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de wikipedia
O
Sistema Solar
«Durante
muitos séculos os únicos dados disponíveis sobre o Sistema Solar foram os esboços
desenhados por observadores: Galileu (1564-1642) viu as crateras da Lua no
instante em que virou o seu primeiro telescópio nessa direcção, em 1609 e, nos
séculos que se seguiram, as crateras foram minuciosamente medidas e
fotografadas, foi-lhes atribuído um nome e foram registadas em mapas. As
observações dos restantes planetas (e do Sol) permaneceram escassas e limitadas
pelos meios existentes. A construção de grandes telescópios, no final do século
XIX e no início do século XX, transformou o nosso conhecimento sobre as
dimensões, a evolução do Universo e a estrutura do Sistema Solar. No entanto, a
atmosfera terrestre impõe limites ao que podemos observar por meios ópticos, e
a visão obtida por um telescópio modesto é quase tão boa como a que nos
providencia um instrumento maior. A construção de grandes telescópios permitiu
o aparecimento de muitos novos dados mas, subsequentemente, não permitiu
avançar muito nos estudos sobre o Sistema Solar, e os nossos conhecimentos
sobre a Lua e os outros planetas mantiveram-se estacionários durante um período
prolongado. Uma das primeiras conclusões obtidas da observação do movimento dos
planetas do sistema solar diz respeito ao facto de, com excepção de Plutão (que
é um planeta muito semelhante a um dos satélites de Neptuno, Triton, e é muito
mais pequeno que a Lua, o que o torna um caso específico dentro do sistema
solar), as órbitas dos planetas se aproximarem significativamente do plano de eclíptica, que é o plano que
contém a órbita da Terra em torno do Sol). Plutão apresenta 17 % de inclinação
e, dos restantes planetas, o maior afastamento da eclipitica é o de Mercúrio,
com 7 % de inclinação. Os dados relativos à cinemática do movimento dos
planetas do sistema aqui se incluindo a distância ao Sol, o período de
translação, o período de rotação axial, a inclinação do respectivo eixo (em
relação ao plano da órbita) e a inclinação da órbita (em relação ao plano da
ecliptica) estão contidos nas tabelas da página seguinte:
Alguns
parâmetros geométricos de planetas do sistema solar
As
leis de Kepler
Tycho
Brahe (1546-1601) dedicou toda a sua vida à observação meticulosa dos planetas
do sistema solar. A melhoria introduzida nos meios e (essencialmente) nos
métodos de observação permitiu obter uma precisão avaliada em meio minuto de
arco. Um dos seus assistentes, Johannes Kepler, recuperou as suas
observações procurando testar a hipótese heliocêntrica, e em particular o
modelo de Copérnico. Contudo, no que dizia respeito ao planeta Marte, os dados
observados não se ajustavam de forma satisfatória a um círculo, sendo o desvio
(8 minutos de arco) considerado por Kepler como não justificável pela precisão
das observações. A figura matemática descrita por Marte na sua órbita em torno
do Sol assemelhava-se muito mais correctamente, a de uma elipse, em que o Sol
ocupa um dos focos. Se bem que Kepler não possuísse qualquer teoria física que
justificasse a forma eliptica da orbita, que só viria a ser estabelecida cerca
de 80 anos mais tarde por Newton, o ajuste obtido foi tão satisfatório que esta
conclusão se tornou conhecida como a Primeira
Lei de Kepler: Os planetas percorrem órbitas elipticas ocupando o
Sol um dos focos. No caso de terem uma órbita circular (caso particular de
uma elipse) o Sol ocupará o centro da circunferência. Desta lei podemos ainda
deduzir um corolário importante: as órbitas dos planetas são planas e o plano
da órbita contém o Sol.
A
equação da elipse em coordenadas rectangulares é:
Em
que a e b representam os eixos maior
e menor, respectivamente. Esta geometria pode ser descrita por dois parâmetros,
que podem ser os dois semi-eixos maior e menor ou um destes e uma quantidade
chamada excentricidade e definida como
In JorgeM
Miranda, JF Luís, Paula Costa, FAM Santos, Fundamentos de Geofísica, Faculdade
de Ciências da Universidade de Lisboa, 2000.
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da FCUL/JDACT
