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CORPOS 
CELESTES
ETAPA 2
Autor
José Ademir Damasceno Júnior
Reitor da UNIASSELVI
Prof. Hermínio Kloch
Pró-Reitora do EAD
Prof.ª Francieli Stano Torres
Edição Gráfica e Revisão
UNIASSELVI
CURSO LIVRE – ASTRONOMIA
1 INTRODUÇÃO
A Astronomia é considerada a mais antiga das ciências, uma vez que os 
humanos reconheceram a importância do uso prático de seus conceitos para 
a sobrevivência de sua espécie. A compreensão dos fenômenos celestes favo-
receu a caça, a pesca, o plantio, a colheita e incursões marítimas. É justamente 
com o surgimento da agricultura, há aproximadamente 13 mil anos, que a ob-
servação do céu se torna uma prática extremamente relevante. A capacidade 
humana de causa e efeito associada à compreensão das estações do ano, após 
observações mais duradouras e apuradas, torna a prática de plantio e colheita 
mais eficiente, sendo determinante para a sobrevivência de sua espécie. Ao 
conceber a periodicidade de alguns fenômenos, como exemplo, as mudanças 
das estações, junto com o desenvolvimento de ferramentas e técnicas mais 
adequadas, os humanos deixaram de viver em pequenos grupos nômades e 
passaram a se fixar às margens de bacias hidrográficas, especialmente pela 
disponibilidade de água e terra fértil, condições essenciais para o plantio e 
a colheita, evento que passou a ser conhecido por “revolução neolítica”, há 
cerca de 10 mil anos (MILONE et al., 2003; NOGUEIRA; CANALLE, 2009, p. 28).
Para os povos antigos, o movimento aparente das constelações, como 
exemplo, das Plêiades e de Órion, assim como de algumas estrelas, Sirius e 
Arcturo, dentre outras, influenciava as atividades humanas mais fundamentais, 
sobretudo com o surgimento da agricultura. Em outras palavras, eles acre-
ditavam que o instante em que as estrelas nasciam ou se punham, em certa 
época, era responsável por alguns fenômenos. Ao mesmo tempo, as pessoas 
tinham a crença de que esses próprios corpos celestes, naquela determinada 
posição, provocavam os acontecimentos. Por essa razão, os objetos no céu, 
com suas misteriosas aparências, conquistaram um status divino (NOGUEIRA; 
CANALLE, 2009).
Partindo desses pressupostos, surge a necessidade de se revelar e com-
preender o que já se sabe acerca desses corpos, suas características físicas e 
químicas, por exemplo. Para tanto, nós tópicos a seguir, serão tratados alguns 
dos objetos solares que mais chamaram e que continuam chamando a atenção 
da civilização humana. Deverão ser discutidos aspectos desde sua formação 
até sua completa aniquilação, e ainda suas implicações no Planeta Terra.
CORPOS CELESTES
ETAPA 2
CURSO LIVRE – ASTRONOMIA
2 CORPOS CELESTES – SATÉLITES
 
Semelhante ao que acontece com outros astros, os satélites (ou luas) 
são objetos celestes que também despertam muito o interesse das pessoas. 
É interessante destacar que, atualmente, o número de satélites identificados 
pelos astrônomos cresce cada vez. Já são conhecidos mais de 165. Os satéli-
tes maiores têm origem nas proximidades de planetas, enquanto os menores 
são localizados a distâncias maiores. De acordo com algumas evidências, 
julga-se que os satélites com menores dimensões foram, na verdade, captu-
rados através da gravidade dos planetas (DAMINELI; STEINER, 2010).
Normalmente, o número de satélites de um planeta está relacionado a 
sua massa. O maior satélite do sistema solar é Ganímedes (Figura 1), um dos 
quatro satélites galileanos de Júpiter, com raio de 2.631 km. O segundo é 
Titan, de Saturno, com 2.575 km de raio. Eles são maiores do que o planeta 
Mercúrio, que tem 2.439 km de raio. Titan também se destaca por possuir 
uma atmosfera densa, rica em compostos de carbono e metano. Vale ressal-
tar ainda que a Lua, com 3.475 km de diâmetro, é maior do que Plutão, que 
tem 2.350 km de diâmetro. A maioria dos satélites gira em volta do respec-
tivo planeta no sentido de oeste para leste, e sua órbita é próxima ao plano 
equatorial de seu planeta (OLIVEIRA FILHO; SARAIVA, 2014).
FIGURA 1 – MAIORES LUAS DO SISTEMA SOLAR
 
FONTE: http://3.bp.blogspot.com/-Z8QUrC3t9qo/T5zPze6b7AI/AAAAAAAACpI/EY_bvob51YA/s1600/Maiores+luas.jpg. Acesso 
em: 25 abr. 2021.
Descrição da imagem: a imagem apresenta as cinco maiores luas do sistema solar em ordem decrescente. Da esquerda para a 
direita temos: Ganímedes, na cor cinza e algumas áreas verdes, possuindo crateras em sua superfície; Titã, na cor alaranjada; Calisto, 
com regiões na cor cinza e outras na cor verde, possuindo crateras e pontos brilhantes em sua superfície; Io, com áreas laranjas, 
marrons e claras, contendo marcas côncavas, que são na maioria caldeiras vulcânicas; e Lua, na cor cinza, possuindo crateras em 
sua superfície. O fundo da imagem é negro, representando a escuridão do Universo.
A seguir, realizaremos um estudo mais detalhado dos satélites do sis-
tema solar, especialmente quanto as suas características físicas. Iniciaremos 
pelo nosso planeta Terra.
https://www.if.ufrgs.br/ast/solar/portug/terms.htm#caldera
CURSO LIVRE – ASTRONOMIA
3 TERRA
Enquanto um planeta orbita em torno do Sol, por sua vez um satélite or-
bita em torno de um planeta. No entanto, sob o ponto de vista de composição 
e características físicas, os planetas e satélites são bem parecidos em alguns 
casos. A Lua é o satélite natural do nosso planeta. A partir das observações 
de Galileu Galilei, sabe-se que ela é coberta por crateras de impacto e que 
possui regiões claras e escuras em sua superfície. As regiões escuras são os 
mares, enquanto as claras são as montanhas. Entende-se que os mares são 
resultados de lavas solidificadas, estes representam indícios de que há muito 
tempo não ocorre atividade vulcânica na Lua. Por não possuir uma densa 
atmosfera, sua temperatura é definida sobretudo pela radiação emitida pelo 
Sol, havendo uma diferença significativa entre as temperaturas alcançadas 
de dia e durante à noite (MILONE et al., 2003; NOGUEIRA; CANALLE, 2009).
Diferentemente de outros satélites do sistema solar, a Lua possui um 
tamanho próximo ao da Terra. Sua massa é estimada como sendo 80 vezes 
menor do que a da Terra. Para se ter uma ideia, Ganímedes apresenta uma 
massa estimada em 10.000 vezes menor quando comparada à Júpiter, pla-
neta em que orbita. Todavia, considera-se que o tamanho da Lua é somente 
¼ em relação ao da Terra. São conhecidas algumas teorias que procuram 
explicar a formação da Lua. A teoria mais aceita, atualmente, é que a Terra 
sofreu um impacto de um objeto de elevada massa, comparável à Marte, 
que provocou a separação e o lançamento de uma parte de sua estrutura, 
há cerca de 4,6 bilhões de anos. Esta massa ejetada, pouco tempo depois, 
deu origem à Lua (MILONE et al., 2003; NOGUEIRA; CANALLE, 2009).
Segundo Isaac Newton, matéria atrai matéria, teoria que ficou conhe-
cida como a Lei da Gravitação Universal. Nesse sentido, satélites e planetas 
exercem força de atração uns sobre os outros. Em razão disso, temos o fe-
nômeno das marés, bastante estudado pela sua importância geofísica. Foi 
constatado por estudiosos que o calor liberado no interior dos corpos em 
função deste evento pode provocar o movimento das placas tectônicas e 
atividade vulcânica. Um dos exemplos citados pelos astrônomos deste fato 
são os vulcões detectados em Io, como resultado do intenso calor gerado 
em seu interior, decorrente da força gravitacional entre ele e Júpiter (DAMI-
NELI; STEINER, 2010).
A força de maré na Lua provocada pela Terra é cerca de 20 vezes a 
força de maré na Terra causada pela Lua. Pressupõe-se que, antigamente, o 
período de rotação da Lua era menor do que o seu período de translação em 
volta da Terra. Ao girar, ela tentava arrastar consigo os bojos de maré, que 
estavam sempre alinhados na direção da Terra. Desse modo, o movimento 
relativo entre as diferentes partes da Lua ocasionava atrito, tendendo, assim, 
a reduzir a rotação. Por causa desse atrito, a Lua foi perdendo energia de 
rotação até, finalmente, ficar com a rotação sincronizada com o seu movi-
CURSO LIVRE – ASTRONOMIAmento de translação (o período de rotação da Lua é igual ao seu período de 
translação, por volta de 27 dias). Além da Lua, outros satélites também têm 
rotação sincronizada, a saber: os dois satélites de Marte, Phobos e Deimos, 
cinco luas de Júpiter (incluindo os quatro satélites galileanos), nove luas de 
Urano, e ainda a lua Tritão de Netuno. Entretanto, é notável o caso do sistema 
Plutão-Caronte, pois sua sincronização é total, isto é, os períodos de rotação 
e translação de Plutão e Caronte são iguais (OLIVEIRA FILHO; SARAIVA, 2014).
Na Lua, hoje, acontecem poucos sismos por anos (milhares, comparados 
com milhões na Terra), porém na época em que a Lua era jovem, há cerca 
de 4 ou 3 bilhões de anos, teve um enorme vazamento de lava na superfí-
cie, solidificando-se posteriormente, resultando nos mares lunares (regiões 
escuras, aparentemente baixas e planas que contêm muitas crateras). A Lua 
tem crosta mais delgada (60 km) no lado voltado para a Terra e mais espessa 
(150 km) no lado oposto, sendo, dessa forma, assimétrica. No lado em que a 
crosta é delgada, o número de mares é maior. Supõe-se que Vênus é menos 
ativo do que a Terra, no entanto parece ter mais atividade geológica persis-
tente do que Marte. Tal evidência indica que Vênus teria retido mais do seu 
calor residual quando comparado à Marte, em consonância com o fato de 
Vênus ser maior do que Marte. Além do mais, acontece atividade geológica 
em Io, o satélite mais próximo do planeta Júpiter. Io revela elevada ativida-
de vulcânica. Ariel e Titânia, satélites de Urano, também demonstram sinais 
recentes de atividade catastrófica (OLIVEIRA FILHO; SARAIVA, 2014).
4 MARTE
Dois satélites orbitam em torno de Marte, são Fobos e Deimos, que 
em grego significam medo e terror, respectivamente. Segundo a mitologia 
grega, eles são filhos do deus da guerra, Ares. Comparados com outros sa-
télites do sistema solar, são considerados pequenos, apresentando raios da 
ordem de 10 quilômetros, ao mesmo tempo em que apresentam formas bem 
irregulares. Conforme pesquisadores da área, estes satélites provavelmente 
foram capturados pela gravidade de Marte (MILONE et al., 2003; NOGUEIRA; 
CANALLE, 2009).
5 JÚPITER
O planeta Júpiter possui 79 satélites confirmados, mas este número 
continua crescendo em virtude de novas descobertas. Todavia, os satélites 
galileanos ocupam papel de destaque, são eles: Io, Europa, Ganímedes e 
Calisto. São chamados de galileanos por terem sido descobertos por Galileu, 
no início do século XVII. Ganímedes desperta a atenção por ser considerado 
o maior satélite do sistema solar. Após a obtenção de imagens com melhor 
CURSO LIVRE – ASTRONOMIA
resolução, cientistas afirmam que Io e Europa são semelhantes aos planetas 
telúricos, constituídos em boa parte por rochas. Além disso, Io apresenta 
atividade vulcânica e Europa contém uma atmosfera tênue composta princi-
palmente de oxigênio. Os astrônomos defendem a existência de um oceano 
de água líquida abaixo de uma crosta de gelo em sua superfície. É importan-
te frisar que, em todo o sistema solar, somente cinco satélites apresentam 
atmosfera, a saber: Europa, Io, Ganímedes, Titã (Saturno) e Tritão (Netuno) 
(MILONE et al., 2003; NOGUEIRA; CANALLE, 2009).
6 SATURNO
Em torno de Saturno orbitam pelo menos 56 satélites. Titã ocupa papel 
central por ser o segundo maior do sistema solar. Este satélite possui um 
núcleo rochoso envolto por um manto de gelo constituído de compostos 
orgânicos. Possui uma densa atmosfera formada principalmente por nitro-
gênio, além da presença de moléculas orgânicas complexas, uma estrutura 
semelhante à atmosfera primitiva. Por esta razão, recebe menos energia so-
lar, consequentemente, sua superfície atinge temperaturas muito baixas. A 
temperatura mais alta dificilmente ultrapassa -100 ºC (MILONE et al., 2003; 
NOGUEIRA; CANALLE, 2009).
7 URANO
Dando prosseguimento, podemos explicitar também sobre os satélites 
de Urano. Ele possui pelo menos 27. Estes satélites são constituídos prin-
cipalmente por gelo. Entre eles, Miranda chama atenção por ser o satélite 
mais próximo de Urano. A superfície de Miranda é bem irregular, exibindo 
um relevo formado por vales e despenhadeiros (MILONE et al., 2003).
8 NETUNO
Por sua vez, Netuno apresenta bem menos satélites que Saturno e 
Urano, com apenas 14 confirmados até o momento. Tritão possui uma fina 
atmosfera constituída principalmente de nitrogênio. Ele exerce um relevante 
papel em função de ser bem maior que os demais, e por apresentar atividade 
vulcânica. No sistema solar, é possível encontrar vulcanismo ativo somente 
na Terra, Vênus, Io e Tritão. Entretanto, o vulcanismo verificado em Tritão é 
bem diferente, em virtude de que lavas constituídas de gelo pastoso, metano 
líquido, entre outras substâncias, atravessam uma camada espessa de gelo, 
semelhante a uma crosta (MILONE et al., 2003; NOGUEIRA; CANALLE, 2009).
CURSO LIVRE – ASTRONOMIA
9 PLUTÃO
Até meados de 2006, Plutão era tido oficialmente como planeta do 
sistema solar. Todavia, em 24 de agosto de 2006, a União Astronômica In-
ternacional (IAU) estabeleceu uma nova definição de planeta, que somente 
considerava um objeto como tal se ele estivesse praticamente sozinho em 
sua órbita. Porém, Plutão é apenas um dos inúmeros objetos do denominado 
cinturão de Kuiper. Sendo assim, a IAU reclassificou Plutão, “rebaixando-o” 
para o status de “planeta anão”. Ele possui ao menos três luas. As conheci-
das são: Caronte (descoberta em 1978), Nix e Hidra (descobertas em 2005) 
(MILONE et al., 2003; NOGUEIRA; CANALLE, 2009).
10 ASTEROIDES
Os asteroides têm certa semelhança com os planetas, a despeito de se-
rem bem menores. Seu nome tem origem grega, cujo significado é “similar a 
estrelas”. Eles são mais facilmente encontrados entre as órbitas de Marte e Jú-
piter, uma região com formato de anel denominada de cinturão de asteroides, 
a uma distância da ordem de 2,8 unidades astronômicas (UA). Normalmente, 
os asteroides exibem formatos bem irregulares. O maior objeto do cinturão 
de asteroides é Ceres (Figura 2). Em 1801, ele foi descoberto pelo italiano Giu-
seppe Piazzi (1746-1826). Um fato curioso é que a massa de Ceres representa 
apenas um centésimo da massa da Lua. Além de Ceres, os asteroides Palas e 
Juno também possuem dimensões bem maiores do que os outros localizados 
nessa região (MILONE et al., 2003; OLIVEIRA FILHO; SARAIVA, 2014).
FIGURA 2 – ASTEROIDE CERES
 
FONTE: http://astro.if.ufrgs.br/comast/comast.htm. Acesso em: 25 abr. 2021.
Descrição da imagem: a imagem apresenta o asteroide Ceres, na cor cinza, possuindo crateras em sua superfície. O fundo da 
imagem é negro, representando a escuridão do Universo.
Os asteroides também podem ser encontrados numa região ainda mais 
distante do que a órbita de Netuno, denominada cinturão de Kuiper. Esta 
área exibe restos gelados de corpos celestes, desde a órbita de Netuno até 
uma distância de 50 UA do Sol, aproximadamente. Os cientistas argumen-
CURSO LIVRE – ASTRONOMIA
tam que os objetos desta região são resquícios da nebulosa que deu origem 
ao sistema solar. Os asteroides apresentam um tamanho bem menor que a 
Lua. Atualmente, já foram confirmados cerca de 20.000 asteroides (OLIVEIRA 
FILHO; SARAIVA, 2014).
Evidências apontam que os asteroides são resultado de um planeta que 
não se formou completamente. Quanto maiores forem os asteroides, eles 
exibirão um formato arredondado. Por outro lado, os menores apresentam 
formas bem irregulares. Os asteroides são constituídos principalmente por 
rochas (silicatos). Todavia, alguns são compostos por metais (ferro, por exem-
plo) (MILONE et al., 2003).
11 COMETAS
Os cometas (Figura 3) representam outro grupo de pequenos corpos 
orbitando o sistema solar. Possuem órbitas elípticas bem alongadas. Por 
serem muito pequenos e fracos, não podem ser vistos com um telescópio, 
exceto quando se aproximam do Sol. Nesse momento, eles formam caudas 
brilhantes que podem ser vistas, algumas vezes, mesmo a olho nu.Os co-
metas são constituídos de uma mistura de gelo e poeira, similar a uma bola 
de gelo sujo, conforme o modelo proposto, em 1950, por Fred Lawrence 
Whipple (1906-2004). Ao se aproximarem do Sol, parte do gelo sublima, 
dando origem a uma grande nuvem de gás e poeira em torno do cometa, 
denominada coma. O núcleo compõe a parte sólida e gelada em seu inte-
rior. A pressão de radiação do Sol força as partículas de gás e a poeira da 
coma, tendo como resultando a cauda, sendo sempre posicionada na direção 
oposta à do Sol e pode se estender até 1 UA. Alguns cometas exibem uma 
cauda azulada, sendo formada por gases ionizados pela radiação ultravioleta 
do Sol, que brilham por fluorescência, emitindo luz azul. Os gases ionizados 
acompanham as partículas ionizadas ejetadas pelo Sol, o vento Solar (OLI-
VEIRA FILHO; SARAIVA, 2014).
FIGURA 3 – COMETA
 
FONTE: http://astro.if.ufrgs.br/comast/comast.htm. Acesso em: 25 abr. 2021.
Descrição da imagem: a imagem ilustra um cometa no céu com uma cauda azulada. O fundo da imagem é negro, representando 
a escuridão do Universo, com alguns pontos brilhantes indicando as estrelas.
CURSO LIVRE – ASTRONOMIA
Por outro lado, outros cometas apresentam uma cauda amarelada, sen-
do composta por grãos de poeira empurrados pela pressão de radiação do 
Sol, que brilham ao refletirem a luz solar. As partículas de poeira possuem 
órbitas keplerianas, quanto mais distantes do Sol mais lentamente elas se 
movem. Desse modo, as mais distantes vão ficando para trás em relação às 
mais próximas, tendo como resultado sua forma curva característica. Inú-
meros cometas possuem um envoltório de hidrogênio neutro que é invisível 
no óptico, entretanto, em rádio, pode ser o componente mais extenso do 
cometa, denominado envelope de hidrogênio. Às vezes, pode ser observada 
também uma anticauda, em outras palavras, uma cauda na direção do Sol. 
Esse efeito de perspectiva é provocado por partículas grandes (0,1 a 1 mm 
de diâmetro), expelidas pelo núcleo, que não são levadas pela pressão de 
radiação do Sol, permanecendo na órbita (OLIVEIRA FILHO; SARAIVA, 2014).
Edmond Halley (1656-1742), astrônomo britânico e amigo de Isaac 
Newton, foi quem primeiro mostrou que os cometas vistos em 1531, 1607 
e 1682 eram, na verdade, o mesmo cometa, assim, periódico, passando a 
ser identificado por Cometa Halley. No início de 1997, o cometa Hale–Bopp 
esteve visível a olho nu em cerca de todo o mundo, inclusive por todo o Bra-
sil. Além disso, em julho de 1994, o cometa Shoemaker-Levy 9, descoberto 
por Carolyn Jean Spellmann Shoemaker (1929), Eugene Merle Shoemaker 
(1928-1997) e David H. Levy (1948) em 24 de março de 1993, e que tinha se 
dividido em mais de 21 pedaços, os maiores de até 1 km, chocou-se com 
Júpiter, explodindo nas nuvens de amônia da atmosfera desse planeta. Di-
ferentemente de um asteroide, o cometa apresenta uma atmosfera volátil 
visível (OLIVEIRA FILHO; SARAIVA, 2014).
Presume-se que os cometas são corpos primitivos, resquícios da for-
mação do sistema solar, consequência de colapso de uma nuvem molecular 
gigante. Sua composição deve ser a mesma da nuvem primordial que deu 
origem ao Sol e aos planetas. Entretanto, de onde surgiram os cometas? 
Provavelmente de uma região bastante afastada do sistema solar chamada 
“Nuvem de Oort” (em órbitas com afélios a uma distância de aproximada-
mente 50.000 UA do Sol), idealizada pelo holandês Jan H. Oort. Haveria por 
volta de 100 bilhões de núcleos cometários nessa nuvem. Algumas vezes, 
a interação gravitacional com uma estrela próxima perturbaria a órbita de 
algum cometa e, desse modo, ele seria lançado para as partes mais internas 
do sistema solar (MILONE et al., 2003; OLIVEIRA FILHO; SARAIVA, 2014).
12 METEOROS, METEORITOS E METEOROIDES
Um meteorito é um objeto sólido que atingiu a superfície terrestre. Já 
um meteoro é o fenômeno que ocorre quando o corpo, ao entrar na atmos-
fera terrestre, exibe um rastro luminoso provocado pelo atrito (são também 
conhecidos como estrelas cadentes). Por sua vez, meteoroide é o corpo que 
CURSO LIVRE – ASTRONOMIA
entra na atmosfera. Os meteoroides são reconhecidos como fragmentos de 
cometas ou asteroides. Sabe-se que os menores são desintegrados devido ao 
atrito com a atmosfera e somente os maiores conseguem chegar à superfí-
cie da Terra. Os cometas ostentam atrás de si rastros de poeira que formam 
tubos com diâmetros da ordem de 10 a 50 milhões de km. Ao atravessar um 
desses anéis de poeira, a Terra deverá expor a chamada chuva de meteoros 
(Figura 4). Isso explica o fato de que existem determinadas épocas do ano 
para que isso ocorra, isto é, basicamente sempre que a Terra atravessar o 
rastro de um cometa importante (MILONE et al., 2003).
Meteoro é um termo que deriva do grego meteoron, que significa fe-
nômeno no céu. O estudo dos meteoritos é bastante relevante, visto que 
se pode aprender muito sobre o tipo de material do qual se formaram os 
planetas interiores, considerando que são fragmentos primitivos do sistema 
solar. Há três tipos de meteoritos: os metálicos, os rochosos, e os metálico-
-rochosos. A grande maioria é constituída de corpos rochosos. Um exemplo 
de meteoritos rochosos são os condritos carbonáceos, que compõem a forma 
mais antiga de meteoritos, em torno de 4,5 bilhões de anos, e não parecem 
ter sofrido modificação desde a época de sua formação. Os metálicos são 
formados basicamente de ferro e níquel (OLIVEIRA FILHO; SARAIVA, 2014).
FIGURA 4 – CHUVA DE METEOROS
FONTE: http://astro.if.ufrgs.br/comast/comast.htm. Acesso em: 25 abr. 2021.
Descrição da imagem: a imagem ilustra uma chuva de meteoros no céu, sendo apresentados por raios luminosos, na cor branca. 
O fundo da imagem é negro, representando a escuridão do Universo, com alguns pontos brilhantes indicando as estrelas.
Os asteroides orbitam o Sol basicamente na mesma direção dos pla-
netas (de oeste para leste) e a maioria no mesmo plano. Os do cinturão de 
asteroides principal têm períodos orbitais de 3,3 a 6 anos. Possivelmente, 
mais de 90% de todos os asteroides ocupam essa região. Os maiores têm 
densidade da ordem de 2,5 g/cm3. Cientistas defendem que alguns dos me-
teoritos encontrados na Terra foram arrancados de Marte por colisões de 
asteroides (OLIVEIRA FILHO; SARAIVA, 2014).
CURSO LIVRE – ASTRONOMIA
Afirma-se que a extinção dos dinossauros, há 65 milhões de anos, teve 
início com um impacto de um asteroide ou cometa de mais de 10 km de di-
âmetro, que abriu uma cratera de 200 a 250 quilômetros de diâmetro perto 
de Chicxulub, na península de Yucatan, no México. A colisão liberou uma 
energia correspondente a bilhões de bombas atômicas, como, por exemplo, 
a usada sobre Hiroshima em 1945 (MILONE et al., 2003; OLIVEIRA FILHO; 
SARAIVA, 2014).
A teoria de que a extinção de organismos terrestres e marinhos, tanto 
vertebrados quanto invertebrados, ocorreu há 65 milhões de anos (passagem 
do período Cretáceo para o Terciário) em decorrência de um grande impacto, 
é do físico americano Luis Walter Alvarez (1911-1988), ganhador do prêmio 
Nobel, em 1968, por consequência de seus estudos sobre partículas suba-
tômicas, e de seu filho Walter Alvarez (1940), geólogo americano. Segundo 
eles, a extinção se deu por modificações climáticas que atingiram todo o 
planeta. Houve um esfriamento na superfície por consequência de uma nu-
vem de pó que se distribuiu em todo o planeta, pois impedia a passagem da 
luz do Sol. Esta nuvem era constituída de uma tênue camada de barro com 
uma elevada taxa de irídio (um metal raro, semelhante à platina) (MILONE et 
al., 2003; OLIVEIRA FILHO; SARAIVA, 2014).
Na ausência de luz, as plantas teriam dificuldade em realizar a fotossín-
tese. Desse modo, elas morreriam e os dinossauros pereceriam também por 
falta de alimentos. Asteroides possuem irídio em abundância mais do que a 
crosta da Terra, uma forte evidência que sustenta esta teoria (MILONE et al., 
2003; OLIVEIRA FILHO; SARAIVA, 2014).
13 NEBULOSAS
Em sua maioria, as nebulosas nocéu noturno são como universos-i-
lha, conforme o que foi proposto, no século XVIII, por várias pessoas, como 
exemplo, o filósofo sueco Emanuel Swedenborg, o astrônomo inglês Thomas 
Wright e o filósofo alemão Immanuel Kant (TYSON, 2016).
Define-se nebulosa como sendo diferentes tipos de nuvens molecula-
res que basicamente são compostas por hidrogênio, plasma e alguns outros 
gases ionizados. Inicialmente era usado para conceituar qualquer objeto que 
estivesse além do sistema solar, exibindo uma aparência difusa distinta de 
pontos como estrelas e planetas. Há uma diversidade de mecanismos para 
a formação das nebulosas, no entanto, geralmente, elas são formadas em 
função de um colapso gravitacional do gás no meio interestelar, já outras 
nebulosas são resultados de explosões de supernovas, que são causadas por 
estrelas que chegaram ao final do seu ciclo de vida (OLIVEIRA; SARAIVA, 2014).
CURSO LIVRE – ASTRONOMIA
 Grande parte das nebulosas exibe dimensões extensas, podendo atin-
gir até cem anos luz de diâmetro. Por outro lado, em muitos casos elas não 
apresentam um tamanho bem definido. Apesar de revelarem um grande porte, 
elas possuem uma densidade notavelmente pequena, chegando a atingir cem 
partículas por centímetros, aproximadamente (KRUMHOLZ; MCKEE, 2008).
As nebulosas apresentam diferentes formatos, tamanhos e são classifica-
das conforme o tipo de radiação que emitem. Em razão de sua importância, 
as mais conhecidas são: as nebulosas de emissão, nebulosas de reflexão, 
nebulosas escuras e nebulosas planetárias (MARQUES, 2018).
Próximo ao planeta Terra, a nebulosa de Órion (Figura 5) ocupa um 
papel de destaque, levando em consideração que é uma das maiores com 
aspectos de emissão e reflexão, ao mesmo tempo em que é conhecida como 
a maior região formadora de estrelas maciças, por essa razão possui uma 
magnitude aparente consideravelmente brilhante de 4. Órion é classificada 
como Messier 42, podendo ser encontrada a uma distância de 1.500 anos 
luz, aproximadamente. Situada em um braço espiral da Via Láctea, tem um 
brilho que chama atenção. Sua fácil localização, abaixo do cinturão de Órion, 
favorece a sua observação a olho nu no céu noturno. A nebulosa encontrada 
nas plêiades (M45) é um dos exemplos conhecidos de nebulosas de reflexão 
que se destaca por ser mais facilmente observada. Ela pode ser vista com 
as estrelas mais brilhantes do conjunto das plêiades e está há cerca de 400 
anos-luz de distância (NEMIROFF; BONELL, 2000).
FIGURA 5 – NEBULOSA DE ÓRION
FONTE: http://astro.if.ufrgs.br/ism/ism.htm. Acesso em: 25 abr. 2021.
Descrição da imagem: a imagem ilustra a nebulosa de Órion, sendo apresentada por pontos brilhantes indicando as estrelas. Os 
pontos maiores na cor branca, já os menores na cor amarela. O fundo da imagem é negro, representando a escuridão do Universo. 
CURSO LIVRE – ASTRONOMIA
Na categoria de nebulosas escuras, a nebulosa cabeça de cavalo (Barnard 
33) ocupa um papel central. Ela está localizada há cerca de 1.500 anos-luz 
da terra, situada dentro da constelação de Órion, mais especificamente logo 
abaixo do cinturão de Órion. Sua forma de fácil reconhecimento e seme-
lhança com uma cabeça de cavalo fascina a todos, incentivando seu registro 
fotográfico. Estima-se que ela possui uma extensão de 16 anos-luz, com uma 
massa 300 vezes maior que o Sol, e seu brilho avermelhado é resultado da 
ionização do hidrogênio que está posicionado atrás da nebulosa (NEMIROFF; 
BONELL, 2000).
As nebulosas planetárias são, em sua maioria, um modelo de nebulosas 
de emissão que são geradas a partir de estrelas que atingem o término do 
seu ciclo vital, denominada fase de gigantes vermelhas, em vista de a matéria 
ser ejetada por ventos estelares. Elas têm um ciclo de vida de curta duração 
ao serem comparadas às estrelas que lhes deram origem. A despeito das 
planetárias exibirem diferentes formas, o seu nome inicialmente foi dado por 
conta de as primeiras que foram observadas possuírem, em grande número, 
uma forma arredondada similar aos planetas gasosos. Em contraste com os 
tipos anteriores, as planetárias não são visíveis a olho nu, por serem também 
a representação do final da fase evolutiva de uma estrela de massa média 
como o nosso Sol, por exemplo (ORTIZ, 2009). 
14 ORIGEM DAS GALÁXIAS
No século XVIII, inúmeros astrônomos haviam verificado, entre as es-
trelas, corpos extensos e difusos, que passaram a chamar de “nebulosas”. 
Hoje, contudo, sabe-se que diferentes tipos de objetos foram agrupados sob 
esse termo e que, curiosamente, a maioria pertencia a nossa própria Galáxia, 
como exemplo, nuvens de gás iluminadas por estrelas dentro delas, cascas 
de gás lançadas por estrelas em estágio final de evolução estelar, e aglome-
rados de estrelas. Certas nebulosas eram, de fato, galáxias individuais, como 
a nossa Via Láctea, por exemplo. Especulou-se, logo no início, a respeito da 
existência de outras galáxias fora da Via Láctea. Essas suposições são credi-
tadas ao astrônomo amador inglês Thomas Wright (1711-1786) e ao filosofo 
alemão Immanuel Kant (1724-1804) (OLIVEIRA FILHO; SARAIVA, 2014).
Em 1923, Edwin Powell Hubble (1889-1953), por meio do novo telescó-
pio de 100 polegadas (2,5 m) de Mount Wilson, conseguiu identificar estre-
las variáveis Cefeídas na “nebulosa” de Andromeda (M31). Para ele, o brilho 
destas estrelas apresentava o mesmo padrão de variabilidade das Cefeídas 
da nossa Galáxia. Nestes termos, assumiu que todas elas acompanhavam a 
relação conhecida entre período e luminosidade. Diante disso, ele inferiu 
que Andrômeda está situada bem além dos limites da Via Láctea. Atualmente, 
supõe-se que nossa galáxia tenha 100 mil anos-luz de diâmetro (OLIVEIRA 
FILHO; SARAIVA, 2014).
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Por volta da segunda metade do século passado surgiram as duas prin-
cipais teorias sobre formação e evolução de galáxias, a saber: o modelo 
monolítico, o qual propõe que as galáxias se formaram e evoluíram separa-
damente a partir do colapso de extensas nuvens de gás; e o modelo hierár-
quico, que pressupõe que as galáxias se formaram e evoluíram por meio de 
contatos sucessivos entre nuvens menores. Advoga-se que as nuvens de gás 
que deram origem às galáxias foram originadas através da condensação de 
matéria em certas regiões do espaço associadas às flutuações de densidade 
existentes no Universo primordial (OLIVEIRA FILHO; SARAIVA, 2014).
Para Oliveira Filho e Saraiva (2014), o modelo monolítico estabelece que 
a forma das galáxias seria definida em função da rapidez com que aconteceu 
a formação estelar (taxa de formação estelar) na nuvem em contração, bem 
como pela quantidade de rotação (momentum angular) da nuvem. Em vista 
disso, nuvens de baixa rotação e com alta taxa de formação estelar teriam 
praticamente todo o gás consumido em pouco tempo e a galáxia resultante 
seria elíptica, cuja forma seria ovalada e com pouco gás para produzir novas 
estrelas. Em contraste, nuvens com alta rotação e baixa taxa de formação 
estelar depositariam parte do gás em um disco. O resultado seria uma ga-
láxia espiral, armazenando gás suficiente para manter a formação estelar 
por muito mais tempo. Contrariamente, no modelo hierárquico as peque-
nas nuvens de gás em contração originariam preferencialmente sistemas 
totalmente discoidais, que evoluiriam a galáxias espirais, caso sofressem 
poucas interações entre si, ou a elípticas, se os encontros e fusões fossem 
bem mais frequentes. Porém, até a presente data não existe uma teoria que 
contemple todos os aspectos observacionais para revelar como as galáxias 
se formaram e evoluíram, nem ao menos uma teoria que possa predizer sua 
evolução futura. Sendo assim, acredita-se ainda existir muito a ser explorado 
neste campo (OLIVEIRA FILHO; SARAIVA, 2014).
15 CICLO DE VIDA E MORTE DAS ESTRELAS
A massa de uma estrela exerce um relevante papel em sua evolução. O 
tempo que uma estrela passará na sequência principal será determinado por 
sua quantidade de massa e pelo esgotamentode sua reserva de hidrogênio. 
As estrelas com massas menores que o Sol necessitam de muito tempo para 
evoluírem, mais do que os 10 bilhões de anos, idade aproximada da Via Lác-
tea (nossa galáxia). Já as estrelas mais massivas do que o Sol evoluem mais 
rapidamente. Em outras palavras, quanto maior for a massa de uma estrela 
mais acelerada será a sua evolução. Após uma estrela consumir todo o seu 
suprimento de hidrogênio central, ela deixará a sequência principal e sua 
representação começará a se deslocar pelo diagrama H-R rumo à região 
das estrelas gigantes vermelhas. Milone et al. (2003) afirmam que, neste 
momento, a região central da estrela, denominada de caroço, será consti-
tuída basicamente de Hélio, sem produzir mais energia alguma. Contudo, a 
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estrela continuará emitindo energia por sua superfície. Ao perder energia, o 
caroço esfriará e começará a se contrair, elevando assim, a sua temperatura 
e densidade, e ainda liberando energia gravitacional (MILONE et al., 2003).
Em vista disso, o hidrogênio logo acima do caroço central de hélio co-
meçará a queimar, assim será formada uma camada de queima de hidrogênio, 
com esta queima haverá um aumento gradativo do tamanho e da massa desta 
estrutura de hélio. Outra coisa que poderá ocorrer é que parte da energia 
gravitacional liberada, além da energia nuclear gerada na camada de queima 
do hidrogênio, aquecerá as partes externas da estrela (seu envoltório), de 
forma que ela começará a se expandir. A estrela intensifica o seu brilho e se 
torna uma gigante vermelha (MILONE et al., 2003).
Pesquisadores consideram que, logo após a estrela deixar a sequência 
principal, ela ingressará na sua “3a idade”, a partir deste momento lhe restará 
pouco tempo de vida. A passagem de uma estrela pela sequência principal 
é bem diferente do que próximo do término do seu ciclo vital, etapa em 
que o processo evolutivo começa a ficar mais violento. No fim de sua vida, 
resta-lhe pouco combustível nuclear. Dessa forma, ela só poderá tentar quei-
mar o hélio que lhe sobrou, e buscar a fusão gradual de todos os elementos 
até a formação de outros mais pesados, o níquel e o ferro, por exemplo. A 
cada etapa as densidades e temperaturas centrais da estrela se elevam, e 
o restante do combustível nuclear é queimado cada vez mais rapidamente 
(MILONE et al., 2003).
Pressupõe-se que estrelas com massas menores do que duas massas 
solares terminam sua vida como anãs brancas. Ao longo de sua fase gigante 
vermelha, elas continuam a comprimir o seu caroço central até o ponto em 
que sua temperatura e densidade sejam elevadas o suficiente para dar início 
à queima do hélio em carbono. Nesse ínterim, a gigante vermelha intensifica 
gradualmente o seu brilho. Ela seguirá uma trajetória praticamente vertical 
no diagrama H-R. A queima do hélio ocorrerá quando a temperatura central 
atingir cerca de 100 milhões de Kelvins. Em seguida, o caroço central se 
expandirá repentinamente e a luminosidade da estrela enfraquecerá até se 
estabilizar, de forma que o hélio passará a ser queimado mais tranquilamente. 
Ao ser esgotado o hélio, a produção de energia nuclear cessa e o caroço se 
contrai até resultar em uma anã branca. Neste ponto, a estrela é constituída 
por uma envoltória de material ejetado, chamada nebulosa planetária, tendo 
próximo ao centro da nebulosa uma estrela anã branca, de tamanho similar 
ao da Terra, esfriando gradativamente. Estima-se que daqui a 5 bilhões de 
anos, aproximadamente, o nosso Sol também se tornará uma anã branca 
(MILONE et al., 2003).
Contrariamente, as estrelas de maiores massas, representadas na parte 
superior da sequência principal, rapidamente esgotam o seu depósito central 
de hidrogênio, saindo da sequência principal em poucas dezenas de milhões 
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de anos. Por conseguinte, elas se tornam gigantes vermelhas ainda maiores 
(chamadas de supergigantes vermelhas), tendo o caroço de hélio cercado por 
uma camada de combustão do hidrogênio. Ao se contrair, o caroço inicia a 
queima do hélio, transformando-o em carbono e oxigênio. A estrela passará 
a ter um caroço inerte de carbono e oxigênio, envolto por uma camada de 
queima de hélio, esta rodeada por uma faixa de queima de hidrogênio. Após 
o estágio de gigante vermelha, a estrela se torna ainda mais brilhosa, exibin-
do episódios de pulsação e de lançamento de gás a altas velocidades. Neste 
estágio, as estrelas são normalmente denominadas estrelas Wolf-Rayet. O 
caroço inerte de carbono e oxigênio passa então a se contrair com o intuito 
de novas fontes de energia nuclear. A temperatura central atingirá por volta 
dos 3 bilhões de graus e a densidade será próxima dos milhões de gramas/
cm3. A partir disso, o carbono e o oxigênio entram em combustão, resul-
tando em neônio, magnésio, silício, fósforo, enxofre, até o níquel e o ferro 
(MILONE et al., 2003).
Nesse estágio, a estrela sofre outras perdas de energia, além daquela 
na forma de radiação eletromagnética. Enormes quantidades de neutrinos, 
produzidos nas próprias reações nucleares, e ainda pelo gás que se encontra 
a altíssimas temperaturas, propagam-se pela estrela livremente, sem intera-
girem com a matéria. Os neutrinos produzidos no interior do caroço fazem 
a luminosidade aumentar consideravelmente até exceder o brilho da estrela 
na forma de radiação. Deste ponto em diante, a única reserva de energia 
que resta para a estrela é na forma gravitacional. Em busca de compensar as 
perdas cada vez maiores de energia, o caroço se contrai mais rapidamente. 
Por este motivo, a densidade e temperaturas centrais se elevam terrivelmen-
te, ao mesmo tempo em que o caroço começa a perder mais energia em 
função de produzir elementos mais pesados que o ferro. Em outras palavras, 
a produção de elementos mais pesados exige da estrela um maior gasto de 
energia (MILONE et al., 2003).
 Perto de sua morte, as densidades da estrela são tão elevadas que os 
neutrinos enfrentam mais dificuldade para escapar. Eles levam energia do 
caroço à camada envoltória, que se aquece cada vez mais, provocando re-
ações nucleares no próprio manto estelar. Em contração, o caroço colapsa 
totalmente, promovendo a fissão de todos os elementos pesados, que se 
desintegram e resultam em núcleos de hélio. O vento de neutrinos se torna 
mais forte produzindo uma onda de choque que varre o manto estelar, explo-
dindo no espaço. Pouco antes da implosão do caroço, os próprios núcleos 
de hélio são desintegrados em prótons e nêutrons. Os elétrons são então 
comprimidos com os prótons, tendo como produto a formação de nêutrons. 
O caroço em colapso, agora desprovido de seu manto, surge como uma 
estrela de nêutrons girando rapidamente. A violenta explosão, causada pela 
liberação de energia na implosão do caroço e pelo colapso de seu manto, 
produz uma supernova (Figura 6). Sabe-se que as supernovas emitem um 
intenso brilho por um curto período. Elas se tornam tão brilhantes quanto 
todas as estrelas da galáxia brilhando ao mesmo tempo (MILONE et al., 2003).
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FIGURA 6 – SUPERNOVA
FONTE: http://astro.if.ufrgs.br/evol/node51.htm. Acesso em: 25 abr. 2021.
Descrição da imagem: a imagem ilustra uma supernova, mostrando 3 anéis em volta do material ejetado na explosão, na cor 
alaranjada, detectada na Terra em fevereiro de 1987, mas que na verdade ocorreu 169.000 anos atrás, já que esta é a distância em 
anos luz para a Grande Nuvem de Magalhães, galáxia anã irregular, satélite da Via Láctea. O fundo da imagem é negro, representando 
a escuridão do Universo.
As estrelas de nêutrons são conhecidas por apresentarem um raio 
pouco maior que 10 km e uma densidade de 1.000 trilhões de gramas/cm3, 
aproximadamente. Acredita-se que uma pequena porção de matéria neutrô-
nica pesaria em nosso planeta milhões de toneladas. Estas estrelas possuem 
campos magnéticos extremamente mais intensos que o campo magnético 
da Terra. Também por conta disso, começam sua vida girando rapidamente(centenas de voltas por segundo). Nesta fase ela é conhecida como pulsar. 
Constata-se que das sobras de uma estrela morta nascerá outra. Vale destacar 
que uma mensagem pulsada de uma estrela consegue atingir aos confins da 
Galáxia. Ao pulsar por milhões de anos, a estrela perderá energia, assim, o 
fenômeno ficará cada vez mais lento (MILONE et al., 2003).
As estrelas de nêutrons apresentam massas menores que três massas 
solares. Tal fato acontece porque a matéria neutrônica não suporta forças 
gravitacionais produzidas por massas maiores que este valor. Em vista disso, 
caso as estrelas apresentem massas maiores que este valor crítico, a implosão 
dos caroços centrais não resultará em estrelas de nêutrons. Neste caso, a 
implosão seguirá até produzir um buraco negro. Concebe-se que os buracos 
negros possuam campos gravitacionais extremamente intensos, capazes de 
curvar até mesmo o espaço-tempo em seu entorno. Infere-se que a matéria 
atraída por ele jamais poderá escapar (MILONE et al., 2003).
De acordo com o astrofísico Karl Schwarzschild (1873-1916), uma es-
trela ao apresentar um raio menor do que um valor crítico, que passou a ser 
chamado de Raio de Schwarzschild, não poderia mais ser vista. Os raios de 
luz emitidos por ela seriam refletidos, em razão de uma aceleração infinita. 
Então, visto da Terra, por exemplo, o objeto não pareceria mais uma estrela, 
mas um buraco negro no espaço (STEINER, 2010).
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Segundo Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995), a massa de uma 
anã branca não pode exceder em 40% da massa do Sol, sendo denominado 
de limite de Chandrasekhar. Já para estrelas de nêutrons, o limite seria cerca 
de 3 massas solares, conhecido como limite de Volkoff-Oppenheimer. Caso 
estes valores sejam ultrapassados, a estrela entrará em colapso. No entanto, 
ao colapsar, ela poderá reduzir o tamanho de seu raio para valores menores 
do que o Raio de Schwarzschild, como consequência seria formado um bu-
raco negro. Sendo assim, não respeitados estes limites, a única forma que a 
estrela poderá adquirir é a de um buraco negro (STEINER, 2010).
REFERÊNCIAS 
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