
Textura granulada. Elas aparecem em imagens de alta resolução obtidas acima da 
atmosfera terrestre (Figura 1). Cada grânulo é uma célula convectiva, com diâmetro médio 
de 1.000 km e tempo de vida de cerca de 5 a 10 minutos. O gás aquecido chega à 
superfície pelo centro, esfria e desce pelos bordos, por isso elas são mais brilhantes no 
centro. (4) Linhas de absorção. Ao passar a luz solar por um prisma o físico alemão Joseph 
Fraunhofer descobriu, no início do séc.19, que o espectro solar é entrecortado por linhas 
escuras, as linhas de absorção ou de Fraunhofer. 
 
 
Atmosfera solar 
 
Ela é formada pela cromosfera (baixa atmosfera) e coroa (alta atmosfera). A luz branca 
proveniente da fotosfera é absorvida pelos átomos da cromosfera, em comprimentos de 
onda (cores) específicos. 
 
 
1
 JAMAIS se deve olhar para o Sol sem a proteção adequada de um filtro solar. Uma maneira simples 
para se ver a fotosfera: faça um furo de 1 cm de diâmetro em um papel e cubra um espelho com ele. 
Aponte o espelho para o Sol e faça a imagem solar ser refletida sobre um anteparo de cor clara (pode 
ser uma parede) a uma distância de 5 a 10 m. Repare que próximo ao limbo o disco é menos 
brilhante. Se tiver sorte poderá ver algumas manchas. 
E. Picazzio Sol: Uma Estrela da Via Láctea 
 
 
Cap. 3 - 3 
A relação direta entre espécies atômicas e linhas de absorção nos permite investigar a 
composição química do Sol, além das propriedades físicas básicas da fotosfera solar, como, 
densidade, pressão, temperatura, movimentos radiais e campos magnéticos. A Tabela 3 
apresenta a composição química do Sol. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Elemento 
 
Abundância em percentagem 
 Sobre o número total de 
átomos 
Sobre a massa 
total 
 
Hidrogênio 
 
91,2 
 
71,0 
Hélio 8,7 27,1 
Oxigênio, Carbono, Nitrogênio, 
Silício, Magnésio, Neônio, Ferro, 
Enxofre, etc. 
 
 0,1 
 
1,9 
 
 
Tabela 3. Composiçãoquímica solar 
 
 
 
Cromosfera 
 
Palavra de origem grega que significa “esfera colorida”. Essa fina camada atmosférica está 
situada bem acima da fotosfera e é visível a olho nu durante os eclipses solares totais, 
sobretudo no início e no fim da totalidade2. Sua cor avermelhada é devida à emissão pelo 
átomo de hidrogênio, conhecida por luz no H (diz-se aga-alfa). A espessura aproximada da 
cromosfera é 2.000 km, e sua temperatura cresce com a altura até atingir cerca de 25.000 
K. O aquecimento é provocado pela dissipação de energia de origem magnética. Como a 
densidade na cromosfera é cerca de mil a um milhão de vezes menor que a da fotosfera 
(Tabela 2) ela se torna transparente na luz branca. Mas nas regiões do ultravioleta e do H 
a cromosfera é muito brilhante e apresenta estruturas altamente complexas e magnetizadas, 
 
 
2
 Período de escuridão. 
 
Figura 1. [esquerda] O disco solar na luz visível, e as manchas. Note o obscurecimento do 
limbo solar (Marshall Space Flight Center). [direita] Imagem de alta resolução mostrando a 
granulação da fotosfera (NASA) 
E. Picazzio Sol: Uma Estrela da Via Láctea 
 
 
Cap. 3 - 4 
lembrando a estrutura granulada da fotosfera (Figura 2). Esse mosaico de células 
cromosféricas é denominado supergranulação, porque estas células têm em média 30.000 
km e tempo de vida da ordem de meio dia, valores bem maiores que os característicos das 
células fotosféricas. Os bordos das supergranulações são contornados por espículos, 
estruturas finas e longas (700 km de diâmetro e 7.000 km de altura), escuras e quase 
verticais. Por eles matéria ascendente e descendente fluem com velocidade aproximada de 
até 100 km/s. 
 
 
Zona de Transição 
 
Acima da cromosfera há uma região, com aproximadamente 10.000 km de espessura, onde 
a temperatura cresce rapidamente, passando de 25.000 K para mais de 1 milhão K. Ela 
separa a cromosfera da coroa. Como sua temperatura é elevada essa região pode ser 
observada diretamente na luz ultravioleta. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Coroa 
 
Embora ela possa ser vista até alguns raios solares acima da superfície, sua extensão é 
ilimitada. Na luz branca a coroa brilha tanto quanto a Lua Cheia. Como isso equivale apenas 
a 1 milionésimo do brilho fotosférico, a coroa só pode ser vista durante um eclipse solar total 
ou com instrumentos específicos (coronógrafo). 
 Sua característica mais marcante é a temperatura elevada (cerca de 2 milhões K) e 
praticamente constante. Nessas condições os átomos dos elementos químicos presentes 
perdem elétrons e formam um gás quente, constituído prótons, elétrons e íons mais 
pesados, e magnetizado, denominado plasma. O hidrogênio ionizado (perdeu seu único 
elétron) é o constituinte majoritário da coroa. O ferro, por exemplo, nessa temperatura pode 
perder 13 dos seus 26 elétrons (representado por FeXIV), e emite fortemente na luz verde. 
 O calor sempre flui da região quente para a região fria. Então, por que a temperatura 
da coroa é tão mais elevada que a da fotosfera? Essencialmente, o mecanismo de 
 
Figura 2. Cromosfera vista no H [esquerda] As zonas claras (regiões ativas) são mais quentes, e 
as escuras, mais frias. O arco no bordo superior é uma protuberância. [direita] Detalhe mostrando a 
supergranulação cromosférica. Os espículos, distribuem-se nos contornos das células quase que 
verticalmente. (HAO) 
 
 
E. Picazzio Sol: Uma Estrela da Via Láctea 
 
 
Cap. 3 - 5 
aquecimento coronal é a dissipação de enormes quantidades de energia associada ao 
campo magnético solar. A energia magnética armazenada no campo é instantaneamente 
dissipada quando linhas de polaridade opostas (positiva e negativa) e próximas interagem e 
se anulam. A quantidade de energia liberada depende da intensidade do campo magnético.
 
 
A forma da coroa 
 
Na luz branca a coroa é bem estruturada com arcos, elmos, estrias, e seu brilho provém da 
luz fotosférica espalhada pelos elétrons livres (Figura 3). Como a distribuição espacial dos 
elétrons é governada pelo campo magnético, a distribuição de brilho da coroa na luz branca 
torna-se um forte diagnóstico de ambos. Essa coroa é a que vemos a olho nu durante um 
eclipse solar total. Sua forma varia com o ciclo de atividade3: na fase de máxima atividade 
solar ela é mais esférica (Figura 3), mas na fase de mínima ela é mais alongada no equador. 
Quando observada em ondas de rádio, na luz ultravioleta ou em raios-X, a coroa tem 
formas específicas (Figura 3). As zonas escuras da coroa em raios-X são os buracos 
coronais, regiões de onde se origina o vento solar. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Vento Solar 
 
Radiação eletromagnética (luz) e partículas de altas velocidades escapam do Sol 
continuamente. Esse fluxo de partículas, constituído de elétrons, prótons (núcleo do 
hidrogênio), núcleos de hélio e íons de elementos químicos mais pesados, é o vento solar. 
Ele propaga-se pelo espaço interplanetário, arrastando consigo campo magnético. A luz 
atinge a Terra cerca de 8 minutos depois de deixar a fotosfera. Mas as partículas, que se 
movem mais lentamente (500 a 700 km/s), levam alguns dias para chegar até nós. Embora 
o vento solar retire cerca de 1 milhão de toneladas de matéria a cada segundo, menos que 
0.1% da massa solar foi perdida desde o nascimento do Sol, há 4,6 bilhões de anos. 
Ao interagir com a magnetosfera terrestre, o vento solar produz as auroras boreal e 
austral nos hemisférios norte e sul, respectivamente. 
 
 
 
3
 Ver adiante 
 
Figura 3. [esquerda] Coroa na luz branca, vista no eclipse total de 11/08/99 . [centro] Coroa na luz 
ultravioleta emitida por átomos de ferro ionizado. [direita] Coroa em raios-X. Quanto maior o brilho, 
maior a temperatura. As zonas escuras são os buracos coronais. Imagens de Fred Spenak (esquerda) 
e dos satélites SOHO (centro) e YOHKOH (direita). 
 
E. Picazzio Sol: Uma Estrela da Via Láctea 
 
 
Cap. 3 - 6 
 
Atividade Solar 
 
A luz e o vento solar variam ciclicamente entre picos de máximo e mínimo, de acordo com a 
atividade solar. Isso afeta muito pouco a luminosidade total do Sol, mas nos afeta 
significativamente. 
A variabilidade cíclica do número de manchas é conhecida desde meados do séc.19. 
Em média a periodicidade do ciclo é 11,2 anos, e ele começa quando o número de manchas 
é mínimo. Gradativamente a quantidade de manchas vai aumentando até atingir um 
máximo, depois volta a cair, e o ciclo se repete. Portanto, a quantidade de manchas varia 
com ciclo de atividade solar. 
Longe de serem fenômenos isolados as manchas estão associadas a outros 
fenômenos de superfície que ocasionalmente emergem com violência e expelem em direção 
à coroa grandes quantidades de energia e partículas. Esses eventos ocorrem nas zonas 
ativas ou centros de atividade. Essas atividades aquecem regiões da fotosfera (fáculas) e da 
cromosfera (praias) tornando-as mais brilhantes. 
 Outro fenômeno caracterizado pela atividade solar é a protuberância: filamentos 
enormes de gás excitado em forma de arcos, propagando-se a centenas de milhares de km 
dentro da coroa. Freqüentemente estão acima das zonas ativas. 
As erupções solares, são fulgurações decorrentes da liberação súbita de grandes 
quantidades de energia magnética no centro das regiões ativas. A temperatura numa 
erupção 100 milhões de K, e a energia liberada poderia abastecer as necessidades 
energéticas da humanidade por milhões de anos. 
 
 
As estrelas não são iguais, nem imutáveis. 
 
Apesar de tratarmos o Sol como uma estrela padrão, há muitos tipos de estrelas e suas 
características mudam durante suas vidas. 
O tempo que uma estrela leva desde o nascimento até a entrada na Seqüência 
Principal (SP), quando começaa gerar energia por reação termonuclear, depende da massa 
(ver Tabela 4). 
O tempo de vida de uma estrela também depende da sua massa. Quanto maior a 
massa da estrela maior é a quantidade de hidrogênio disponível para gerar energia; em 
princípio deve viver mais tempo. De outro lado, quanto maior a luminosidade (energia 
emitida por unidade de tempo), mais curto é o tempo de vida da estrela. Portanto, quanto 
maior a massa da estrela, maior é a luminosidade e menor o tempo de vida. Veja na Tabela 
5 as estimativas teóricas dos tempos de vida estrelas de diferentes massas. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Tabela 4. Escala de tempo da evolução pré-Seqüência Principal. 
 
 
Massa (em massa 
solar) 
Tipo espectral Tempo para chegar à SP (em 
anos) 
30 O6 30.000 
10 B3 300.000 
4 B8 1.000.000 
2 A4 8.000.000 
1 G2 30.000.000 
0.5 K8 100.000.000 
0.2 M5 1.000.000.000 
 
E. Picazzio Sol: Uma Estrela da Via Láctea 
 
 
Cap. 3 - 7 
 
Massa 
(em massa solar) 
Tempo de vida na SP 
(em anos) 
60 2 milhões 
30 5 milhões 
10 25 milhões 
3 350 milhões 
1,5 1,6 bilhão 
1 9 bilhões 
0,1 Trilhões 
 
Tabela 5. Tempos de vida para estrelas da Seqüência Principal 
 
 
Evolução de estrelas com até 11 massas solares. 
 
As estrelas não permanecem eternamente na SP, apenas passam a maior parte de suas 
vidas nessa fase. 
À medida que o hidrogênio vai sendo consumido, um caroço de hélio vai se 
formando no interior da estrela. A massa da estrela determina o tempo de vida e os 
caminhos de sua evolução. Se a massa for suficientemente grande para promover 
temperaturas cada vez mais elevadas na região central, o processo de fusão nuclear 
(formação de elementos pesados a partir de elementos mais leves) continua até a formação 
do elemento químico ferro (26Fe). A partir daí, as reações são endotérmicas, isto é, 
absorvem energia ao invés de liberar. Estrelas de grande massa, quando chegam nesta 
fase morrem de forma catastrófica. Simplificadamente podemos dizer que estrelas de 
pequena massa morrem brandamente, enquanto estrelas de grande massa morrem 
catastroficamente. 
Nem todo o calor gerado na fusão do hidrogênio é liberado para o espaço, parte dele 
é absorvido pelo material interno fazendo a temperatura local aumentar. Esse aumento de 
temperatura provoca aumento de pressão, altera o equilíbrio entre as pressões interna (do 
gás contido abaixo da camada) e externa (do gás que está acima da camada) e faz com que 
a estrela se expanda. Como a expansão provoca queda de temperatura e pressão, a estrela 
se contrai. Esse processo tem fim quando as forças se equilibram, e a estrela se ajusta à 
nova circunstância. Durante a evolução a estrela passa várias vezes por essa situação. 
Quando o hidrogênio disponível para a fusão se extingue (caso das estrelas de 
pequena massa), ou quando a temperatura central aumentar o suficiente para propiciar a 
fusão do hélio (caso de estrelas de grande massa), a estrela abandona a SP e sofre 
mudanças na estrutura e na luminosidade. 
O Sol já se encontra na SP há 4,6 bilhões de anos. Sua temperatura superficial é 
praticamente a mesma que tinha quando entrou nessa fase, mas seu brilho é cerca de 30% 
maior que o daquela época. Com o passar do tempo, a composição química sofrerá 
mudanças: a quantidade de hidrogênio diminuirá e a de hélio aumentará. A estrutura interna 
será a de um núcleo de hélio (crescente) circundado por uma camada hidrogênio em fusão 
(Figura 4A). 
A elevação gradativa de temperatura do núcleo de hélio aumenta a taxa de geração 
de fusão nuclear do hidrogênio na camada circundante. Após cerca de 10 bilhões de anos, 
esse aumento de temperatura provocará uma elevação brutal da pressão e a estrela sofrerá 
uma expansão gigantesca. Com a expansão, a superfície aumenta e a temperatura 
superficial diminui. A estrela torna-se uma gigante vermelha, uma estrela de baixa 
temperatura mas de alta luminosidade. Betelgeuse ( de Órion) e Antares ( do Escorpião), 
ambas 400 vezes maiores do que o Sol, são dois exemplos. Quando isto acontecer com o 
Sol, sua superfície envolverá Mercúrio e, nestas circunstâncias, provavelmente aqui na 
 
E. Picazzio Sol: Uma Estrela da Via Láctea 
 
 
Cap. 3 - 8 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Terra os oceanos não mais existirão e a superfície rochosa será derretida. 
No diagrama HR esta fase da evolução estelar é ilustrada através de um movimento 
para a direita e para cima, em direção ao canto superior direito onde se localiza o ramo das 
gigantes. As diferenças de densidade numa gigante vermelha são brutais: enquanto o seu 
núcleo de hélio tem cerca de 100.000 g/cc (no Sol é 150 g/cc), as camadas mais externas 
da estrela está com cerca de 10-6 g/cc (1 milionésimo da densidade da água). 
No momento em que a temperatura central da estrela atingir cerca de 100 milhões K, 
a contração do núcleo de hélio cessa e inicia-se a fase de fusão nuclear, desta vez 
transformando hélio em carbono (12C): 3 núcleos de hélio (4He) são fundidos para formar um 
núcleo de carbono, tendo como produto intermediário um núcleo instável de berílio (8Be). 
A fusão inicial do He ocorre de forma violenta e descontrolada, como a de uma 
bomba, mas em seguida se processa normalmente. Assim o carbono vai se acumulando no 
centro da estrela, provoca expansão e contração da mesma que, em decorrência, apresenta 
variações de luminosidade e temperatura superficial. Do carbono e o hélio surge o oxigênio 
(16O). 
A fusão do carbono só ocorre quando a temperatura superar 600 milhões K. Uma 
estrela de 1 massa solar jamais atingirá esse estágio e a geração de energia ocorrerá por 
tempo limitado, através da queima do hélio e do hidrogênio nas camadas superiores. Na 
fase final de vida essa estrela sofre pulsações radiais crescentes, contraindo-se e 
expandindo-se periodicamente, podendo formar uma nebulosa planetária. 
A estrela remanescente fica com cerca de metade da massa que tinha e contrai; ela 
pode adquirir um raio de 10.000 km! Seu brilho provém da energia armazenada das reações 
nucleares (que já cessaram) e ela se transforma numa anã branca, estrela muito pequena, 
de cor branca e temperatura superficial elevada. A perda incessante de energia provoca a 
queda de temperatura, a cor vai se tornando avermelhada, até definhar definitivamente e se 
tornar uma anã negra. 
Se a anã branca pertencer a um sistema binário (duas estrelas ligadas pela 
gravidade) pode haver fluxo de matéria da superfície da companheira, uma estrela da SP, 
para a superfície da anã branca. A violência desse processo pode provoca um clarão súbito, 
a estrela brilha repentinamente dando a ilusão que uma nova estrela surgiu naquele lugar. 
Esse é o fenômeno da estrela nova. Quando o processo é recorrente, temos uma nova 
recorrente. 
 
 
Figura 4. (A) À esquerda, o esquema da estrutura interna de uma estrela da SP, convertendo 
hidrogênio em hélio. (B) À direita, o esquema da estrutura de uma estrela de uma massa solar quando 
a fusão do hélio se estabelece. 
 
E. Picazzio Sol: Uma Estrela da Via Láctea 
 
 
Cap. 3 - 9 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Evolução de estrelas com massa entre 11 e 50 massas solares 
 
Como vimos, quanto maior a massa da estrela mais curta é a sua vida. Após a queima do 
hélio as estrelas de grande massa promovem a fusão dos elementos mais pesados, na 
ordem crescente de massa atômica, isto é: carbono (12C), oxigênio (16O), neônio (20Ne), 
magnésio (24Mg) e silício (28Si), este produzindo o ferro (26Fe). A partir de então não há mais 
fusão atômica no núcleo. Estas reações ocorrem em camadas sobrepostas, as internas com 
elementos mais pesados. Na Tabela 6 tem-se os detalhes desse processo. 
 
 
Fonte de energia Temperatura 
(milhões K) 
Tempo para exaustão 
(anos) 
Fusão do hidrogênio 15 10 milhões anos 
Fusão do hélio 170 1 milhãoanos 
Fusão do carbono 700 1.000 anos 
Fusão do neônio 1.400 3 anos 
Fusão do oxigênio 1.900 1 ano 
Fusão do silício 3.300 1 dia 
 
Tabela 6. Temperaturas necessárias para ocorrência de fusão nuclear e tempo de exaustão 
do combustível nuclear para estrelas com 20 massas solares. 
 
 
À medida em que os elementos mais leves vão sendo consumidos nas camadas 
mais externas, o núcleo de ferro vai crescendo gradativamente até atingir um valor limite 
equivalente à cerca de 1,4 massas solares. Quando isso acontece a estrela implode 
repentinamente. A temperatura do núcleo de ferro pode atingir 10 bilhões K e desintegrar a 
estrela. Desse processo violento surgem os elementos químicos mais pesados que o 26Fe, 
que são ejetados ao espaço a grandes velocidades. Esse fenômeno explosivo libera tanta 
energia que pode ser visto a grandes distâncias, até mesmo em outras galáxias, e é 
conhecido por supernova tipo II. Estas supernovas podem brilhar mais que toda a galáxia 
em que se encontra. Na Via Láctea, ocorre em média uma supernova a cada 50 anos. 
 
 
Figura 5. Esquema das transfomações na 
vida de uma estrela com 1 massa solar 
 
Figura 6. Modelo de uma estrela tipo nova. 
E. Picazzio Sol: Uma Estrela da Via Láctea 
 
 
Cap. 3 - 10 
 
O objeto que resta dessa explosão tem cerca de 1,5 a 2 massas solares, possui 
aproximadamente 20 km de raio e é extremamente denso; é a estrela de nêutrons. Essa 
estrela gira muito rapidamente, e a luz emitida é concentrada num facho. Se esse facho de 
luz estiver em nossa direção vemos um pulso de luz cada vez que ele estiver apontando 
para a Terra. Por isso esses objetos foram batizados com o nome pulsar. 
 
 
 
Figura 7. A Nebulosa do Caranguejo é o que restou da explosão (supernova) observada pelos 
chineses em 1054 a.C. No centro fica o pulsar. (Monte Palomar / AAO) 
 
 
Evolução de estrelas com mais de 50 massas solares 
 
Estrelas com massa entre 50 e 100 massas solares brilham tanto quanto 100 mil a 1 milhão 
de sóis durante suas vidas breves. Essas estrelas perdem tanta massa durante a fase de 
Seqüência Principal que praticamente lhe restam apenas o núcleo de hélio. O núcleo de 
ferro que será formado posteriormente é tão maciço que, após a implosão que dá origem a 
uma supernova tipo Ib, o colapso gravitacional não pára para formar uma estrela de 
nêutrons. Ele continua indefinidamente, criando um objeto tão maciço, com campo 
gravitacional tão intenso, que nem a luz consegue escapar. Esse objeto escuro é 
denominado buraco negro. 
Embora ele não possa ser visto diretamente há evidências indiretas que denunciam 
sua presença. Por exemplo, a luz dos objetos que se encontram adiante do buraco negro e 
que estão na linha de visada sofrem desvio de trajetória. Outra evidência é a luz (raios X) 
emitida pela matéria que está sendo sugada pelo buraco negro. A Figura 8 ilustra um 
modelo de buraco negro formado num sistema binário. 
A Figura 9 ilustra simplificadamente o que foi discutido anteriormente. Estrelas com 
massa entre 0,8 e 11 massas solares, entram na SP como tipos B, A, F ou G, produzem 
nebulosas planetárias e terminam como anãs brancas. Estrelas com massa intermediária, 
entre 11 e 50 massas solares, iniciam como estrelas tipos O ou B, produzem supernovas 
tipo II e terminam como estrelas de nêutrons. Estrelas maciças entram na SP como tipo O, 
passam pela fase de Wolf-Rayet, produzem supernovas tipo Ib e terminam como buracos 
negros. 
 
 
E. Picazzio Sol: Uma Estrela da Via Láctea 
 
 
Cap. 3 - 11 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 9. Ilustração simplificada da evolução de estrelas de diferentes massas, após 
abandonarem a Seqüência Principal. (Adaptado de I. Iben Jr e A.V.Tutukov, Sky & Telescope, 
dezembro/97, pág.39) 
Figura 8. Um buraco negro pode ser observado através da radiação X emitida pelo gás aquecido em 
queda. No caso a estrela que se tornou um buraco negro suga a matéria da sua companheira, uma 
gigante azul. 
O ciclo da evolução estelar 
 
Embora parte do material usado nas reações termonucleares seja transformado em 
energia, a matéria da Via Láctea está sendo continuamente reciclada. Das estrelas 
antigas, deficientes de material pesado, às estrelas jovens, ricas em metais, observamos o 
processo de enriquecimento em ação. O Sol, uma estrela jovem rica em metais, é um 
produto de muitos ciclos. Sem os elementos produzidos no interior de supernovas a vida 
na Terra seria impossível. Somos formados de poeira estelar. 
 
A. A. de Almeida O Sistema Planetário Cap. 4 - 1 
 
 
O SISTEMA PLANETÁRIO 
 
 
Introdução 
 
O homem primitivo conhecia sete corpos celestes que, vistos desde a superfície da Terra, 
parecem se moverem entre as "estrelas fixas". São eles o Sol e a Lua, Mercúrio, Vênus, 
Marte, Júpiter e Saturno. Eram chamados "planétes", termo grego que significa "errante". 
Hoje o termo designa astros sem luz própria que giram em torno de estrelas como o Sol. 
 
Mercúrio - Mercúrio é o planeta mais próximo do Sol. Foi visitado por uma única sonda 
espacial, a Mariner 10. Ela passou pelo planeta três vezes, em 1973 e 1974. Apenas 45% 
de sua superfície foi mapeada. Não possui satélites em órbita. Visto de perto, Mercúrio 
assemelha-se à Lua, em tamanho e aspecto. Sua superfície é coberta de crateras. As 
variações de temperatura em Mercúrio são as mais extremas do Sistema Solar, situando-se 
entre -180 oC e 400 oC. Mercúrio pode, às vezes ser observado através de binóculo ou 
mesmo a olho nu, mas está sempre muito próximo do Sol e por ser muito pequeno e pouco 
brilhante, dificilmente é notado à luz do crepúsculo. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 1: Sumário gráfico de Mercúrio. 
 
 
 
Vênus - Segundo planeta em ordem de afastamento do Sol, situando-se entre Mercúrio e a 
Terra. A órbita de Vênus, dentre as de todos os demais planetas, é a mais circular. A 
primeira sonda a visitar Vênus foi a Mariner 2, em 1962. Ele foi posteriormente visitado por 
muitas outras (mais de 20 até o presente), incluindo a Pioneer Venus e a sonda soviética 
Venera 7, a primeira sonda a descer em outro planeta, e Venera 9, que transmitiu as 
Lento período de rotação: 
58,65 dias terrestres 
Bacia 
Caloris 
Crateras 
Crateras 
raiadas 
Curva de 
Choque 
Sol 
 
 Calor 
Intenso 
Campo 
magnético 
Planaltos 
Penhascos ou 
falésias 
Frio 
Congelante 
Cauda 
Magnética 
Núcleo 
Grande 
Crosta 
Fina 
Massa: 3,30 x 1026 g =0,055MTerra 
Raio: 2439 km = 0,382 RTerra 
Densidade média: 5,43 g/cm3 
Período de Rotação: 58,6462 dias terrestres 
Período Orbital: 87,969 dias terrestres 
Distância média ao Sol: 0,387 U.A. 
Mercúrio não tem satélites 
Campo magnético superficial: 0,0035 gauss 
Calor 
fervente 
A. A. de Almeida O Sistema Planetário Cap. 4 - 2 
 
 
primeiras fotos da superfície. Mais recentemente (1992), a sonda americana Magalhães fez 
mapas detalhados da superfície de Vênus usando radar. É o planeta que mais se aproxima 
da Terra em distância, e é também o mais brilhante objeto do céu depois do Sol e da Lua. 
Vênus é facilmente visível a olho nu em certas épocas do ano e não possui satélites. Às 
vezes (impropriamente) é chamado de "estrela matutina", "estrela d'alva", ou ainda "estrela 
vespertina". Sua atmosfera, composta basicamente de gás carbônico (95% de CO2), é tão 
espessa que se torna impossível observar a sua superfície diretamente ao telescópio. A 
pressão da atmosfera de Vênus, na superfície, é de 90 vezes superior a da Terra 
(aproximadamente a mesma que existe a uma profundidade de 1 km nos oceanos 
terrestres). Essa densa atmosfera produz um forte efeito estufa que aumenta a temperatura 
de Vênus, tornando a sua superfície mais quente (calor suficiente para derreter o chumbo) 
que a de Mercúrio, a despeito de estarquase duas vezes mais distante do Sol. Uma vez que 
Vênus é um planeta inferior, ele apresenta fases quando visto da Terra com um telescópio. 
A observação desse fenômeno por Galileu Galilei foi um importante elemento a favor da 
teoria heliocêntrica de Copérnico. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 2: Sumário gráfico de Vênus. 
 
 
 
Terra - Terceiro planeta do Sistema Solar pela ordem de afastamento do Sol, do qual dista 
cerca de 150 milhões de quilômetros. É o único planeta do Sistema Solar cuja atmosfera 
contém uma grande quantidade de oxigênio. É também provavelmente o único planeta que 
contém água em abundância: quase 2/3 da superfície da Terra é coberto de água em estado 
líquido formando os oceanos. Tanto a água quanto o oxigênio são elementos essenciais 
Rotação retrógrada com 
período lento de 243 dias 
terrestres 
Atmosfera de 
dióxido de carbono 
Efeito Estufa 
Nuvens de 
ácido sulfúrico 
Massa = 0,815 MT 
6052 km 
ou 0,95 RT 
Sempre 
coberto 
por nuvens 
Rajadas de ventos 
de 100 m/s na atmosfera 
superior 
Pressão 
superficial 
90 bars 
Temperatura 
superficial 
730°C 
Termosfera 
fria 
Superfície 
tórrida 
Nuvens 
estratificadas 
Nenhum campo 
magnético forte 
Massa: 4,87 x 1027 g = 0,815 MTerra 
Raio médio: 6052 km = 0,949 RTerra 
Densidade média: 5,25 g/cm3 
Período de Rotação: 243 dias 36 minutos (retrógrado) 
Período Orbital: 224,701 dias 
Distância média ao Sol: 0,723 U.A. 
Vênus não possui satélites e nem campo magnético intrínseco 
detectável 
A. A. de Almeida O Sistema Planetário Cap. 4 - 3 
 
 
para a evolução da vida como a conhecemos. Os mais antigos fósseis de organismos vivos 
têm cerca de 3,7 bilhões de anos. Não há registro do período crítico em que a vida se 
iniciou. Ao que se sabe, é o único planeta habitado e com uma civilização inteligente. 
Tentativas de contato com outras eventuais civilizações alienígenas extraterrestres, até hoje 
fracassaram. Possui um único satélite natural, a Lua. A Terra, naturalmente, pode ser 
estudada com o auxílio de sondas espaciais e satélites artificiais, e as imagens tiradas do 
espaço são de considerável importância; por exemplo, elas ajudam na elaboração de 
mapas, na previsão do tempo e na navegação. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 3: Sumário gráfico da Terra. 
 
 
 
A Lua - É o satélite natural da Terra. Seu movimento de revolução em torno do planeta 
dura cerca de 27 dias e 8 horas, tempo igualmente que leva para ela girar em torno de seu 
próprio eixo. Por essa razão o lado lunar voltado para nós é sempre o mesmo. 
 
A Lua naturalmente, é conhecida desde os tempos pré-históricos. É o segundo astro mais 
brilhante no céu depois do Sol. A interação gravitacional entre a Lua e a Terra é a causa do 
efeito das marés. 
 
Sua origem é objeto de estudo pelo astrônomos. Não se sabe com certeza se ela foi 
formada junto com a Terra ou depois. O mais provável, contudo, é que a Lua pode ser o 
resultado de uma colisão entre a Terra e um outro corpo. A Lua não tem atmosfera. Sua 
superfície é seca e bastante acidentada, apresentando um relevo com montanhas, planícies 
e crateras. Em 21 de julho de 1969, Neil A. Armstrong e Edwin Aldrin desceram na 
Aurora Oval 
Camada de 
Ozônio 
Fina camada 
Atmosférica 
estratificada 
Efeito 
estufa 
Movimento 
continental 
Ciclos 
vitais 
Eras 
glaciais 
Partículas 
capturadas 
Tempestades 
Litosfera 
Astenosfera 
Campo 
magnético 
Manto 
Núcleo 
sólido 
Núcleo 
líquido 
Pressão 
Superficial 
1 bar 
Temperatura 
Superficial 
288 K 
Massa: 5,975 x 1027 g 
Raio: 6378 km 
Densidade média: 5,52 g/cm3 
Período de rotação: 23 h 56 m 4 s 
Período orbital: 1 ano = 365,26 dias 
Distância média ao Sol: 1 U.A. = 149,6 x 109 km 
Número de satélites = 1 (Lua) 
Campo magnético superficial = 0,35 gauss 
Expansão 
oceânica 
A. A. de Almeida O Sistema Planetário Cap. 4 - 4 
 
 
superfície lunar através da nave Apollo e trouxeram de lá alguns quilos de amostras de seu 
solo. A última alunissagem aconteceu em dezembro de 1972. 
 
Recentemente descobriu-se fortes evidencias, através das sondas Clementine (1994) e 
Lunar Prospector (1997) que a Lua têm armazenado consideráveis quantidades de água 
misturada com o seu solo, concentradas nas regiões polares. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 4: Sumário gráfico da Lua. 
 
 
 
Marte - Quarto planeta em distância ao Sol, Marte é as vezes chamado de planeta vermelho 
devido a sua coloração avermelhada pelo óxido de ferro. Marte é quase metade do tamanho 
da Terra. A primeira sonda a visitar Marte foi a Mariner 4, em 1965. Várias outras se 
seguiram, inclusive duas Viking, em 1976. A partir de 1997, voltou a ter a sua superfície 
estudada principalmente de várias sondas espaciais, como Pathfinder e Mars Global 
Surveyour. Sem dúvida, Marte se assemelha muito com a Terra. Seu estudo poderá 
fornecer muitos indícios de como a Terra eventualmente poderá ser no futuro. Marte tem 
dois satélites, que presume-se que sejam asteróides capturados do cinturão de asteróides 
que se estende entre as órbitas de Marte e Júpiter: Fobos (Medo) e Deimos (Terror). Marte 
com a sua semelhança e proximidade com a Terra, é o planeta mais provável no Sistema 
Solar para uma futura colonização de seres humanos. Isso por causa da provável existência 
Massa: 7,353 x 1025 g = 0,0123 MTerra 
Raio: 1738 km = 0,2725 RTerra 
Densidade média: 3,344 g/cm3 
Período de rotação: 27,322 dias terrestres 
Período orbital: 27,322 dias terrestres 
Distância média da Terra: 3,844 x 105 km 
A Lua se afasta 
da Terra 
Rotação síncrona 
27 dias 
O lado oculto da 
Lua tem poucos 
mares e uma crosta 
espessa 
Mares de lava fluíram 
até 3 a 4 bilhões de 
anos atrás 
Mascons 
Regolito pulverizado 
(solo) 
Nenhuma 
Atmosfera 
Planaltos com crateras 
de impacto criadas a 
4 bilhões de anos atrás 
Cratera raiada jovem 
Sem campo 
magnético dipolar 
Campo magnético 
remanescente 
Nenhuma água 
Núcleo ? 
Astenosfera 
Tremores 
profundos 
Litosfera 
espessa 
Crosta 
fina 
A. A. de Almeida O Sistema Planetário Cap. 4 - 5 
 
 
de água em seu subsolo. A atmosfera de Marte é fina, composta essencialmente de dióxido 
de carbono (95,3%) além de nitrogênio (2,7%), argônio (1,6%) e traços de oxigênio (0,15%) 
e água (0,03%). A pressão média na superfície de Marte é de apenas 1/100 pressão da 
Terra. Marte é permanentemente encoberto por calotas de gelo em ambos os pólos, 
compostas em sua maior parte de dióxido de carbono sólido ("gelo seco"). Seu eixo de 
rotação é inclinado com relação ao Sol e por isso apresenta as quatro estações climáticas 
como na Terra: Inverno, Primavera, Verão e Outono. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 5: Sumário gráfico de Marte. 
 
 
 
Os Asteróides 
 
O Cinturão de Asteróides está localizado entre as órbitas de Marte e Júpiter, como se fosse 
uma barreira ou campo minado e indicando, como previsto pela lei de Titius-Bode (1772), 
que ali a uma distância média de 2,8 UA do Sol, deveria existir ou ter se formado um 
planeta. Foi assim que Ceres foi descoberto por Giuzeppe Piazzi, no primeiro dia do ano de 
1801. Atualmente Ceres é classificado como planeta-anão. 
 
Atualmente são conhecidos e catalogados cerca de 20000 asteróides. Várias centenas mais 
são descobertos a cada ano. Existem contudo, centenas de milhares de outros desses 
corpos que são muito pequenos para serem observados da Terra, apesar do refinamento 
das técnicas observacionais. 
No Verão, calota polar de 
gelo de água 
Chryse Planitia, 
pouso da Viking. 
Vida? 
Antigos rios 
Vastos desfiladeiros 
No inverno, calota polar de 
gelo de água e dióxido de 
carbono congeladoNo futuro, Phobos deverá 
colidir com o planeta 
Solo congelado 
Fina camada de 
ar frio 
Vulcões 
Fortes 
ventos 
3390 km 
ou 0,53 RT Terreno 
intensamente 
craterizado 
 
Massa: 6,4 x 1026 g = 0,107 MTerra 
Raio: 3397 km = 0,532 RTerra 
Densidade Média: 3,93 g/cm3 
Rotação: 24h 37m 22s 
Período Orbital: 1,88 anos 
Distância Média ao Sol: 1,52 U.A. 
Número de Satélites: 2 (Fobos e Deimos) 
Campo magnético extremamente fraco 
A. A. de Almeida O Sistema Planetário Cap. 4 - 6 
 
 
O inventário dos grandes asteróides está bastante completo; conhecemos hoje 
provavelmente 99% dos asteróides com diâmetros acima de 100 km. Conhecemos 26 
asteróides com diâmetro superior a 200 km. Daqueles, na faixa entre 10 e 100 km, cerca de 
metade está catalogada. Porém, conhecemos muito poucos asteróides menores, talvez 
existam perto de 1 milhão de asteróides com diâmetro de cerca de 1 km. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 6: O cinturão principal de asteróides. 
As órbitas de alguns asteróides selecionados e os asteróides Troianos. 
 
 
 
 
 
 
A. A. de Almeida O Sistema Planetário Cap. 4 - 7 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 8: Asteróides – sumário gráfico 
 
 
Figura 7: Desenho em escala mostrando os tamanhos relativos de alguns dos maiores asteróides, comparados 
com aquele do planeta Marte. Os números ao lado dos nomes indicam os períodos de rotação em horas. 
 A escala horizontal dá a distância média ao Sol, em UA. 
 
A. A. de Almeida O Sistema Planetário Cap. 4 - 8 
 
 
Júpiter - O maior dos planetas do Sistema Solar, com um diâmetro de 143 mil km 
(relativamente, cerca de 11 vezes o da Terra) e massa 318 vezes maior que a Terra. Júpiter 
é o quarto objeto mais brilhante no céu (depois do Sol, Lua e Vênus). A descoberta de 
Galileu, em 1610, das quatro luas de Júpiter, Io, Europa, Ganimedes e Calisto (hoje 
conhecidas como luas Galileanas), foi a primeira constatação de um centro de movimento 
que, claramente, não estava centrado na Terra. Esse foi um ponto significativo a favor da 
teoria heliocêntrica de Copérnico. Por defender abertamente a teoria de Copérnico, Galileu 
foi aprisionado a mando da Inquisição, forçado a renunciar suas crenças e condenado ao 
cárcere. Júpiter foi visitado pela primeira vez pela sonda Pioneer 10 em 1973 e, mais tarde, 
pelas sondas Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2, Ulysses e mais recentemente, a Galileu. 
Ele é composto de cerca de 86% de hidrogênio e 14% de hélio, com traços de metano, água 
e amônia. Como Saturno, Júpiter tem anéis, mas apenas quatro, fracos e escuros, formados 
principalmente de pequenas partículas de poeira. 
 
Em julho de 1994, os 21 fragmentos do Cometa Shoemaker-Levy 9 colidiram com Júpiter. 
Os resultados foram espetaculares e durante vários meses as marcas dessas colisões ainda 
eram visíveis na sua atmosfera. Quando observado à noite, Júpiter parece às vezes como a 
"estrela" mais brilhante do céu (perdendo apenas para Vênus, que nunca é visível a altas 
horas da noite). As quatro luas Galileanas são facilmente visíveis com binóculo; algumas 
faixas e a Grande Mancha Vermelha podem ser vistas com um pequeno telescópio 
astronômico. Júpiter tem 63 satélites conhecidos: as quatro grandes luas Galileanas Io, 
Europa, Ganymede e Callisto são os principais. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 9: Sumário gráfico de Júpiter. 
 
 
 
 
 
Massa: 1,90x1030 g =317,89 MTerra 
Raio: 71 492 km = 11,2 RTerra 
Densidade média: 1,314 g/cm3 
Período de Rotação: 9h 55m 29,7s 
Período Orbital: 11,86 anos terrestres 
Distância média ao Sol: 5,203 U.A. 
Número de satélites: 63 
Campo magnético: 4,3 gauss 
A. A. de Almeida O Sistema Planetário Cap. 4 - 9 
Massa: 5,68x1029 g =95,18 MTerra 
Raio: 60 330 km = 9,46 RTerra 
Densidade média: 0,71 g/cm3 
Período de Rotação: 10h 39m 22s 
Período Orbital: 29,46 anos terrestres 
Distância média ao Sol: 9,54 U.A. 
Número de satélites: 49 
Campo magnético: 0,2 gauss 
 
 
 
Saturno - O sexto planeta a partir do Sol. Galileu foi o primeiro a observá-lo com um 
telescópio, em 1610. Os anéis de Saturno, compostos basicamente de cristais de várias 
substâncias químicas congeladas (mas partículas rochosas cobertas por gelo podem 
também existir), permaneceram como um fenômeno único no Sistema Solar até 1977, 
quando foi descoberto os escuros anéis ao redor de Urano e, pouco depois, em torno de 
Júpiter e Netuno. Saturno foi visitado pela primeira vez pela Pionner 11 em 1979 e, mais 
tarde, pelas sondas Voyager 1 e Voyager 2. Saturno é o menos denso dos planetas; sua 
densidade específica (0,7) é inferior a da água (1,0) (se você pudesse colocar Saturno 
dentro d'água, ele flutuaria!). 
 
Como Júpiter, Saturno é composto de cerca de 75% de hidrogênio e 25% de hélio, com 
traços de água, metano e amônia. Pode-se ver Saturno no céu noturno, a olho nu. Embora 
não seja tão brilhante quanto Júpiter, é facilmente identificável porque ele não "pisca" como 
as estrelas e tem coloração amarelada. Os anéis são visíveis através de um pequeno 
telescópio astronômico. Saturno tem pelo menos 49 satélites conhecidos. É bem possível 
que existam vários outros pequenos satélites ainda não descobertos. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 10: Sumário gráfico de Saturno. 
 
 
 
 
 
A. A. de Almeida O Sistema Planetário Cap. 4 - 10 
 
Urano - É o sétimo planeta em ordem de afastamento do Sol. Era desconhecido dos povos 
antigos. Foi descoberto acidentalmente, em 13 de março de 1781, pelo astrônomo inglês 
William Herschel (1738-1822). A constituição física de Urano é semelhante à de Júpiter, 
Saturno e Netuno, com um pequeno núcleo de hidrogênio metálico líquido, espessa e 
extensa atmosfera, composta principalmente de 89% de hidrogênio, 11% de hélio, com 
traços de metano, amônia e água. A cor azulada de Urano é o resultado da absorção da luz 
vermelha pelo metano na alta atmosfera. Como outros planetas gasosos, Urano tem anéis. 
Urano é, às vezes, dificilmente visível à olho nu, mesmo em uma noite bem escura. 
 
Pode ser visto através de um bom binóculo ou um pequeno telescópio astronômico. Urano 
possui um sistema de anéis escuros e foi visitado somente por uma espaçonave, a Voyager 
2, em 24 de janeiro de 1986. Urano tem 27 satélites ou luas conhecidas. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 11: Sumário gráfico de Urano. 
 
 
 
 
 
 
 
 
Massa: 8,72x1028 g =14,54 MTerra 
Raio: 26 150 km = 4,10 RTerra 
Densidade média: 1,21 g/cm3 
Período de Rotação: 17,24 horas 
Período Orbital: 84 anos terrestres 
Distância média ao Sol: 19,2 U.A. 
Número de satélites: 27 
Campo magnético: 0,1-1,1 gauss 
A. A. de Almeida O Sistema Planetário Cap. 4 - 11 
 
Netuno - O oitavo planeta em ordem de afastamento do Sol, e o segundo descoberto por 
telescópio. A descoberta de Netuno constitui um marco da astronomia teórica, pois foi a 
primeira vez que o homem através de cálculos matemáticos descobriu um novo planeta do 
Sistema Solar. Foi observado pela primeira vez pelo astrônomo alemão G. Gale (1812-
1910), na noite de 23 de setembro de 1846. O seu nome foi sugerido pelo astrônomo 
francês Urban Leverrier (1811-1877), tendo em vista que o planeta possuía uma coloração 
esverdeada, o que lembrava Netuno, o deus romano do mar verde, equivalente ao deus 
grego Poseidon. Netuno é composto de cerca de 89% de hidrogênio e 11% de hélio, com 
traços de metano, amônia e água. Netuno tem 13 satélites conhecidos.