Calendário de Eventos Astronômicos 2024

Calendário de Eventos Astronômicos de 2024

No ano de 2024 teremos muitos eventos astronômicos. Os fenômenos maracados para esse ano incluem 12 chuvas de meteoros, conjunções planetárias, 2 eclipses lunares e 2 eclipses solares, além de superluas, e um ano bissexto para completar a jornada do Planeta em torno do Sol. 

Eclipses Solares e Lunares

Eclipses:

🌗 24-25 de março - Eclipse penumbral da Lua (visível em todo o país).

☀️ 8 de abril - Eclipse solar total (não visível no Brasil).

🌗 17-18 de setembro - Eclipse lunar parcial (visível em todo o país, de forma tênue).

☀️ 2 de outubro - Eclipse solar anular (visível em boa parte do país como parcial).

Eclipse Solar 

Em 2024, teremos 2 eclipses solares: um total (quando a Lua bloqueia toda a luz do Sol), em 8 de abril, e um anular (quando o Sol forma um anel ao redor da sombra da Lua), em 2 de outubro.

Atenção: um eclipse solar só pode ser observado com um filtro especial ou olhando para o reflexo do Sol.

O total não será visível no Brasil. Apenas alguns países da América do Norte conseguirão observar o fenômeno. Além disso, ele também será visível na região equatorial do Oceano Pacífico e no Atlântico Norte.

Já o anular passará pelo país como parcial. Ou seja, quem olhar para o céu verá o nosso Sol "mordido" pela Lua.

Isso acontece porque um eclipse solar anular sempre acompanha um eclipse solar parcial.

E, neste caso, a passagem do fenômeno favorecerá estados da Região Sul, Sudeste (exceto a porção norte de Minas Gerais) e o Mato Grosso do Sul. Já moradores de trechos da Bahia, Goiás e Mato Grosso também terão a chance de flagrar o evento. No restante do país, esse eclipse de outubro não será visível.

Eclipse Lunar 

Já os eclipses lunares não serão tão marcantes neste ano para os observadores mais leigos.

Tecnicamente, o eclipse penumbral da Lua de março, por exemplo, poderá ser visto em todo o continente americano (incluindo todos os estados do Brasil).

Entretanto, durante um eclipse do tipo, o nosso satélite natural escurece por um tempo, mas não desaparece completamente. Além disso, uma característica fundamental desse fenômeno é que a Lua escurece bem levemente, já que o nosso satélite fica na sombra clara da Terra, ainda recebendo luminosidade do Sol.

Eventos assim inclusive podem ser bem difíceis de serem observados sem um equipamento adequado. Justamente por essa razão, alguns pesquisadores gostam de explicar que observar esse tipo de eclipse é como ver um véu na frente do disco lunar.

Já o eclipse lunar parcial de setembro será extremamente tênue. Ele também passará por todos os estados do país, mas, no auge do fenômeno, a cobertura da Lua será de apenas 0.08%.

Periélio e afélio

No dia 2 de janeiro, a Terra atingiu seu ponto mais próximo do Sol. O fenômeno ocorreu às 21h38 no horário de Brasília. No periélio (que quer dizer literalmente "perto do Sol"), o planeta fica a 147 milhões de km da estrela central do Sistema Solar.

Dessa forma, no periélio, o Sol aparece maior porque o seu diâmetro aparente (angular) atinge o valor máximo no ano (veja imagem abaixo).

O Sol no periélio e no afélio no ano de 2021. — Foto: Observatório Astronómico de Lisboa/Divulgação

Conjunções planetárias🪐🔭

As principais conjunções planetárias (quando mais de dois planetas aparecem próximos no céu) do ano acontecerão nas seguintes datas, de acordo com o Observatório de Valongo:

• 27 de janeiro - Conjunção entre Marte e Mercúrio antes do amanhecer, direção leste, na constelação de Sagitário. Os astros estarão separados por apenas 0,4 grau.
• 22 de fevereiro - Conjunção entre Marte e Vênus antes do amanhecer, direção leste, na constelação de Capricórnio. Os astros estarão separados por apenas 0,6 grau.
• 28 de fevereiro - Conjunção entre Saturno e Mercúrio com o Sol.
• 21 de março - Conjunção entre Vênus e Saturno antes do amanhecer, direção leste, na constelação de Aquário. Os astros estarão separados por apenas 0,3 grau.
• 30 de março - Marte, Saturno e Vênus estarão visualmente alinhados antes do amanhecer, direção leste, na constelação de Aquário.
• 7 de abril - Marte, Saturno, Lua e Vênus irão formam um quarteto celeste antes do amanhecer, direção leste, entre as constelações de Aquário e Peixes.
• 10 de abril - Conjunção entre Marte e Saturno antes do amanhecer, direção leste, na constelação de Aquário. Os astros estarão separados por apenas 0,7 grau.
• 20 de abril - Conjunção entre Júpiter e Urano, direção oeste, na constelação de Áries. Os astros estarão separados por apenas 0,4 grau, mas estarão muito próximos do horizonte oeste, durante o crepúsculo. Urano poderá ser visto apenas com uso de binóculos, em céus escuros.
• 4 de junho - Conjunção entre Júpiter e Mercúrio, direção leste, na constelação de Touro. Os astros estarão separados por apenas 0,1 grau, mas estarão muito próximos do horizonte, durante o crepúsculo, um pouco antes do amanhecer.
• 15 de julho - Conjunção entre Marte e Urano antes do amanhecer, direção leste, na constelação de Touro. Os astros estarão separados por apenas 0,5 grau. Urano poderá ser visto apenas com uso de binóculos, em céus escuros.
• 5 de agosto - Conjunção da Lua, com Vênus e Mercúrio antes do anoitecer, direção oeste, na constelação de Leão. Nos dias 5 e 6, Lua, Vênus, Mercúrio e a estrela Regulus formarão um belo quarteto celeste.
• 27 de agosto - Conjunção entre a Lua, Marte e Júpiter durante a madrugada (após as 3h), direção leste, na constelação de Touro.

Chuvas de meteoro 🌠

Teremos 12 chuvas de meteoro relevantes, segundo o Observatório Real de Greenwich:

• Quadrantidas: ativa de 28 de dezembro de 2023 a 12 de janeiro de 2024 (pico para visualização do fenômeno: de 3 a 4 de janeiro). Pico de meteoros por hora: 110.
• Liridas: ativa de 14 a 30 de abril (pico: de 22 a 23 de abril). Pico de meteoros por hora: 18.
• Eta Aquaridas: ativa de 19 de abril a 28 de maio (pico: 6 de maio). Pico de meteoros por hora: 50.
• Alpha Capricornídeos: ativa de 3 de julho a 15 de agosto (pico: 30 de julho). Pico de meteoros por hora: 5.
• Delta Aquáridas: ativa de 12 de julho a 23 de agosto (pico: 30 de julho). Pico de meteoros por hora: 25.
• Perseidas: ativa de 17 de julho a 24 de agosto (pico: de 12 a 13 de agosto). Pico de meteoros por hora: 100.
• Draconidas: ativa de 6 a 10 de outubro (pico: de 8 a 9 de outubro). Pico de meteoros por hora: 10.
• Orionidas: ativa de 2 de outubro a 7 de novembro (pico: de 21 a 22 de outubro). Pico de meteoros por hora: 25.
• Tauridas: ativa de 10 de setembro a 20 de novembro no Hemisfério Sul (pico: de 10 a 11 de outubro no Hemisfério Sul). Pico de meteoros por hora: 5.
• Leônidas: ativa de 6 de novembro a 30 de novembro (pico: 18 de novembro). Pico de meteoros por hora: 10.
• Geminidas: ativa de 4 a 20 de dezembro (pico: de 14 a 15 de dezembro). Pico de meteoros por hora: 150.
• Ursidas: ativa de 17 a 26 de dezembro (pico: 23 de dezembro). Pico de meteoros por hora: 10.

Super Lua

Teremos duas superluas em 2024, ainda segundo o Observatório de Valongo:

🌕 Uma entre os dias 17 e 18 de setembro

🌕 E outra em 17 de outubro

A "superlua" ocorre na Lua cheia perto do perigeu (quando ela está mais próxima da Terra), o que resulta em uma Lua cheia ligeiramente maior e mais brilhante do que as demais.

Esse período é chamado de perigeu porque o nosso satélite natural aparece no céu cerca de 14% maior e 30% mais brilhante do que no apogeu (microlua) – quando está mais distante.

Cometas mais brilhantes ☄️

Os cometas são grandes objetos feitos de poeira e gelo que orbitam o Sol. Neste ano, os destaques de observação ficam com os seguintes astros:

• C/2021 S3 (PANSTARRS). Período de visibilidade: de janeiro a junho. Brilho Máximo: março. Visibilidade: por meio de binóculos, em céus escuros, durante a madrugada.
• C/2023 A3 (Tsuchinschan-ATLAS). Período de visibilidade: de setembro a novembro. Brilho Máximo: outubro. Visibilidade: final da madrugada (começo de outubro) e começo da noite (final de outubro), por meio de binóculos.
• 12P/Pons-Brooks (ou Cometa do Diabo). Período de visibilidade: de fevereiro a junho. Brilho Máximo: abril. Visibilidade: por meio de binóculos, no começo da noite.
• 13P/Olbers. Período de visibilidade: de junho a agosto. Brilho Máximo: julho. Visibilidade: por meio de binóculos, no começo da noite.
• 62P/ Tsuchinschan 1. Período de visibilidade: de janeiro a março. Brilho Máximo: janeiro. Visibilidade: por meio de binóculos, durante a madrugada.
• 144P/Kushida. Período de visibilidade: de janeiro a fevereiro. Brilho Máximo: janeiro. Visibilidade: por meio de pequenos telescópios, em céus escuros, durante o começo da noite

Equinócio de outono

O equinócio de outono em 2024 ocorre no dia 20 de março às 0h06, no horário de Brasília, sinalizando a chegada do outono no hemisfério Sul e o início da primavera no hemisfério Norte.

Equinócio de primavera

O equinócio de primavera ocorre às 9h43 do dia 22 de setembro, marcando o início da primavera no hemisfério Sul e o começo do outono no hemisfério Norte. Neste dia, ambos os hemisférios da Terra recebem aproximadamente a mesma quantidade de luz solar.

Solstício de inverno

Solstício de inverno 2024 (Hemisfério sul). 17:50

quinta-feira , 20 de junho

Todos os horários estão no Horário de Brasília

Solstício de verão

Solstício de verão 2024 (Hemisfério sul). 06:19

sábado , 21 de dezembro

Todos os horários estão no Horário de Brasília.

Ano Bissexto 29 dias em fevereiro em 2024

O ano bissexto acontece a cada quatro anos e tem duração de 366 dias, diferentemente dos demais que têm 365 dias. A inclusão de um dia foi feita para aproximar o calendário ao movimento de translação da Terra, tempo que o planeta leva para dar a volta no Sol, que é de 365 dias, 5 horas, 48 minutos e 46 segundos.

Estes eventos oferecem oportunidades únicas para contemplar a vastidão e a beleza do universo. Observar luas cheias, presenciar eclipses ou maravilhar-se com chuvas de meteoros será uma experiência verdadeiramente transcendental em 2024. 

Leis de Kepler

As Três Leis de Kepler

As Leis de Kepler afirmam que as órbitas são elípticas, que a velocidade aureolar dos planetas é constante, e que a razão entre o cubo do período e o quadrado do raio é constante. Leis de Kepler sobre o movimento planetário foram desenvolvidas entre 1609 e 1619 pelo astrônomo e matemático alemão Johannes Kepler.

As leis de Kepler são as três leis do movimento planetário definidas por Johannes Kepler, um matemático e astrônomo alemão. Essas leis foram a principal contribuição de Kepler à mecânica celeste.

"As leis do movimento planetário de Kepler são conhecidas como: lei das órbitas elípticas, lei das áreas e lei dos períodos. Juntas estas explicam como funciona o movimento de qualquer corpo orbitando algum astro massivo, como planetas ou estrelas. Vamos conferir o que se afirma nas leis de Kepler:"

1ª Lei de Kepler- “lei das órbitas”: A trajetória de cada planeta ao redor do Sol é uma elipse com o Sol em um dos focos.

2ª Lei de Kepler- A reta que une um planeta ao Sol varre áreas iguais em intervalos de tempo iguais.

Equação da 2ª Lei de Kepler

Uma consequência deste fato é que a velocidade do planeta ao longo da sua trajetória orbital é diferente.

Sendo maior quando o planeta se encontra mais próximo do seu periélio (menor distância entre o planeta e o Sol) e menor quando o planeta se encontra próximo do seu afélio (maior distância do planeta ao Sol).

• quando o planeta vai do afélio para o periélio, seu movimento é acelerado;
• quando o planeta vai do periélio para o afélio, seu movimento é retardado;

3ª Lei de Kepler- “lei dos períodos”: O quadrado do período orbital de um planeta é diretamente proporcional ao cubo de sua distância média ao Sol.

Equação da 3ª Lei de Kepler

Em termos matemáticos, representando por T o período orbital de um certo planeta e por r sua distância média ao Sol (que equivale ao comprimento do semieixo maior da órbita), a terceira lei de Kepler pode ser expressa pela equação abaixo:

A forma mais conveniente da constante de Kepler é obtida por meio da aplicação da lei ao caso da Terra. Se a distância R for medida em unidades astronômicas (UA), que é uma unidade de medida de distância equivalente à distância média da Terra ao Sol, e o período orbital T for medido em anos, os respectivos valores correspondentes à Terra serão r = 1 UA e T = 1 ano. Aplicada a terceira lei de Kepler, a constante K assume o valor 1 e a relação fica resumida à expressão:

 

Exemplo aplicado:

1) (UFRGS - 2011) Considere o raio médio da órbita de Júpiter em tomo do Sol igual a 5 vezes o raio médio da órbita da Terra. Segundo a 3ª Lei de Kepler, o período de revolução de Júpiter em tomo do Sol é de aproximadamente:

a) 5 anos

b) 11 anos

c) 25 anos

d) 110 anos

e) 125 anos

2)  Certo planeta A, que orbita em torno do Sol, tem período orbital de 1 ano. Se um planeta B, tem raio orbital 3 vezes maior, qual será o tempo necessário para que esse planeta complete uma volta em torno do Sol.

a) 1,5 anos

b) 2,5 anos

c) 8,0 anos

d) 3,5 anos

e) 5,2 anos

3) O raio médio do planeta Marte é cerca de quatro vezes maior que o raio médio da órbita do planeta Mercúrio. Se o período de revolução Mercúrio é 0,25 anos, qual é o período de revolução Marte?

Leis de Kepler e a Gravitação Universal

As Leis de Kepler descrevem o movimento dos planetas, sem se preocupar com as suas causas. Isaac Newton ao estudar essas Leis, identificou que a velocidade dos planetas ao longo da trajetória é variável em valor e direção.

Para explicar essa variação, ele identificou que existiam forças atuando nos planetas e no Sol.

Deduziu que essas forças de atração dependem da massa dos corpos envolvidos e das suas distâncias.

Chamada de Lei de Gravitação Universal, sua expressão matemática é:

Sendo:

F: força gravitacional

G: constante de gravitação universal= G = 6,7 · 10^–11 Nm²/kg²

M: massa do Sol

m: massa do planeta

d² é o quadrado da distância que os separa.

Sejam duas massas m1 e m2, em que d é a distância entre seus centros.

• A força gravitacional é sempre de atração
• A força gravitacional não depende do meio onde os corpos se encontram imersos.
• A constante da gravitação universal G teve seu valor comprovado experimentalmente por Henry Cavendish por meio de um instrumento denominado balança de torção. G = 6,7 · 10^–11 Nm²/kg²

Exemplo resolvido:

4) Considere que os centros de massa de duas pessoas adultas estão separados pela distância de 2,0 m e que suas massas são aproximadamente iguais a 100 kg. A intensidade da força de atração gravitacional entre elas é um valor mais próximo de? Dado: constante da gravitação universal

G = 6,7 · 10^–11 Nm²/kg²

a) 1,7 x 10^–7N.
b) 3,4 x 10^–7N.
c) 1,7 x 10^–1N.
d) 3,4 x 10^–1 N.
e) 1,7 x 10^–6N.

Assista aos vídeos abaixo para entender os cálculos e aplicações da leis:

Vídeo sobre a primeira Lei de Kepler


Vídeo sobre a segunda Lei de Kepler


Vídeo sobre a terceira Lei de Kepler

Leis de Kepler aplicadas

Buraco Negro Sagittarius A

Sagittarius A- Centro da Via Láctea 

No centro da Via Láctea, na direção da constelação de Sagitário, há um buraco negro com mais de quatro milhões de vezes a massa do nosso Sol. No dia 12/05/2022, quinta-feira,  foi publicada a primeira imagem da sombra desse corpo supermassivo.  

Imagem do buraco negro supermassivo Sagittarius A*

Crédito: Event Horizon Telescope Collaboration

Sagittarius A, também chamado de Sagitário A, é uma fonte de rádio astronômica brilhante e muito compacta localizada no centro da Via Láctea, perto da fronteira das constelações de Sagitário e Escorpião. É parte de um objeto astronômico maior conhecido como Sagittarius A. 

Os astrônomos alemães Eckart & Genzel (1996, 1997) vêm acumulando medidas das velocidades das estrelas no centro da galáxia e recentemente publicaram o resultado obtido ao juntar os dados de cerca de 200 estrelas observadas: eles concluíram que as velocidades das estrelas crescem em direção ao núcleo da Via-Láctea de acordo com a Lei de Kepler (para o movimento de partículas em torno de uma massa central), até a mínima distância ao centro possível de ser resolvida (cerca de uma semana-luz). 

Massa e tamanho do buraco negro Sgr A

As velocidades observadas indicam uma densidade central maior do que 2x10¹² massas solares por parsec cúbico, que é muito mais alta do que a que permite a existência de um aglomerado estelar estável. A única conclusão possível é que existe no centro da Via Láctea um buraco negro supemassivo de massa de mais de quatro milhões de massas solares o qual recebe o nome da constelação em que está situado.

Essa massa estonteante está confinada em um objeto com cerca de 6,7 bilhões de km de raio, o que corresponde às previsões teóricas de Karl Schwarzschild. Essas previsões demonstram como calcular o raio de um buraco negro baseado em sua massa, ou vice-versa.

Medições ainda seriam refinadas mais tarde, principalmente em um monitoramento de 16 anos conduzido por Reinhard Genzel e Andrea Ghez, que já investigavam o Sgr A* por décadas. A massa do objeto foi estimada em cerca de 4,31 milhões de massas solares. Esse trabalho foi a maior evidência da existência do buraco negro até então e rendeu à dupla o Prêmio Nobel da física em 2020.

Descoberta do Sagittarius A

Tudo começou com o nascimento da radioastronomia, em 1933, quando o engenheiro de telecomunicações Karl Jansky (considerado o “pai” desse sub-ramo da astronomia, mesmo não sendo astrônomo) detectou uma emissão misteriosa de rádio na constelação de Sagitário.

Brilho superficial e campo de velocidade da parte interna de Sagittarius A Oeste

Comprovação da existência

Em 2020, a americana Andrea Ghez e o alemão Reinhard Genzel ganharam o Prêmio Nobel em Física pela medida das órbitas de estrelas em volta do centro da Via Láctea, que resultou na confirmação de um objeto compacto supermassivo no meio de nossa galáxia denominado Sagittarius A*.

Será que vai engolir o Sol, sistema solar e a Terra?

Pode ficar tranquilo. Embora o monstruoso buraco negro tenha massa de 4,31 milhões de sóis, não há nenhuma chance de ameaçar a Terra. Na verdade, ele não capturou nem mesmo as estrelas S, as mais próximas do centro galáctico.

A distância entre o Sistema Solar e o Sagittarius A* é de incríveis 26 mil anos-luz. Isso tem outra implicação impressionante: a “luz” (ondas de rádio e raios-X) que os astrônomos capturam do buraco negro leva 26 mil de anos para chegar até nós. Ou seja, estamos vendo como ele era naquela época.

A distância entre o Sol e o buraco negro supermassivo Sagittarius A* nos deixa tranquilos (Imagem: Reprodução/Danny Horta-Darrington/NASA/JPL-Caltech/SDSS)

Avanço tecnológico

O Sagittarius A* é o segundo buraco negro já fotografado (lembrando que a foto é do anel luminoso, que possui um formato bem característico na presença de um buraco negro), o primeiro foi o M87, observado três anos atrás e que está localizado no centro da galáxia de mesmo nome. A diferença é que entre o M87 e o Sagittarius A* há um fator mil de diferença: enquanto o primeiro tem bilhões de vezes a massa do Sol, o segundo tem milhões de massas solares. Foi mais fácil fazer a imagem da sombra do buraco negro de M87 porque ele tem mil vezes mais massa, o que significa que é mil vezes maior. Usando uma analogia, supondo que o Sagittarius A* fosse uma rosquinha, o M87 seria do tamanho do Maracanã.

Primeira imagem de um buraco negro, o M87

Crédito: Event Horizon Telescope Collaboration

 

Por outro lado, o centro de nossa galáxia está muito mais perto da Terra do que o M87. A maior dificuldade neste estudo é que o centro galáctico é uma região densa em estrelas e com muita emissão e absorção de luz. Em outras palavras, é muito difícil enxergar/penetrar até o centro galáctico. Além disso, pelo tamanho menor, a matéria em volta do buraco negro gira muito mais rápido.

Esse conjunto mostra que o disco de acreção gira ao redor do objeto em velocidade próxima à da luz e é bastante turbulento.

Há muito mais para se descobrir sobre o Sagittarius A* e buracos negros em geral, inclusive os maiores mistérios da física atual: como buracos negros supermassivos formaram? O que acontece dentro deles? Para onde vai a informação da matéria que cai no horizonte de eventos? 

ESCALAS TERMOMÉTRICAS 

Medida de temperatura-> para medir o grau de agitação das partículas que constituem um corpo, são utilizados os termômetros, existem vários tipos de termômetros: de mercúrio, radiação, etc.

A partir desses estudos criaram-se escalas numéricas de temperaturas.

Escalas termométricas-> atualmente conhecemos e usamos três escalas no SI (Sistema Internacional de medidas): Celsius, Fahrenheit e a kelvin.

Escalas Termométricas

Celsius

É a escala adotada pela maioria dos países, essa escala considera para o ponto de fusão do gelo o 0 (zero) e para o ponto de ebulição da água 100 (cem), sob pressão normal de 1 atm.

O intervalo obtido entre os dois pontos fixos é dividido em cem partes iguais e cada parte corresponde a uma unidade da escala, denominada grau Celsius (°C).

Fahrenheit

A escala Fahrenheit foi elaborada a partir de uma mistura de água, gelo e sal amoníaco e tem como pontos fixos: 32 para a fusão e 212 para a ebulição.

Tem um intervalo de 180 partes e cada parte corresponde a uma unidade da escala, denominada grau Fahrenheit (°F).

Kelvin

A escala absoluta, obtida através da observação do comportamento dos gases. A escala Kelvin tem a mesma subdivisão que a escala Celsius, tem como ponto fixo de fusão do gelo 273K e o segundo ponto de ebulição 373K.

Obs.: A escala Kelvin não se usa o grau (°K) para temperatura.

RELAÇÃO ENTRE AS ESCALAS

Consideremos, então, θC a temperatura Celsius, θF em Fahrenheit e T a temperatura em kelvin.

Relação entre as três escalas

Equação para calcular a transformação de temperatura

Equação para variação de temperatura

Exemplo:

1) Em uma nevasca nos EUA a temperatura mínima chegou a 23°F.

a) Quanto seria essa temperatura em Celsius?

b) Qual seria a temperatura em Kelvin?

Para resolver usaremos a equação para transformar temperatura sempre em dupla, 

a temperatura que temos é em Fahrenheit.

a) Primeiro usaremos Fahrenheit/Celsius

b) Podemos fazer uma escolha: Celsius/Kelvin  agora ou Fahrenheit/Kelvin, 

sempre escolha a equação mais simples, nesse caso é Celsius Kelvin,

pois denominadores iguais nos dois lados da equação podem ser cortados.

Mas como o exercício pedia, vamos também fazer em Fahrenheit/Kelvin o cálculo:

2) Em uma sala de aula, certo dia, um termômetro registrou uma elevação de 5°C no ambiente em um intervalo de 3 horas. Qual seria a elevação registrada se o termômetro fosse graduado na escala Fahrenheit?

Primeiro identificar quando é uma variação de temperatura, após se usa a equação aos pares, a variação que temos o valor e da escala que queremos saber:

Celsius e Fahrenheit;

Após de Celsius/Kelvin:

Como os denominadores são iguais, eles serão cortados:

Portanto, a variação é a mesma em Celsius e em Kelvin, pois a escala tem a mesma diferença entre os pontos de fusão e ebulição.