Livro de didático ciências 3 bimestre

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Volume 3
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Ciências
vro do professor
O projeto gráfico atende aos objetivos da coleção 
de diversas formas. As ilustrações, diagramas 
e figuras contribuem para a construção correta 
dos conceitos e estimulam um envolvimento 
ativo com temas de estudo. Sendo assim, fique 
atento aos seguintes ícones:
Livro
didático
entação artística
gem ampliada
Fora de escala numérica
Escala numérica
Formas em proporção
Imagem microscópica
Coloração artificial
Coloração semelhante à natural
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Linguagem genética e 
informação biológica 37
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5 Descobrindo o Universo 2
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A Astronomia é uma das ciências 
mais antigas, tão antiga quanto a própria 
humanidade, e caminha ao nosso lado 
desde os primórdios. Hoje, graças à 
tecnologia atual, podemos observar 
lugares extremamente distantes, onde 
não podemos chegar – como novos 
sistemas, estrelas, planetas e galáxias.
Descobrindo o 
Universo
5
• Gravura de Flammarion
Encaminhamento do tema da abertura do capítulo.1
1. A Astronomia contribuiu de várias maneiras para a evolução 
da sociedade. Você consegue citar algum exemplo?
2. Cite expressões artísticas (pintura, escultura, monumento, músi-
ca, poema, filme, etc.) que têm relação com a Astronomia. 
3. Seria possível passar as férias em Marte, por exemplo? Ou 
conhecer os anéis de Saturno em uma viagem de férias? Ou 
quem sabe visitar uma galáxia distante?
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Objetiv
os
• Discutir sobre o papel da Astronomia no 
desenvolvimento da sociedade e sobre a 
visão que diferentes culturas tinham do 
mesmo céu.
• Descrever a composição e a estrutura do 
Sistema Solar.
• Entender o ciclo de evolução das estrelas 
desde o nascimento até a morte.
• Entender as escalas astronômicas e a nossa 
localização no Universo.
• Discutir sobre a possibilidade da sobrevi-
vência humana fora da Terra.
Astronomia nas diversas culturas
Os astros brilhantes que passeiam pela esfera celeste já foram pintados em paredes de cavernas e esculpidos 
em rochas, e diversos monumentos foram erguidos em homenagem a eles. Além de admirar os astros, a huma-
nidade, em certo momento, passou a estudá-los e percebeu que seus movimentos, na maioria das vezes, eram 
periódicos. Aos poucos, os seres humanos começaram a usar esses padrões de repetição em diversas áreas do 
conhecimento, possibilitando às civilizações evoluírem para sociedades mais avançadas. Mas a curiosidade hu-
mana foi além e começou a levantar questões sobre a composição dos astros, por que se movem de determinada 
forma, quão longe estão de nós, além de muitas outras perguntas tanto de cunho científico como filosófico. 
A contagem do tempo e as constelações
A maneira como medimos o tempo atualmente teve a influência de vários povos e culturas. Isso porque cada 
civilização tinha suas próprias maneiras de dividir o tempo, as quais dependiam das leituras que faziam de fenôme-
nos naturais. Neste capítulo, vamos destacar as contribuições ou observações de apenas alguns povos. Entretanto, é 
importante destacar que vários outros povos desenvolveram sua própria maneira de definir a passagem do tempo e 
que muitas dessas maneiras podem ser facilmente encontradas em pesquisas na internet.
Babilônicos 
Para os babilônicos (por volta de 1900 a.C. - 1600 a.C.), a Lua 
era de extrema importância, tanto que seu calendário era lunar. 
Ele foi dividido em períodos correspondentes às fases da Lua, 
dando origem às semanas e seus sete dias. O calendário babi-
lônico tinha os meses com duração de 28 dias (4 semanas de 7 
dias), e o ano solar variava entre doze e treze meses. Os babilôni-
cos também utilizavam uma combinação de símbolos contan-
do até o 59 e depois repetiam o número um (nessa cultura não 
existia a noção de zero). Essa mesma notação era utilizada nas 
divisões dos ângulos em minutos e segundos e na divisão do 
tempo de uma hora em sessenta minutos e de um minuto em 
sessenta segundos. A cultura babilônica era repleta de histórias 
que serviam para explicar desde fenômenos na Terra até a cria-
ção da Terra e dos céus.
De acordo com a cosmogonia babilônica, o deus Marduk 
criou os céus e a Terra após derrotar Tiamat, o caos 
primordial (representado aqui como um dragão).
Uso de aplicativos e informações para observação do céu.2
Durante a 
Antiguidade, a 
ciência era restrita a 
uma pequena parcela 
da população. Hoje, 
famílias inteiras têm 
acesso à ciência.
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Incas 
A costa oeste da América do Sul foi habitada por povos 
denominados de pré-colombianos, como os incas. Essa civili-
zação se estendia desde onde está o Equador até o Chile e seu 
império formou-se no século XIII e durou até 1533. Eles eram 
conhecidos por cultuarem o Sol e pela elaboração de registros 
astronômicos. Construíram vários observatórios para estudo 
do céu e registraram a Via Láctea, várias constelações, o solstí-
cio e o equinócio. Também estruturaram calendários com base 
no Sol que serviram para determinar o período de plantio e de 
celebrações. A Via Láctea era registrada como o rio sagrado ou 
rio celeste que cruza o Vale Sagrado no Peru e, para os incas, 
recebe o nome de El Willka Mayu. 
Um conjunto de astros de destaque para esse povo é a Lhama Negra, que inclui a estrela Vega (chamada 
de Lhama Prata). Essa “constelação inca” é observada entre os meses de agosto e novembro e corresponde ao 
período em que nascem os descendentes desses animais.
Algumas estrelas e constelações que conhecemos hoje já eram utilizadas pelos incas e tinham relação com 
fatos cotidianos: Sírius – Willka Wara (Estrella Sagrada); Antares – Choqechinchay (El Felino Dorado); Aldebarán – 
Chuchu Qoyllur (Estrella que va adelante o al centro); Escorpión – Choqechinchay o Amaru (Serpiente Sagrada).
Chineses
O Oriente deu muitas contribuições para a medição do tempo. Os chineses, por exemplo, desenvolveram 
um complexo calendário com base nas observações dos fenômenos astronômicos. Por volta de 1500 a.C., ela-
boraram um calendário lunar que apresentava o ciclo de doze lunações (354 dias) e acrescentavam um mês 
extra de 29 ou 30 dias de tempos em tempos. Mais tarde, desenvolveram um ciclo de 19 anos que consistia em 
235 lunações (12 anos de 12 meses e 7 anos e de 13 meses). Os chineses identificavam as estações do ano a 
partir da observação de quatro “constelações chinesas”: 
• primavera – Dragão Azul do Leste (coincide com partes das constelações de Virgem, Libra, Escorpião); 
• inverno – Tartaruga Negra do Norte (coincide com partes das constelações de Sagitário, Capricórnio e 
Aquário);
• outono – Tigre Branco do Oeste (coincide com partes das constelações de Áries e Touro); 
• verão – Pássaro Vermelho do Sul (coincide com partes das constelações de Câncer e Gêmeos).
Tupi-guarani 
Os indígenas brasileiros utilizavam métodos empíricos, 
relacionando o movimento do Sol, da Lua e das constelações 
com fenômenos meteorológicos que acontecem ao longo do 
ano, como períodos de chuva e estiagem, de calor oude frio. 
A observação do céu também serve como guia para determi-
nar o período das festas religiosas e dos procedimentos feitos 
pelos pajés para proteção e cura dos índios da tribo. Tribos 
da região de Dourados (MS) definiram diversas “constelações”, 
entre elas a Constelação da Ema, que utiliza parte da Conste-
lação de Escorpião e serve para definir a entrada do inverno.
A Constelação da Ema é composta por parte da 
Constelação de Escorpião, que está em destaque.
As representações feitas pelos povos dependem de fatos e 
eventos cotidianos, como a constelação da Lhama Negra.
 lunações: intervalos de tempo entre duas luas novas consecutivas.
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União Astronômica Internacional 
Vimos que existem diferentes leituras dos fenômenos 
astronômicos e, sem uma padronização, essa variedade 
de interpretações poderia dificultar a comunicação e a 
validação de um mesmo fenômeno observado em dife-
rentes lugares. Por isso, em 1930, a União Astronômica 
Internacional (IAU – International Astronomical Union) 
dividiu o céu em 88 constelações, cujos nomes deveriam 
ser oficialmente adotados nos trabalhos científicos. Es-
sas constelações são compostas por áreas precisamente 
definidas no céu, de maneira que todo astro, seja ele 
planeta, estrela, galáxia, etc., esteja sempre dentro dos 
limites de determinada constelação. Os nomes das cons-
telações são em latim e, sempre que possível, seguem a 
tradição da nomenclatura da Grécia Antiga.
Dessa maneira, a partir de 1930, um conjunto de estrelas que, unidas de forma imaginária, lembra uma 
figura desenhada no céu não é chamado de constelação, mas de asterismo. Por exemplo, se estivermos no He-
misfério Sul e olharmos no começo da noite para o horizonte leste no início de cada uma das estações, veremos 
os asterismos de: Escorpião, no inverno; Pegasus, na primavera; Órion, no verão; e Leão, no outono.
No material, optamos por manter como constelações as formas retratadas no céu que são analisadas de maneira histórica e anterior a 1930.
• Asterismos de Escorpião, Pegasus, 
Órion e Leão vistos no Hemisfério Sul
Asterismo é um conjunto de pontos do céu que, unidos de forma imaginária, nos fazem lembrar determinadas figuras.
Constelação é a região delimitada por linhas que compreende o asterismo e outros planetas, cometas, estrelas, etc.
A União Astronômica Internacional foi fundada em 1919 e é composta por astrônomos 
profissionais com doutorado que atuam na pesquisa e na educação em Astronomia. As 
reuniões ocorrem anualmente e têm como objetivo rever a definição de constantes astro-
nômicas e físicas fundamentais; a nomenclatura astronômica; a promoção de atividades 
educativas em Astronomia; e discussões informais sobre as possibilidades de futuras insta-
lações internacionais de grande escala.
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A observação dos movimentos e dos astros
Muitas das questões relacionadas à Astronomia trouxeram soluções práticas para diversos problemas. Por 
exemplo, a compreensão da posição e da forma da Terra no Universo. Para os povos primitivos, a concepção mais 
provável e de fácil entendimento era de que a Terra seria plana e estaria localizada em uma posição central no 
Universo (modelo geocêntrico). Foi necessário estudar e observar muitos fenômenos para chegarmos à concepção 
atual (modelo heliocêntrico). 
Acompanhe, a seguir, a descrição de alguns estudiosos e de concepções que eles elaboraram para o 
entendimento que temos hoje sobre o movimento dos astros.
Tales de Mileto (624-546 a.C.), filósofo, 
astrônomo, engenheiro e matemático grego, 
foi o primeiro a explicar o eclipse solar, ao 
explanar que a Lua é iluminada pelo Sol.
• Busto de Tales de Mileto
Anaximandro (610-546 a.C.), 
filósofo, matemático, astrô-
nomo, geógrafo e político, 
considerava a Terra como 
um cilindro, no qual a parte 
em que o homem vivia era 
uma das faces. O Universo 
era constituído de fogo e a luz 
vinha através de buracos na 
esfera celeste, formando as 
estrelas e o Sol.
• Anaximandro, de-
talhe da pintura A 
escola de Atenas, 
de Rafael Sanzio
Anaxímenes de Mileto (588-528 a.C.), 
filósofo grego da ilha de Jônia, acredita-
va que a Terra seria plana, em forma de 
disco, flutuando no ar, e que as estrelas 
seriam como bolas de fogo no céu.
• Anaxímenes de Mileto
Aristóteles (384-322 a.C.), filósofo grego, seguindo os preceitos dos pitagóricos, utilizou relações 
geométricas, aritméticas e harmônicas para explicar a relação da Terra com o Universo. Ele sepa-
rava o Universo conhecido em duas regiões: uma terrestre, onde existiam as imperfeições, e outra 
celeste, onde dominava a perfeição geométrica e tudo era eterno. Em sua época, eram conhecidos 
sete “corpos errantes”: Sol, Lua, Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno. A Terra teria a forma 
esférica, o que explicaria a sombra circular do planeta na Lua durante o eclipse lunar.
Aristóteles apresentou, então, um modelo em que 
a Terra se situava no centro de circunferências 
concêntricas, cada uma delas representando a 
trajetória de um dos planetas. No entanto, esse 
modelo apresentava um grande problema: o 
movimento dos planetas. Colocando a Terra no 
centro dessas órbitas concêntricas, os plane-
tas realizavam um movimento retrógrado em 
parte de sua trajetória.
A explicação para o movimento retrógrado de Marte (representado pela flecha 
vermelha para a direita) foi um grande desafio para os cientistas e pensadores da 
época de Aristóteles. O movimento em laço da órbita de Marte e a variação de brilho 
do planeta não eram facilmente explicados pelo modelo geocêntrico. 
 Movimento retrógrado de Marte.3
• Busto de Aristóteles
Quando um corpo realiza um movimento 
contrário à orientação da trajetória preesta-
belecida como principal, esse movimento é 
classificado como movimento retrógrado.
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Nicolau Copérnico (1473), padre e astrônomo polonês, não concordava com o modelo geocêntrico em virtude da com-
plicação do uso de epiciclos. Para ele, essa complicação seria facilmente resolvida substituindo a Terra do centro do 
modelo pelo Sol. Essa proposta foi apresentada no livro De Revolutionibus Orbium Coelestium, que foi publicado apenas 
quando Copérnico estava próximo de sua morte, pois suas ideias eram contrárias às da Igreja da época.
Ptolomeu (100-170 d.C.), no seu livro Almagesto, deixou registrado um catálogo de estrelas e pla-
netas. Nele, explicou a trajetória errante dos planetas e as diferenças de velocidades de suas órbitas 
em relação à Terra,gerando assim os movimentos de epiciclos (como o movimento de Marte). O 
Almagesto também apresentou melhorias no sistema geocêntrico, considerando a Terra estática, o 
que deu origem ao modelo ptolomaico.
Hiparco (190-120 a.C.) deslocou pela primeira vez a Terra do centro no modelo geocêntrico para 
poder explicar o movimento dos planetas, criando assim um modelo excêntrico. Esse modelo 
apresentava um perigeu (ponto que a Terra está mais próxima do Sol) e um apogeu (ponto que a 
Terra está mais afastada do Sol) explicando as velocidades relativas dos planetas e suas respec-
tivas variações de brilho em relação à órbita da Terra.
• Busto de Hiparco
• Gravura de Ptolomeu
A ilustração representa o movimento de Marte 
em torno da Terra. Para justificar o movimento 
retrógrado de Marte e manter a Terra no 
centro, foi necessário criar os epiciclos.
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O modelo heliocêntrico de Copérnico foi capaz de explicar de maneira mais simplificada o movimento retrógrado de Marte.
A consolidação do modelo heliocêntrico teve ainda as contribuições de Giordano Bruno (1548), Tycho Brahe 
(1546) e Johannes Kepler (1571). Este último conhecido pela sistematização das três leis de Kepler, que descre-
vem os movimentos dos astros.
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Saiba +
Qual o formato da Terra? 
Desde a observação do eclipse lunar realizado por Tales de Mileto, existiam indícios de que 
a Terra teria um formato que não poderia ser plano. Entretanto, nesse período não se sabia se a 
sombra na Lua era do formato da Terra ou do contorno do ar que estava na Terra.
Foi Eratóstenes (276-194 a.C.) que indicou uma solução para esse 
problema. Ele estava em Alexandria e encontrou um papiro que dizia 
que, na cidade de Siena (localizada a 800 km de distância), no dia 21 de 
junho (solstício de verão), podia-se observar o fundo de um poço de-
vido à iluminação do Sol. Isto é, o Sol encontrava-se situado no zênite.
Ele tentou comprovar essa 
informação observando se em 
Alexandria, no mesmo dia do 
ano, era possível enxergar o 
fundo de um poço utilizando 
apenas a iluminação solar. Para 
sua surpresa, projetava-se no 
poço uma sombra com apro-
ximadamente 7° de inclinação 
em relação ao raio de incidên-
cia. Eratóstenes julgava que, 
se a Terra fosse plana, as som-
bras deveriam ser iguais. Como 
eram diferentes, concluiu que a 
Terra deveria ser redonda, pois 
somente isso explicaria o fato 
de haver sombra em Alexan-
dria, mas não em Siena.
800 km
Raios solares
Terra plana
Alexandria
Alexandria
Siena
Siena
Terra não plana
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Se a Terra fosse plana, o feixe de raio solar, ao incidir sobre dois 
objetos perpendiculares à superfície, teria o mesmo ângulo.
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 1. A Lua é o satélite natural da Terra e teve um papel fundamental no estudo da Astronomia. O início da 
contagem do tempo, na maioria das civilizações, foi influenciado pela observação do período lunar. Com 
base nisso, analise as afirmações a seguir.
 I. A Lua apresenta quatro fases, são elas: lua cheia, lua decrescente, lua crescente e lua invisível.
 II. O ciclo lunar dura aproximadamente 29,5 dias.
 III. O ciclo lunar é o período de tempo que permitiu a contagem dos dias.
 IV. A Lua apresenta no céu apenas quatro formatos.
Está correto o que se afirma 
a) em I e II.
b) em II e III.
X c) somente em II.
d) somente em III.
e) em II, III e IV.
O contorno do ar citado aqui é o que chamamos hoje de atmosfera.
Gabaritos.4
Quando imaginamos um 
ponto no céu exatamente 
acima de nossas cabeças, 
estamos definindo o zênite.
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OBA: Olimpíada Brasileira de Astronomia e Astronáutica.
É preciso pintar toda a área da constelação do Cão Maior, não apenas uma parte 
dela.
 2. (OBA) Todo o céu foi dividido em 88 áreas de diferentes 
tamanhos, às quais chamamos de constelações. Todas as 
estrelas dentro de uma mesma área pertencem à mesma 
constelação. Ao lado, vemos a representação de uma par-
te do céu. A imagem foi obtida com o software gratuito 
“Stellarium” e nela, quanto maior o ponto, mais brilhante 
é a estrela.
a) Faça uma seta → indicando a estrela Sirius, a qual é a 
mais brilhante de todo o céu noturno e a quinta mais 
próxima do Sol. Ajuda: Ela fica na área da constelação 
do Cão Maior. Até desenhamos o “esqueleto” dele para 
ajudar.
b) Na área da constelação do Cão Maior os gregos antigos “viam” um cachorro. Pinte de qualquer cor, 
toda a constelação do Cão Maior.
 3. (OBA) Abaixo tem uma imagem do céu obtida a partir do software gratuito chamado “Stellarium”. 
Ela mostra a região do céu, próxima do Polo Celeste Sul, em 18/05/18 (dia da prova da 21ª OBA) às 
20h38min. Os tamanhos das bolinhas pretas indicam o brilho das estrelas (ou planetas), isto é, bolinha 
preta grande significa que a estrela (ou planeta) é bem brilhante.
A ideia é que os alunos compartilhem o que encontrarem com o grande grupo. É importante que essa pes-
quisa seja orientada pelo professor, para que os alunos busquem informações apenas em fontes confiáveis.
×
a) Faça uma seta dupla (⇒) apontando sobre Saturno.
b) Faça uma seta (→) na estrela mais brilhante da constelação do Escorpião, a Alfa do Escorpião, chama-
da de Antares, uma supergigante vermelha.
c) O Brasil é dividido em Estados. A esfera celeste é dividida em Constelações, como mostra a figura 
acima. Pinte de qualquer cor a constelação do Triângulo Austral. Dica: A estrela mais brilhante desta 
constelação, a Alfa do Triângulo Austral, chama-se Atria, uma gigante laranja.
d) Trace uma reta cruzando toda a figura acima passando por Gacrux e Acrux e outra passando por 
Aspidiske e Miaplácidos. A intersecção das retas marca, aproximadamente, o Polo Celeste Sul. Faça 
um X neste ponto.
 4. Vimos que a observação dos céus influenciou diversas culturas e listamos babilônicos, incas, chineses e 
indígenas. Pesquise algum povo ou comunidade não citados no material e investigue o conhecimento 
deles sobre o céu e como isso influenciava a medida de tempo, a agricultura, os rituais, a caça, etc.
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Composição e estrutura do Sistema Solar
A origem do Universo sempre despertou o interesse de cientistas e astrônomos de todo o mundo. Há diversas 
teorias que procuram explicar como tudo começou e a mais aceita entre os astrônomos é a de que tudo teve 
início numa grande expansão, chamada de Big-Bang. Isso ocorreu mais ou menos entre 13,5 e 14 bilhões de anos 
atrás. Nos instantes iniciais, tudo era energia. Essa energia foi se transformando em massa de partículas elementa-
res que, com o passar do tempo, começaram a se combinar e a formar os elementos leves (H, He, Be e traços de 
Li) que compõem as estrelas, como o Sol.
Sol
O Sol é uma estrela que libera energia continuamente. Seu surgimento ocorreu por meio do colapso de 
uma nuvem de gás e poeira que passou a se atrair e a comprimir a matéria em seu núcleo. Esse processo é tão 
intenso que a pressão e a temperatura sobem a ponto de provocara fusão de dois átomos de hidrogênio para 
formar um átomo de hélio, liberando energia.
O Sol é a nossa estrela mais próxima e está praticamente no centro do Sistema Solar. Os planetas e os outros 
objetos celestes do sistema orbitam em torno dele com órbitas elípticas. Como todos os objetos celestes do 
nosso Sistema Solar formaram-se da mesma nuvem de poeira e gás, as órbitas desses objetos encontram-se 
aproximadamente no mesmo plano. Esse plano no qual os planetas orbitam é próximo do plano da . eclíptica
• Representação do 
plano da eclíptica 
em comparação ao 
equador celeste
No processo de fusão nuclear, 
ocorre a colisão e a junção de 
dois núcleos atômicos, for-
mando um novo elemento 
com núcleo maior e mais está-
vel. No processo de formação 
do novo elemento, ocorre a 
liberação de energia.
A eclíptica é uma linha imaginária por 
onde passam o Sol e os planetas. Nela, 
também encontramos as constelações 
do zodíaco. Como a Terra gira em torno 
do Sol, este, assim como as estrelas e os 
planetas, tem um movimento aparen-
te no céu, descrevendo uma trajetória 
na esfera celeste chamada eclíptica. A 
eclíptica é um círculo máximo que tem 
uma inclinação de 23° 27’ em relação ao 
equador celeste.
H
H
+He Energia
Diferenças entre fusão e fissão.5
Planetas
Segundo os astrônomos, nosso Sistema Solar formou-se a partir de um fragmento de uma enorme 
nuvem de gás e poeira interestelar, denominada Nebulosa Solar, há aproximadamente 4,6 bilhões de anos. 
Além do Sol, nosso sistema é composto de oito planetas – Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, 
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Pa
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Os planetas do Sistema Solar são divididos em dois grupos: interno e externo.
• Planetas internos – Mercúrio, Vênus, Terra e Marte. Eles têm órbitas mais compactadas, ou seja, orbitam mais 
próximo do Sol. São compostos basicamente de rochas, metais pesados, silicatos, óxidos, nitrogênio (N) e 
ferro (Fe) e são chamados de planetas telúricos ou terrestres.
• Planetas externos – Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Eles apresentam órbitas mais espaçadas. São chama-
dos de jovianos ou gasosos e sua composição é basicamente de: hidrogênio (H), hélio (He), água (H2O), gás 
carbônico (CO2), metano (CH4) e amônia (NH3). Eles são bem maiores do que os planetas terrestres e estão 
mais distantes do Sol. Júpiter é o maior planeta de todo o Sistema Solar, tendo quase 11 vezes o diâmetro da 
Terra e massa aproximadamente 318 vezes maior que a da Terra.
Os planetas, em geral, apresentam órbitas quase circulares. Porém, como não são perfeitamente circulares, 
as denominamos elipses, sendo que o círculo é um tipo particular de elipse. Além de girar em torno do Sol, 
todos na mesma direção, no movimento que chamamos de translação, todos os planetas giram em torno de si 
mesmos, movimento conhecido como rotação. O sentido do movimento de rotação de quase todos os plane-
tas do Sistema Solar é de oeste para leste, com exceção de Vênus e Urano, que têm sentidos contrários.
Satélites
A maioria dos satélites tem forma irregular, com a aparência de uma batata. Alguns, no entanto, diferem um 
pouco, como a nossa Lua, que tem o formato mais semelhante ao de uma esfera. O número de satélites que 
orbitam um planeta depende de sua massa. Os planetas terrestres, em geral, têm poucos satélites, em alguns 
casos nenhum. Já os planetas jovianos podem ter muitos. 
O maior satélite do Sistema Solar é Ganimedes, uma das luas de Júpiter. Ele tem um diâmetro de aproxi-
madamente 5 262 km. Titã, uma das luas de Saturno, é o segundo maior satélite do Sistema Solar, e tem um 
diâmetro de aproximadamente 4 878 km. Ambos são maiores que o planeta Mercúrio.
Urano e Netuno – e cinco planetas-anões – Ceres, Plutão, 
Haumea, Makemake e Éris. Além disso, temos os satélites dos 
planetas, os cometas, os asteroides, os meteoros e a matéria 
interplanetária.
A maior parte de toda a matéria do Sistema Solar está con-
centrada no Sol, aproximadamente 99,85%. A massa dos pla-
netas corresponde a 0,135% da massa total e Júpiter concentra 
a maior parte dessa massa – sozinho, ele contém mais de duas 
vezes a quantidade de matéria dos outros planetas combina-
dos. O restante, 0,015% da massa total do sistema, corresponde 
à massa de satélites, asteroides, cometas, meteoros e matéria 
interplanetária.
De acordo com a União Astronômica Interna-
cional (IAU), para ser considerado um planeta, 
o corpo celeste deve satisfazer três critérios:
1 – deve orbitar uma estrela;
2 – deve ser grande o suficiente para a gravidade 
moldá-lo na forma de uma esfera;
3 – sua vizinhança orbital deve estar livre de 
outros objetos.
Plutão, por exemplo, satisfaz apenas os dois 
primeiros critérios listados, o que o coloca em 
outra categoria: na dos planetas-anões.
Massa do Sol
Massa de Júpiter
Massa dos outros planetas
Massa do restante
Representação da massa do Sistema Solar. A parte 
azul corresponde à massa do Sol; a vermelha, à 
massa de Júpiter; a laranja, à dos outros planetas; 
e a amarela, à do restante.
 Atmosfera e água nos satélites.6
Ganimedes, satélite de Júpiter, tem diâmetro maior do que o planeta Mercúrio. 
Europa, uma das quatro luas de Júpiter, que é ligeiramente menor do que a nossa 
Lua, tem uma atmosfera composta basicamente de oxigênio e uma quantidade 
imensa de água líquida em seu interior. 
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co
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uzOs campos gravitacionais de Mercúrio e de Vênus 
são muito pequenos quando comparados ao campo 
gravitacional do Sol. Por isso, esses dois planetas são os 
únicos do Sistema Solar que não apresentam satélites.
Ganimedes Mercúrio
 Ciências 11
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1. Mercúrio
Temperatura média da superfície: 67 °C
Pressão atmosférica: traços de pressão na superfície
Composição principal da atmosfera: 42% O , 29,0% Na, 2
22,0% H2, 6,0% He e 0,5% K.
Cor: avermelhada, por causa de sua superfície ferruginosa.
Satélite: nenhum
2. Vênus
Temperatura média da superfície: 461 °C
Pressão atmosférica: 9 300 kPa
Composição principal da atmosfera: 96,5% CO , 3,5% 2
N2 e 0,015% SO2.
Cor: alaranjada pela reflexão da radiação solar no CO .2
Satélite: nenhum
6. Júpiter
Temperatura média da superfície: –108 °C
Pressão atmosférica: 20-200 kPa
Composição principal da atmosfera: 88,8% H2, 
9,2% He e 0,3% CH4.
Cor: composta de nuvens marrons com 
matizes de amarelo e vermelho.
Satélite: 63
5. Cinturão de Asteroides
Formado por rochas e minerais metálicos. Podem 
ser resultado dos restos do Sistema Solar em for-
mação, que não formou um corpo celeste maior, 
por causa da força gravitacional de Júpiter.
3. Terra
Temperatura média da superfície: 14 °C
Pressão atmosférica: 101,3 kPa
Composição principal da atmosfera: 
78,08% N2, 20,95% O , 0,038% CO ; 2 2
H2Ovapor (varia com o clima).
Cor: azul pela reflexão da radiação solar 
no N e O2 2.
Satélite: 1
4. Marte
Temperatura média da superfície: –46 °C
Pressão atmosférica: 0,6-1,0 kPa
Composição principal da atmosfera: 95,72% CO ; 2; 2,7% N2
0,2% O ; 0,07% CO e 0,03% H2 2Ovapor.
Cor: Ocre e rosa por causa de sua superfície ferruginosa.
Satélite: 2
Sol
Mercúrio
Vênus
Terra
Marte Júpiter Saturno
Cinturão
de asteroides
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Planetas telúricos
Sistema Solar em escala de tamanho
Sistema Solar em escala de distância ao Sol
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7. Saturno
Temperatura média da superfície: –139 °C
Pressão atmosférica: 140 kPa
Composição principal da atmosfera: 96% H2, 
3% He e 0,4% CH4.
Cor: composta de nuvens marrons com 
matizes de amarelo e vermelho.
Satélite: aproximadamente 62
8. Urano
Temperatura média da superfície: –220 °C
Pressão atmosférica: 120 kPa
Composição principal da atmosfera: 82% H , 14% He e 2,3% CH .2 4
Cor: azul-esverdeada, é gerada pela presença de metano na atmosfera.
Satélite: 27
10. Cometas
Geralmente compostos de gelos que sublimam e ionizam 
quando se aproximam do Sol, criando uma cauda. O cometa 
Halley é um exemplo de cometas de período curto.
9. Netuno
Temperatura média da superfície: –201 °C
Pressão atmosférica: 100-300 kPa
Composição principal da atmosfera: 79% H2, 
18% He e 1,5% CH4.
Cor: azulada, é gerada pela presença de 
metano na atmosfera.
Satélite: 13
11. Cinturão de Kuiper
Um grande anel formado pelos 
resíduos provenientes dos escom-
bros de um anel imenso, similar 
ao do cinturão de asteroides, mas 
composto principalmente por gelo.
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Netuno
Cinturão
de asteroides
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Planetas jovianos
Uraanon
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 Ciências 13
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Fazendo Ciência
5. Monte o Sistema Solar com base na distância 
escalonada. 
Atividade 2: Sistema Solar em escala de tamanho
1. Use a bexiga grande para representar o Sol (ela 
deve ficar com 70 cm de diâmetro).
2. Faça os planetas com a massa de modelar. Para 
determinar o diâmetro de cada um, preencha a 
tabela a seguir.
Astro
Diâmetro real 
(km)
Diâmetro 
escalonado (cm)
Sol 1 392 000 70
Mercúrio 4 880 0,24
Vênus 12 104 0,61
Terra 12 742 0,64
Marte 6 780 0,34
Júpiter 139 822 7,03
Saturno 116 464 5,9
Urano 50 724 2,6
Netuno 49 248 2,5
Observação: Caso não seja possível utilizar be-
xiga e massa de modelar, é possível substituí-las por 
cartolina. Use o diâmetro escalonado para recortar os 
astros. No caso do Sol, se a cartolina for menor que o 
valor sugerido, será necessário emendar duas cartoli-
nas para obter o tamanho indicado. 
Análises
1. Que dificuldades foram encontradas para colocar 
os planetas em escala de distância ou tamanho?
2. Quais dificuldades seriam encontradas para repre-
sentar o Sistema Solar em uma folha de papel com 
uma escala simultânea de tamanho e diâmetro?
3. Se utilizássemos a escala da atividade 2 para de-
terminar a distância do Sol até Netuno, qual seria 
essa distância em metros? É possível posicionar o 
Sol e Netuno com essa escala em sua escola?
Seria necessário um espaço extremamente am-
plo para representar o Sistema Solar em uma escala 
que considerasse simultaneamente o tamanho dos 
planetas e a distância entre eles. Por isso, vamos fazer 
representações considerando esses itens separada-
mente. O ideal é que essas atividades sejam feitas em 
um espaço amplo (como uma quadra esportiva).
Materiais 
• moeda
• massa de modelar
• cartolina
• régua
• trena
• caneta ou lápis
• tesoura
• bexiga grande (com mais de 70 cm de diâmetro)
Atividade 1: Sistema Solar em escala de distância
1. Use a moeda para o molde dos círculos que repre-
sentarão os planetas. 
2. Corte nove discos de papel e escreva, em cada 
um, o nome de um dos astros do nosso sistema 
listados na tabela a seguir, inclusive do Sol. 
3. Ordene-os de acordo com sua posição no Sistema 
Solar, começando pelo Sol.
4. Preencha a tabela a seguir utilizando a escala de 
1,0 cm para 10 milhões de km. 
Astro
Distância do Sol 
(milhões de km)
Distância 
escalonada (cm)
Mercúrio 57,91 5,8
Vênus 108,16 10,8
Terra 149,6 15,0
Marte 228 22,8
Júpiter 778,3 77,8
Saturno 1 427 143
Urano 2 870 287
Netuno 4 498 450
Gabarito.7
Os valores indicados nas tabelas são arredondados e estão basea-
dos nos dados disponíveis no site Solar System Exploration (menu 
Planets), da Nasa.
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Conexões
http://ultimosegundo.ig.com.br/ciencia/lua-de-saturno-tem-atmosfera-composta-de-oxigenio-e-gas-carbonico/n1237839125103.html
GRECO, Alessandro. Lua de Saturno tem atmosfera composta de oxigênio e gás carbônico. Disponível em: <http://ultimosegundo.ig.com.br/ciencia/lua-de-
saturno-tem-atmosfera-composta-de-oxigenio-e-gas-carbonico/n1237839125103.html>. Acesso em: 6 set. 2018.
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LUA DE SATURNO TEM ATMOSFERA COMPOSTA DE OXIGÊNIO E GÁS CARBÔNICO
Sonda Cassini, da Nasa, detectou a mistura de gases após duas tentativas fracassadas em 2005 e 2007
Astrônomos da Nasa descobriram que há oxigênio e gás carbônico em Reia, uma das luas de Saturno. A detecção da 
existência de atmosfera nas luas de Júpiter Ganimedes e Europa, pelo telescópio Hubble, parecia implicar que havia 
a possibilidade de existir algo semelhante nas luas geladas de Saturno. Em Titã, a suspeita foi confirmada. Como Reia 
é a segunda maior lua em massa de Saturno (atrás apenas de Titã) e tem gravidade suficiente para evitar que uma 
atmosfera se desmantele pelo espaço, os astrônomos viam nela uma forte candidata a ter a sua atmosfera também.
A sonda Cassini tentou repetidamente medir de longe a existência de uma atmosfera em Reia e não detectou 
nada, mas quando chegou mais perto em 2005 e 2007 percebeu que poderia existir uma usando outra forma de 
medição. Apenas este ano, no entanto, ela conseguiu coletar fisicamente as moléculas da atmosfera, analisá-las 
e confirmar que, sim, há uma atmosfera em Reia e ela tem oxigênio e gás carbônico. “Ela era muito fina para ser 
detectada de forma remota”, explicou ao iG Benjamin Teolis, do Instituto de Pesquisa do Sudeste, nos Estados 
Unidos, que liderou o trabalho publicado na revista Science [...].
A descoberta sugere que este tipo de atmosfera pode 
ser comum no Sistema Solar. Há diversas outras luas 
geladas em Saturno e Urano que têm massa 
suficiente para evitar que a atmosfera escape 
de suas gravidades e que estão sujeitas ao 
bombardeamento de íons e elétrons que 
geram o tipo de atmosfera encontrado 
em Reia. “Este bombardeamento quebra 
a superfície das moléculas de água, 
produzindo oxigênio e possivelmente 
dióxido de carbono [gás carbônico], 
se houver moléculas orgânicas 
e outros minerais com carbono 
presente”, afirmou Teolis. A presença 
de oxigênio, no entanto, não faz 
de Reia uma candidata a sustentar 
a existência de seres vivos. “Ela é 
muito fria e não tem a água líquida 
necessária para a existência de vida 
como a conhecemos”, completou Teolis.
Análises
 1. De acordo com o texto, quais são as duas condições para que um astro possa apresentar uma atmosfera?
 2. Quais as justificativas apresentadas no texto para que a existência de vida como a conhecemos seja pouco 
provável em Reia? Reia é muito fria e não tem água líquida necessária para a existência de vida como a conhecemos.
Deve ter massa suficiente para evitar que a atmosfera escape de sua gravidade e estar sujeito ao bombardeamento de íons e elétrons.
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NOVAIS, Vera. Mitologia e espaço: Júpiter e Juno estão juntos 
novamente. Disponível em: <https://observador.pt/2016/07/05/
mitologia-e-espaco-jupiter-e-juno-estao-juntos-novamente/>. Acesso 
em: 6 set. 2018.
Júpiter é o deus supremo de todos os deu-
ses romanos — um nome que encaixa bem no 
maior de todos os planetas do Sistema Solar. Jú-
piter é o quinto planeta contado a partirdo Sol, 
situado entre Marte — o filho do deus supremo 
— e Saturno — o pai. Na mitologia, as lendas 
de Júpiter misturam-se muitas vezes com as de 
Zeus — o deus dos deuses na Grécia Antiga.
Sobre o planeta Júpiter, marque V nas afirmati-
vas verdadeiras e F nas falsas.
a) ( V ) É o maior planeta do Sistema Solar.
b) ( V ) É circundado por um sistema de anéis.
c) ( V ) Não tem uma superfície sólida.
d) ( V ) É um planeta gasoso.
e) ( F ) Não tem luas ou satélites naturais.
 3. (OBA) Numere os astros abaixo de 1 a 5, de acor-
do com as distâncias deles ao Sol, sendo 1 para o 
mais próximo ao Sol e 5 para o mais distante.
( 5 ) ( 4 ) ( 1 ) ( 3 ) ( 2 )
Plutão Saturno Lua Júpiter Marte
 4. A maioria dos planetas do Sistema Solar apresenta 
satélites naturais, Mercúrio e Vênus são os únicos 
que não têm. A Terra tem apenas um, enquanto 
Júpiter tem vários. O que são satélites naturais?
a) São planetas que giram ao redor do Sol. 
b) São estrelas que brilham no céu.
c) São meteoros circulando no Universo.
X d) São corpos celestes orbitando um planeta.
e) São asteroides que fazem parte do Sistema Solar.
 5. Leia atentamente o texto a seguir.
O cometa Hale-Bopp (inicialmente catalo-
gado como c/1995 O1) foi, provavelmente, o 
cometa mais amplamente observado no sécu-
lo XX, e um dos mais brilhantes avistados em 
muitas décadas. Foi possível acompanhar sua 
passagem, a olho nu, por um tempo recorde de 
18 meses, o dobro de tempo que o recordista 
anterior, que foi o Grande Cometa de 1811. O 
Hale-Bopp foi descoberto em 23 de julho de 
1995, a uma grande distância do Sol, criando 
uma forte expectativa de que o cometa estaria 
incrivelmente brilhante quando alcançasse o 
seu periélio, que acontece quando o ponto da 
órbita, de um corpo celeste qualquer, se encon-
tra mais próximo do Sol. Apesar de essa ser uma 
previsão sem muita exatidão, aconteceu que o 
Hale-Bopp alcançou, ou até mesmo excedeu, 
essa previsão, quando alcançou seu periélio a 
primeiro de abril de 1997. O cometa também 
foi apelidado de Grande Cometa de 1997.
PORTO, Gabriella. Cometa Hale-Bopp . Disponível em: <https://www.
infoescola.com/astronomia/cometa-hale-bopp/>. Acesso em: 6 set. 2018.
Sobre os cometas, considere as afirmações a seguir.
 I. São objetos celestes que não pertencem à 
nossa galáxia, sendo visíveis apenas quando 
se aproximam do Sol.
 II. São formados basicamente de gelo e poeira 
e apresentam uma cauda quando se aproxi-
mam do Sol, resultado da ação dos ventos 
solares sobre o cometa.
 III. São objetos celestes parecidos com asteroides 
e, por causa da sua cauda, são popularmente 
chamados de estrelas cadentes.
 IV. Apresentam órbitas elípticas muito alonga-
das e são notáveis ao se aproximarem do Sol.
Estão corretas apenas as afirmações
a) I e II.
b) I, II e IV.
c) I, II, III e IV.
X d) II e IV.
e) III e IV.
Ativ
idad
es
Gabaritos.8
 1. Qual alternativa corresponde ao conjunto de 
planetas rochosos do nosso Sistema Solar?
a) Vênus, Marte, Plutão e Urano.
b) Terra, Vênus, Urano e Netuno.
c) Marte, Terra, Saturno e Mercúrio.
X d) Mercúrio, Vênus, Terra e Marte.
e) Júpiter, Saturno, Urano e Netuno.
 2. Leia atentamente o texto a seguir.
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Ciclo evolutivo das estrelas
Quando olhamos para o céu à noite, não imaginamos que aqueles pontinhos 
luminosos e tão singelos são, na verdade, gigantescas bolas incandescentes. As 
grandes distâncias que nos separam das estrelas nos permitem enxergá-las 
apenas como pontinhos de luz distantes. Mas se considerarmos a nossa estrela, 
o Sol, já poderemos ter uma ideia de como as coisas realmente são.
Como surgiu o nosso Sol? Do que ele é feito? Por quanto tempo uma estrela 
permanece brilhando? Esses são questionamentos que nos levam a estudar e 
refletir sobre o ciclo evolutivo das estrelas. Apesar de durarem muito tempo, 
elas não vivem para sempre – elas nascem, crescem e, algum dia, morrem. Isso 
faz parte da natureza e da interação da matéria com a energia. Nós não con-
seguimos acompanhar o ciclo evolutivo de uma estrela, pois ele pode durar 
centenas de bilhões de anos.
As estrelas, como o Sol, surgem em decorrência da ação da gravidade, que 
aproxima a poeira e os gases, formando uma massa que atrai cada vez mais 
poeira. Essa junção inicia a fusão de átomos pequenos, tornando-os maiores e 
liberando energia (radiação). Essa fusão de átomos (inicialmente de hidrogê-
nio, seguida da liberação de radiação) desencadeia mudanças na composição 
química, na massa e no brilho das estrelas.
Para entender como nasce uma estrela, vamos pensar na formação 
do Sol, que ocorreu há aproximadamente 4,6 bilhões de anos. Primeira-
mente, como matéria-prima, ele precisou da matéria que existe entre as 
estrelas, conhecida como meio interestelar.
Sabemos que o meio interestelar existe porque visualizamos 
um conjunto de matéria chamado de nebulosa de reflexão. Esse 
nome é dado porque elas espalham a luz de estrelas próximas. 
Essas nebulosas são chamadas de berçários estelares, pois são re-
giões do espaço onde ocorre o nascimento das estrelas e onde 
existe grande concentração de meio interestelar. 
Agora que já descobrimos de onde veio a matéria que formou o Sol, o que falta? É preciso que essas nuvens 
de poeira e gases frios colapsem, isto é, sejam atraídas a uma região central, formando núcleos densos e frios. 
Para isso, é necessário que esses núcleos tenham temperatura baixa (aproximadamente 10 K ou –263 °C), 
pois, assim, a força gravitacional supera a pressão de expansão do núcleo da nuvem. Se o núcleo estiver a uma 
temperatura mais alta, os átomos e moléculas estarão agitados, aumentando a pressão e impedindo a força 
gravitacional de colapsar a matéria e formar as estrelas.
A junção dos gases e da poeira contidos na nebulosa ocorre pela ação da gravidade. É essa junção que resul-
ta na formação da estrela e é a quantidade de matéria disponível na nebulosa que determina o ciclo evolutivo 
dessa estrela. Se a nebulosa for composta de
• partículas pesadas, as estrelas evoluem de forma mais rápida, devido às suas reações explosivas, e, com isso, 
têm vida mais curta; 
• partículas leves, as estrelas podem não atingir temperaturas que possibilitem o início da fusão do hidrogênio.
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Conhecida como Nebulosa da Águia, 
a M16 é uma nebulosa de emissão. É 
um aglomerado estelar jovem, distante 
cerca de 7 000 anos-luz da Terra. Esse 
complexo de estrelas também é descrito 
como “Pilares da Criação”.
Para que uma estrela nasça e inicie seu ciclo evolutivo, é necessário, no mínimo, que a temperatura seja baixa, que haja 
gases e poeiras cósmicas em grande quantidade e que essa matéria entre em colapso.
O meio interestelar é composto 
de gás contendo átomos e molécu-
las isolados – hidrogênio molecular 
(H2), monóxido e dióxido de carbo-
no (CO e CO2), água (H2O), amônia 
(NH3), entre outros –, além de mi-
núsculos grãos de poeira. As poeiras 
estelares são constituídas de vários 
elementos, alguns são constituintes 
orgânicos, isto é, base de carbono.
Existem outros tipos de nebulosa: as nebulosas 
escuras e as nebulosas de emissão. As nebulosas 
escuras bloqueiam a luz de outras estrelas e as 
nebulosas de emissão brilham em virtude da ex-
citação da radiação de estrelas próximas.
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Protoestrela
Para que o Sol pudesse se formar, seu núcleo denso começou a colapsar mais rápido na parte interior do que 
nas partes externas, aumentando sua densidade. Esse momento corresponde ao surgimento de uma protoes-
trela. O tamanho da protoestrelaé algumas vezes maior que o tamanho de uma estrela. 
Pré-sequência principal
Quando uma protoestrela cessa o acréscimo de massa no seu núcleo, ela se torna uma estrela pré-sequência 
principal, isto é, ela consegue fundir hidrogênio, transformando-o em hélio, isso ocorre quando a temperatura 
da estrela se aproxima de 107 K. A fusão de hidrogênio gera uma grande quantidade de energia e isso gera uma 
pressão dentro da estrela, parando a sua contração.
Sequência principal
Quando o núcleo da estrela pré-sequência principal atinge temperatura para realizar a fusão do hidrogênio 
em hélio (em reações nucleares estáveis), ela se torna uma estrela da sequência principal. A maior parte da “vida” 
de uma estrela se passa na sequência principal.
O tipo de estrela e a duração de sua vida dependem de sua massa – quanto mais massa ela tiver, mais rapi-
damente começa a fusão de hidrogênio. Por exemplo, uma estrela com 15 vezes a massa do Sol começa a fusão 
nuclear de hidrogênio em hélio um milhão de anos depois que virou protoestrela; uma estrela com 5 vezes mais 
massa que o Sol começa a fusão algumas dezenas de milhões de anos depois que virou protoestrela.
Estágio final
O estágio final de uma estrela dependerá de sua massa, mas basica-
mente elas podem se transformar em anãs brancas, estrelas de nêutrons 
ou buracos negros.
Saiba +
Júpiter, quase uma estrela
[...]
Júpiter apenas não acumulou massa suficiente para se 
tornar uma estrela (na verdade, estima-se que seria necessário 
no mínimo dez vezes mais massa!). Mesmo assim, 25 000 km 
abaixo do seu topo gasoso a pressão atinge a respeitável marca 
de 3 milhões de vezes a pressão na Terra ao nível do mar.
COSTA, José R. V. Júpiter, quase uma estrela . Disponível em: <http://www.zenite.nu/jupiter-quase-uma-estrela/>. Acesso em: 3 set. 2018.
Classificação dos ciclos da evolução estelar
O ciclo evolutivo de uma estrela pode ser dividido em quatro etapas: protoestrela, 
pré-sequência principal sequência principal estágios finais, e .
Dois caminhos são possíveis para o ciclo evolutivo das estrelas. Dependendo 
da sua massa, elas podem se tornar gigantes vermelhas, chegando a 
anãs marrons no final de sua vida. Por outro lado, o destino de estrelas 
supermassivas é tornar-se um buraco negro ou ainda uma estrela de nêutrons.
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Estágio final
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Sequência 
principal
Pré-sequência principal
Protoestrela
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Descrição dos ciclos da evolução estelar
Para entendermos como funciona a evolução de uma estrela, usaremos como base de nosso estudo o Sol e 
sua massa. Vamos comparar as diferentes estrelas utilizando a massa do Sol, que chamaremos de MSol, relacio-
nando a evolução estelar de cada protoestrela com sua massa. 
Inferior a 0,08 MSol 
Para uma protoestrela com uma massa inferior a 0,08 MSol, a força gravitacional não produz energia suficien-
te para fundir hidrogênio em hélio. Com isso, corpos com massa inferior a 0,08 MSol não se transformam em uma 
estrela. Protoestrelas nessa condição são chamadas de anãs marrons e seu destino é esfriar vagorosamente 
durante centenas de milhões de anos.
Massa entre 0,08 M e 0,45 MSol Sol
Quando uma protoestrela tem massa igual ou superior a 0,08 MSol, ela contém energia suficiente para fun-
dir hidrogênio em hélio, passando assim para uma estrela na pré-sequência principal e, posteriormente, na 
sequência principal. 
Como a massa é inferior a 0,45 MSol, essa estrela não tem massa suficiente para que a força gravitacional 
forneça energia para fundir o hélio em outro elemento. Por ser mais pesado que o hidrogênio, o hélio passará a 
se concentrar no núcleo. Por sua vez, por ser mais leve, o hidrogênio ficará numa região mais superficial. Nesse 
ponto, a pressão de radiação que evita que a estrela colapse vencerá a força gravitacional e a estrela expandirá, 
virando uma gigante vermelha. Com o tempo, a estrela vai esfriar e colapsar novamente sem realizar a fusão do 
hélio. A partir desse ponto, ela se tornará uma anã branca com núcleo de hélio.
Massa entre 0,45 M e 10 MSol Sol
Estrelas na sequência principal com massa entre 0,45 MSol e 10 MSol (faixa em que se encontra o Sol) quei-
mam quase todo o seu hidrogênio. O hélio se concentra no núcleo e o hidrogênio, na região da superfície. A 
pressão de radiação que evita que a estrela colapse vence a força gravitacional e a estrela expande, virando uma 
gigante vermelha com núcleo de hélio. 
A estrela esfria e colapsa novamente. Enquanto ela está colapsando, a força gravitacional age, aumentando 
a temperatura do núcleo até alcançar energia suficiente para provocar a fusão do hélio, gerando átomos mais 
pesados, como o carbono (C) e o oxigênio (O).
Começa então um novo ciclo de fusão de átomos mais simples em átomos mais complexos. O núcleo dessa 
estrela começa a ser preenchido com átomos de C e O.
O hélio, mais leve, começa a se concentrar nas camadas mais externas da estrela. Depois de um tempo, a 
pressão de radiação supera novamente a força gravitacional e a estrela expande novamente, tornando-se uma 
estrela supergigante vermelha com o núcleo formado de carbono e oxigênio. 
Com o passar do tempo, essa estrela supergigante vermelha novamente esfria e colapsa. Ela para de colap-
sar quando a força gravitacional se iguala à pressão de radiação. A força gravitacional não tem energia suficiente 
para realizar a fusão dos átomos de carbono e oxigênio. Estrelas nessa situação são conhecidas como anãs 
brancas com núcleo de carbono e oxigênio.
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A evolução estelar passa pelas fases de protoestrela, pré-sequência principal, sequência principal e estágios finais. 
O destino de uma estrela depende de sua massa – estrelas supermassivas podem se tornar buracos negros.
Massa entre 10 M e 25 MSol Sol
Uma protoestrela com massa entre 10 MSol e 25 M passa direto para a sequência principal, funde hidrogê-Sol
nio em hélio e, como as estrelas anteriores, torna-se uma supergigante vermelha.
Essa estrela esfria e colapsa novamente quando a pressão de radiação vence a força gravitacional. Em virtude 
da grande massa dessa estrela, a força gravitacional produz energia suficiente para aumentar a temperatura do 
núcleo de hélio, provocando sua fusão e gerando átomos mais pesados. 
A energia é tanta que ocorre uma sequência de fusões de átomos: hélio se funde em carbono e oxigênio, 
carbono e oxigênio se fundem em sódio, sódio se funde em magnésio, magnésio se funde em silício e enxofre 
e, por fim, silício e enxofre se transformam em ferro. 
A estrela, então, é formada por camadas de cada elemento, com os elementos mais pesados nas camadas 
mais internas e com um núcleo de ferro. Com o passar do tempo e o preenchimento do núcleo, a estrela não 
tem energia suficiente para fundir o ferro. A pressão de radiação torna-se muito intensa nas partes externas e a 
força gravitacional torna-se intensa no núcleo. Nesse ponto, a estrela explode, formando o que chamamos de 
supernova, e o núcleo colapsa, formando, por fim, uma estrela de nêutrons.
Massa entre 25 M e 100 MSol Sol
Estrelas extremamente massivas, com massa entre 25 MSol e 100 MSol, tornam-se supernovas e seu núcleo 
supermassivo colapsa até formar um buraco negro.
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ser reproduzido ou repassado para terceiros. 18/08/2021 21:01:40Saiba +
Você sabe o que é um buraco negro?
[...]
Trata-se de certas regiões no espaço onde a gravidade puxa de uma forma tão absurda que 
nem mesmo a luz escapa desses “monstros espaciais” – por isso você não consegue enxergar 
nenhum deles, pois eles são invisíveis.
A formação de um buraco negro acontece quando uma grande estrela morre e simplesmente 
é implodida, fazendo com que a sua densidade se torne infinita com o acúmulo da massa em 
um único ponto.
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Buracos negros são 
objetos celestes muito 
massivos, nem a luz é 
capaz de escapar da sua 
atração gravitacional.
PIRES, Rafael G. de A. Nasa explica o que é um buraco negro . Disponível em: <https://www.megacurioso.com.br/astronomia/55567-nasa-explica-o-
que-e-um-buraco-negro.htm>. Acesso em: 3 set. 2018
Classificação das estrelas – coloração
As estrelas podem ser classificadas pela sua cor, o que chamamos de característica espectral. A temperatura 
da estrela determina sua classificação. Nessa forma de classificação, temos as seguintes classes: classe O; classe 
B; classe A; classe F; classe G; classe K e classe M. 
Estrelas classe O
Estrelas de classe O são muito raras. A maior parte da radiação emitida por elas está situada na região do 
ultravioleta. Nelas, a temperatura da troposfera é maior que 33 000 K, sua massa solar é superior a 16 MSol e sua 
cor convencional é o azul.
Estrelas classe B
São estrelas com alta luminosidade e com temperaturas entre 10 000 K e 33 000 K. Apresentam massa solar 
entre 2,1 MSol e 16 MSol e sua cor convencional varia entre o azul e o branco.
 Ciências 21
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Estrelas classe A
Representam uma grande parte das estrelas do céu vistas a olho nu. Elas têm temperaturas entre 7 500 K e 
10 000 K e massa solar entre 1,4 MSol e 2,1 MSol. Sua cor convencional é o branco.
Estrelas classe F
São estrelas com temperaturas entre 6 000 K e 7 500 K e massa solar entre 1,04 MSol e 1,4 MSol. Sua cor con-
vencional é o branco.
Estrelas classe G
O nosso Sol faz parte dessa classe. São estrelas com temperaturas entre 5 200 K e 6 000 K e massa solar entre 
0,8 MSol e 1,04 MSol. Sua cor convencional é o amarelo.
Estrelas classe K
São estrelas gigantes e supergigantes, com temperaturas entre 3 700 K e 5 200 K e massa solar entre 0,45 MSol 
e 0,8 MSol . Sua cor convencional é o laranja.
Estrelas classe M
São as estrelas mais numerosas no céu, aqui se enquadram todas as anãs vermelhas e a maioria das gigantes 
e supergigantes com temperatura entre 2 000 K e 3 700 K e massa solar inferior a 0,45 MSol. Sua cor convencional 
é o vermelho.
O nosso Sol é uma estrela classe G de cor amarelada. Quando olhamos para o céu à noite, podemos observar uma infinidade de estrelas de várias classes. 
Entre elas, Betelgeuse e Antares, duas gigantes vermelhas classe M pertencentes às constelações de Órion e Escorpião, respectivamente.
Antares
Betelgeuse
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Temperatura da superfície (em K)
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 1. A nebulosa M16, conhecida como Nebulosa da Águia, é um aglomerado de estrelas relativamente 
jovens, com “apenas” 2 milhões de anos. Situa-se na região da constelação Cauda de Serpente e está 
distante aproximadamente 7 000 anos-luz da Terra. Por que algumas nebulosas são chamadas de ber-
çários de estrelas?
Porque é nessas regiões do espaço que as estrelas são formadas (nascem), por isso a analogia com “berçários”.
 2. Júpiter é um gigante gasoso e o maior planeta do nosso Sistema Solar. Você sabia que alguns cientistas 
afirmam que Júpiter poderia ter se tornado uma estrela? Por que isso não aconteceu?
O processo de fusão nuclear que dá início à formação de uma estrela depende da massa. Apesar de Júpiter apresentar uma grande 
quantidade de massa, ela não era suficiente para iniciar o processo de fusão e tornar-se uma estrela.
 3. A grande fonte de energia que abastece o nosso planeta é o Sol. Sem ele, muito provavelmente a vida 
na Terra não existiria. Por muito tempo, cientistas e pensadores tentaram descobrir a origem da energia 
irradiada pelo Sol. Com a unificação entre o Eletromagnetismo e a Ótica, no final do século XIX, e com o 
surgimento posterior da Física Moderna e das teorias sobre evolução estelar, foi possível encontrar mui-
tas explicações. De onde provém a energia irradiada pelo Sol?
a) De processos de fissão que ocorrem no núcleo, transformando um átomo de hidrogênio em um 
elemento mais leve, o hélio.
X b) De processos de fusão que ocorrem no interior do Sol, envolvendo núcleos leves.
c) De um processo de combustão no interior do Sol, envolvendo núcleos de hidrogênio, passando para 
elementos mais pesados.
d) De processos de fusão que ocorrem nas camadas mais externas, provocando o brilho e irradiando a 
energia que nos aquece.
 4. Leia atentamente o texto a seguir.
Quando olhamos para a Constelação de Órion com um binóculo, podemos identificar a cor da 
estrela fria Betelgeuse ( ), que é avermelhada, e da estrela quente Rigel (α β), que é azulada. Entretanto, 
temos que realizar observações mais detalhadas para determinarmos suas temperaturas de 3 000 K 
para Betelgeuse e de 15 000 K para Rigel.
GREGORIO-HETEM, Jane; JATENCO-PEREIRA, Vera; OLIVEIRA, Claudia M. de. Estrelas: classificação espectral. Disponível em: <http://www.
cienciamao.usp.br/dados/tne/_estrelasclassificacaoesp.arquivoempdf.pdf>. Acesso em: 3 set. 2018.
A classificação das estrelas é feita pelo estudo do seu espectro. Por isso, a coloração das estrelas é muito 
importante para determinar a classe à qual elas pertencem. Com base na classificação por cor, julgue a 
alternativa correta.
a) Estrelas de classe O são estrelas abundantes no Universo e apresentam temperaturas da troposfera 
maiores que 33 000 K.
b) O Sol é uma estrela de classe M, as mais numerosas do Universo.
c) A Via Láctea é composta somente de estrelas classe M, parecidas com o Sol.
X d) O Sol é uma estrela comum, classe G, e a temperatura da sua superfície pode chegar a 5 700 ºC.
 Ciências 23
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Nossa localização no Universo
Sempre que nos referimos ao Universo, nosso pensamento nos remete a algo grande. É fácil quantificar qual 
é a distância da nossa casa até a escola ou até mesmo da nossa cidade até a cidade vizinha. Mas como podemos 
quantificar a distância de nosso planeta até o planeta vizinho? Ou da nossa galáxia até a galáxia vizinha? Nesses 
casos, são muitos milhões de quilômetros para contar.
Júpiter é o maior objeto 
do nosso sistema depois 
do Sol, com um diâmetro 
médio de 139 822 km, 
e Saturno vem logo em 
seguida, com um diâmetro 
de 116 464 km – dois 
gigantes do Sistema Solar.
Unidades de medida na Astronomia
Em Astronomia, lidamos com sistemas e objetos muito grandes, cujas distâncias ultrapassam facilmente a 
classe dos milhões ou bilhões de quilômetros. Por isso, essa ciência emprega algumas unidades de medida mais 
práticas, que facilitam a leitura e simplificam a realização de cálculos.
Unidade astronômica
A unidade astronômica (au) é uma medida de distância amplamente utilizada para indicar distâncias den-
tro do Sistema Solar e se refere à distância entre a Terra e o Sol. O valor de 1 au corresponde a aproximadamente 
150 000 000 km. As distâncias entre os objetos celestes dentro do Sistema Solar são dadas em unidades astronô-
micas. A distância entreMarte e o Sol, por exemplo, é de 1,52 au, equivalente aproximadamente a 228 000 000 km.
Ano-luz
Quando a referência não é o Sistema Solar, mas outros sistemas ou galáxias, é conveniente utilizarmos ou-
tras unidades de medida, já que, nesse caso, as distâncias se tornam muito maiores do que a distância entre a 
Terra e o Sol. O ano-luz é a unidade de medida frequentemente usada para indicar a distância entre estrelas, 
sistemas e galáxias. O ano-luz é uma medida de comprimento e não de tempo. Um ano-luz corresponde à 
distância percorrida pela luz durante o período de tempo de um ano. Como a velocidade da luz é aproxima-
damente 300 000 km/s, 1 ano-luz corresponde a 9 460 528 404 879,4 km (aproximadamente 9,5 ⋅ 1012 km ou 
9,5 trilhões de quilômetros). 
Jan. Fev. Mar. Abr. Maio Jun.
1 ano-luz ∼− 9,5 ∙ 1012 km
Jul. Ago. Set. Out. Nov. Dez.
A distância percorrida por um raio de luz durante o período de um ano é definida como ano-luz.
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Estrelas distantes
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Medida equivalente à largura de um cabelo humano médio 
visto a 20 metros de distância, o segundo de arco é uma 
subdivisão do ângulo. Para determinar o valor de 1” (lê-se 1 
segundo), é necessário dividir 1° em 60 partes iguais, obtendo 
1’ (lê-se 1 minuto), e, depois, dividir 1’ em 60 partes iguais, 
para obter 1”.
60”
50”
40”
30”
20”
10”
0”
60’
50’
40’
30’
20’
10’
0’0’
1’= 6= 6060”
1°°= 600’
1°
A estrela mais próxima de nós, depois do Sol, é Próxima Centauri. Ela está a 4,2 
anos-luz de distância, isso corresponde a 39 734 219 300 493 km (aproximadamente 
40 ⋅ 1012 km ou 40 trilhões de quilômetros). Isso quer dizer que, se fôssemos capa-
zes de construir uma nave que pudesse se deslocar com a velocidade da luz, ainda 
assim levaríamos 4,2 anos para chegar à Próxima Centauri. É muito longe, não é 
mesmo? Próxima Centauri está na constelação de Centaurus e não pode ser vista 
a olho nu. Essa fotografia foi possível graças ao telescópio Hubble.
Para entender o que é essa unidade, vamos fazer a seguinte ativida-
de: pegue um lápis (ou uma caneta) e segure-o com o braço esticado 
em frente ao rosto. Sem mover o braço, olhe para o lápis com o olho 
esquerdo e depois com o olho direito. Repita esse procedimento 
diversas vezes. Você terá a sensação de que o lápis se moveu, 
mas o que ocorreu foi uma mudança no ângulo de observação.
• Pessoa olhando para um lápis 
alternadamente com o olho 
esquerdo e com o olho direito
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A fotografia de uma estrela tirada de duas posições diferentes na órbita terrestre resulta em 
uma paralaxe.
Dessa maneira, o parsec é uma unidade de medida de distância a um objeto cujo ângulo de paralaxe é 
1 segundo de arco. Quanto menor for o ângulo, mais distante está a estrela. Assim, uma estrela que está a 
meio segundo de arco de paralaxe está a dois parsecs de distância. Uma estrela que está a um terço de segundo 
de arco está a três parsecs de distância.
Um fenômeno semelhante ocorre 
quando uma estrela é observada daqui 
da Terra. Como o nosso planeta está 
em movimento, existe uma diferen-
ça na posição de uma estrela quando 
observada de pontos distintos da órbi-
ta terrestre. Essa mudança aparente é 
chamada de paralaxe, do grego paralla-
xis, ou “alteração”. O ângulo de paralaxe, 
combinado com a distância média Ter-
ra-Sol (ou uma unidade astronômica), 
permite que os astrônomos calculem a 
distância até a estrela.
Parsec
Quem gosta de assistir a filmes de ficção científica já deve ter identificado as unidades de medida utilizadas 
em Astronomia citadas até agora. Além da unidade astronômica e do ano-luz, temos ainda o parsec (pc).
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Mais informações 
sobre o parsec. 
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Quem olhasse para o céu na noite de 25 de janeiro de 
1554, data da missa dos jesuítas José de Anchieta e Manoel 
da Nóbrega pela fundação da cidade de São Paulo, poderia 
avistar mais de 4 mil estrelas – caso não houvesse nuvens 
nem Lua.
Hoje, não veria mais do que uma dúzia. A culpada pelo 
“desaparecimento” dos astros é a iluminação artificial 
da metrópole, com suas milhões de lâmpadas nas 
ruas, residências e lojas, além dos faróis de carros. A 
chamada poluição luminosa não apenas reduziu a 
beleza do céu noturno, como também causa problemas 
práticos. Ela prejudica as observações astronômicas e, 
consequentemente, a realização de pesquisas científicas 
que ampliam o conhecimento sobre o Universo.
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POLUIÇÃO LUMINOSA DE GRANDES CIDADES FAZ ESTRELAS 
“DESAPARECEREM” DO CÉU E PESQUISAS MINGUAREM
http://ultimosegundo.ig.com.br/ciencia/lua-de-saturno-tem-atmosfera-composta-de-oxigenio-e-gas-carbonico/n1237839125103.html
A poluição luminosa das cidades prejudica as observações 
astronômicas. Com o avanço das cidades e a chegada 
da energia elétrica no campo, noites escuras, ideais para 
observações, estão se tornando escassas.
Localizando os corpos celestes
Agora que já estamos familiarizados com algumas unidades de me-
dida utilizadas na Astronomia, podemos localizar o nosso Sistema Solar 
dentro do Universo. Vamos iniciar essa localização falando um pouco so-
bre a nossa galáxia, a Via Láctea. Você sabe o que é uma galáxia? 
Segundo a denominação dada pela Astronomia, uma galáxia é 
um conjunto de bilhões de estrelas, planetas, gás e poeira que orbita 
em torno de determinado centro em virtude da atração gravitacional.
• Via Láctea fotografada em uma região de 
Brasília com pouca poluição luminosa
Conexões
Em uma noite de céu limpo e longe da poluição lu-
minosa da cidade, se olharmos para cima, poderemos 
observar uma faixa esbranquiçada atravessando o céu 
de um horizonte a outro. Os povos antigos chamavam 
essa faixa de Via Láctea, que quer dizer “caminho de lei-
te”. Quando olhamos para essa faixa, estamos olhando 
para uma parte da nossa galáxia, a Via Láctea. 
A Galáxia dos Fogos de Artifício (NGC 6946) está 
localizada a cerca de 22 milhões de anos-luz da 
Terra. No século passado, foram observadas oito 
supernovas explodindo nos braços dessa galáxia.
SILVEIRA, Evanildo da. Poluição luminosa de grandes cidades faz estrelas “desaparecerem” do céu e pesquisas minguarem . Disponível em: 
<https://www.bbc.com/portuguese/geral-44177666>. Acesso em: 3 set. 2018.
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Galáxias
A Via Láctea é apenas uma das muitas galáxias existen-
tes no Universo. De acordo com a classificação de Hubble, 
existem três classes principais de galáxias, as chamadas 
espirais, espirais barradas e as elípticas. As que não se en-
caixam nessas três constituem uma quarta classe – a das 
galáxias irregulares.
A Via Láctea é uma galáxia que tem formato espiral, ou 
seja, tem braços que se estendem da região central e se en-
rolam, formando uma espiral. Os braços espirais principais 
são: Braço de Perseu, Braço de Centauro e Braço de Cygnus. 
A Via Láctea apresenta aproximadamente 200 bilhões de 
estrelas, entreelas o Sol, e um objeto massivo no centro, o 
qual os astrônomos acreditam ser um buraco negro. 
A nossa galáxia tem um diâmetro de aproximadamente 100 mil anos-luz, e o Sol ocupa uma posição na 
periferia, numa região do Braço de Órion, distante cerca de 27 mil anos-luz do centro galáctico. O Sol leva cerca 
de 200 milhões de anos para dar uma volta completa em torno da galáxia.
Acreditou-se, durante muito tempo, que a Via Láctea era o limite do Universo. A partir das observações de 
Edwin Hubble, essas suposições foram desfeitas. Hubble observou manchas difusas no espaço e concluiu que 
se tratavam na verdade de galáxias separadas. Hoje, sabemos que existem milhares de galáxias no Universo e 
que algumas podem ser vistas a olho nu ou com telescópios simples quando observamos o céu noturno, como 
é o caso da galáxia de Andrômeda e das Nuvens de Magalhães. 
A galáxia de Andrômeda está a 2,9 milhões de anos-luz distante de nós, é uma galáxia do tipo espiral, assim 
como a Via Láctea, e tem um diâmetro de 250 mil anos-luz – mais do que o dobro do diâmetro da nossa galáxia. 
Ela pode ser vista em noites de céu limpo, mesmo sem ajuda de telescópios. 
As Nuvens de Magalhães são as duas galáxias vizinhas mais próximas da Via Láctea e são visíveis a olho nu no 
Hemisfério Sul. São galáxias do tipo irregulares e levam esse nome em homenagem ao navegador português 
que as identificou, Fernão de Magalhães (1519). As duas são consideradas galáxias satélites da Via Láctea.
Tipos de galáxias. 10
Não existe uma fotografia da Via Láctea vista de fora. Essa é 
uma representação artística inspirada no que observamos e em 
análises teóricas.
A Grande e a Pequena 
Nuvem de Magalhães 
são consideradas 
galáxias satélites da 
Via Láctea e estão 
localizadas a mais de 
170 mil anos-luz.
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A Grande Nuvem de Magalhães é mais massiva e está a uma distância de 176 mil anos-luz da Via Láctea. Já a 
Pequena Nuvem de Magalhães é menos massiva e a sua distância é de 200 mil anos-luz. Ao lado da Via Láctea, 
essas galáxias fazem parte do chamado Grupo local de galáxias.
O Grupo local é composto de aproximadamente 50 galáxias, tem cerca de 10 milhões de anos-luz de diâme-
tro e massa aproximada de 5 10⋅ 12 MSol. O grupo local faz parte do Superaglomerado local.
Os superaglomerados são estruturas que têm extensão de até 100 Mpc (100 megaparsecs) e compõem o 
Universo juntamente com a matéria escura e os espaços vazios. 
Agora que conhecemos tudo isso, podemos escrever nosso endereço completo. Poderia ser algo assim: 
Universo, Superaglomerado local, Grupo local, Via Láctea, Braço de Órion, Sistema Solar, Sistema Solar interno, 
terceiro planeta (Terra) em proximidade ao Sol, continente americano, América do Sul, Brasil. E ainda podemos 
completar com nosso estado, cidade e rua... Ufa!!
Universo
Superaglomerado local
Grupo local
 Via Láctea
Braço de Órion
Sistema Solar
Sistema Solar 
interno
 Terceiro planeta
Continente americano
 América do Sul
Paraná
Litoral do Paraná
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Explorando novos mundos
Estamos sozinhos no Universo? Essa é uma das per-
guntas mais frequentes feitas pela humanidade nos 
últimos tempos. Conhecer o Universo e saber de onde 
viemos e para onde vamos são questões que dão asas 
ao pensamento humano. 
Diante da vastidão do Universo, é difícil imaginar que 
estamos sozinhos por aqui, que não exista nenhum outro 
planeta em algum canto do Universo que possa abrigar 
vida inteligente da maneira que conhecemos. Por outro 
lado, se compararmos a idade do Universo com a expec-
tativa de vida do homem, é muito difícil que essas ques-
tões sejam respondidas em um futuro próximo.
Zona habitável
A Terra está em uma posição bem confortável no Sistema Solar, na chamada “zona habitável”, uma área que 
corresponde à distância adequada para que a radiação solar aqueça o planeta a uma temperatura ideal para a 
existência de vida da forma como a conhecemos. Se a distância entre o Sol e a Terra fosse menor, as tempera-
turas elevadas poderiam dissipar toda a nossa atmosfera; se fosse um pouco maior, a água, fator primordial para a 
vida humana, congelaria. Com isso, podemos dizer que temos uma localização privilegiada no Universo.
Viagens interestelares ainda não são uma realidade para nós, as 
distâncias envolvidas são tão grandes que não dispomos de energia 
nem de tempo suficiente para realizá-las. Por enquanto, conhecer outros 
sistemas e galáxias ficará apenas na nossa imaginação.
Diâmetro igual a 
1 ou 2 vezes o da Terra
Zona habitável 
Temperatura
alta
Temperatura
ideal 
Temperatura
baixa
O Sol é uma estrela comum, de meia idade, com aproximadamente 4,5 bilhões de anos. Como ocorre com 
todas as estrelas, graças ao processo evolutivo, o Sol se expandirá, mudando a localização dessa “zona habitável” 
na qual a Terra se encontra. Portanto, a busca por planetas parecidos com o nosso pode ser uma alternativa para 
a perpetuação da espécie humana.
Com o avanço tecnológico e a modernização dos instrumentos de observação, muitos planetas extrasso-
lares – ou exoplanetas – têm sido descobertos. Um planeta extrassolar, como o nome já diz, é um planeta que 
orbita qualquer outra estrela que não o Sol, ou seja, não pertence ao nosso Sistema Solar. Estima-se que os 
exoplanetas sejam objetos abundantes no Universo, tendo em vista a grande quantidade de estrelas e galáxias 
existentes. Embora a quantidade de planetas extrassolares seja grande, a maioria deles é do tipo de Júpiter, ou 
seja, objetos com grande quantidade de hidrogênio, atmosfera densa e espessa e um pequeno núcleo rochoso, 
condições inadequadas para a formação da vida como conhecemos. 
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Diversos planetas do tipo da Terra, rochosos e 
contendo água em sua superfície, estão sendo des-
cobertos, como é o caso de três planetas em órbita 
da estrela Gliese 581, nomeados de Gliese 581c, 
Gliese 581g e Gliese 581d. A observação direta de 
planetas extrassolares orbitando outras estrelas é 
uma tarefa desafiadora, isso porque o brilho desses 
objetos é muito fraco quando comparado ao brilho 
das estrelas que eles orbitam. Para planetas do tipo 
da Terra, rochosos e que orbitam mais próximo de 
sua estrela, a observação direta é ainda mais difícil 
e, para esses casos, técnicas indiretas de observa-
ção são aplicadas.
Muitos instrumentos são utilizados na busca de exoplanetas, entre eles o telescópio espacial Hubble. No entanto, 
o equipamento mais eficaz na detecção de planetas extrassolares nos últimos tempos foi o telescópio espacial Kepler, 
lançado pela Nasa em 2009. Entre os planetas detectados pelo telescópio, está o exoplaneta denominado Kepler 452b, 
que é um planeta muito semelhante à Terra, além de orbitar uma estrela muito parecida com o Sol e encontrar-se na 
“zona habitável” do seu sistema. Kepler 452b tem aproximadamente 1,6 do tamanho da Terra e as evidências apontam 
para um planeta rochoso. No entanto, o planeta encontra-se a 1 400 anos-luz