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Quando A Lua Em Sua Rbita Se Aproxima Do Ponto Mais PróXimo Da Terra Ela Chega Ao?

Quando A Lua Em Sua Rbita Se Aproxima Do Ponto Mais PróXimo Da Terra Ela Chega Ao

Quando a Lua em sua órbita se aproxima do ponto mais próximo da Terra ela chega?

Na verdade, a trajetória que a Lua percorre no espaço em torno da Terra é uma elipse, uma espécie de círculo achatado. Deste modo, a cada mês a Lua passa por um ponto mais próximo da Terra (chamado de Perigeu ) e por outro ponto mais afastado da Terra (chamado de Apogeu).

O que acontece quando a Lua se aproxima da Terra?

Quando A Lua Em Sua Rbita Se Aproxima Do Ponto Mais PróXimo Da Terra Ela Chega Ao Você já imaginou o que poderia acontecer se a Lua se aproximasse ainda mais do nosso planeta? Provavelmente você já leu alguma matéria dizendo que graças a Lua, o nosso planeta tem estabilidade, as conhecidas mudanças de maré, entre outros benefícios importantíssimos para o sustento da vida na Terra.

Mas você já se perguntou o que aconteceria com o nosso planeta se o nosso satélite natural, a Lua, se aproximasse abruptamente de nós? Primeiramente, ela ganharia um destaque ainda maior no céu. As noites seriam mais claras e portanto, os hábitos dos animais também sofreriam consequências. Talvez, muitos mamíferos caçadores (como os leões e as onças) passariam fome, já que eles dependem da ausência de luz pra garantir uma boa caçada, como mostra uma matéria do site Curto e Curioso ( clique aqui para acessar ).

Mas além disso, teríamos outros efeitos ainda mais evidentes. Suponhamos que a Lua tá chegando perto – e daí? A rotação da Terra em torno de seu eixo mantém toda a água do nosso planeta mais ou menos equilibrada em todos os lados, através do efeito conhecido como “força centrífuga”.

A posição da Lua no céu influencia a quantidade de chuva, segundo estudo

Por outro lado, a força gravitacional da Lua interrompe esse equilíbrio, puxando uma protuberância de maré enquanto ela orbita o nosso planeta. Nosso planeta em si, durante sua rotação, também causa uma protuberância de maré no lado oposto da Lua – essas protuberâncias são conhecidas como as marés alta e baixa em nossos oceanos. Quando A Lua Em Sua Rbita Se Aproxima Do Ponto Mais PróXimo Da Terra Ela Chega Ao Ilustração mostra o poder gravitacional do Sol e da Lua no efeito das marés aqui na Terra, além de nos mostrar qual é a diferença entre as marés de quadratura (menores) e as marés de sizígia (maiores). Créditos: Richard Cardial Pra entender como isso funciona, basta imaginar uma piscina redonda onde a água esteja circulando em seu interior.

Por não ter barreira (já que a piscina é redonda), a água circula quase que livremente, porém, uma grande marola se forma. A Lua funciona como uma pá dentro dessa piscina, que faz com que parte da água se acumule em uma determinada região, criando uma marola, produzida pela água que está sendo barrada pela pá.

Se a Lua chegasse mais perto da Terra, ela aumentaria a interação gravitacional com o nosso planeta, ou seja, o volume das marés aumentaria, assim como a marola de uma piscina se tornaria maior se a pá do nosso exemplo acima fosse maior.

8 segredos da Super Lua que você precisa saber agora mesmo!

Com isso, se a Lua estivesse mais próxima da Terra, as marés baixas seriam mais baixas, e as marés altas seriam ainda mais altas. As regiões litorâneas seriam automaticamente inundadas em determinadas épocas. Pra exemplificar melhor, se a Lua estivesse 20 vezes mais próxima do nosso planeta, ela exerceria uma força gravitacional aproximadamente 400 vezes maior do que estamos acostumados.

Calendário lunar

Mas essas cidades não ficariam abaixo do nível do mar o tempo todo. Durante as marés baixas, elas ficariam secas, e suas praias ganhariam uma faixa de areia incrivelmente extensa. Seria como se um tsunami atingisse as áreas costeiras todos os dias. Ainda bem que a Lua continua em seu devido lugar.

O que é o fenômeno apogeu?

O que é uma superlua? – A Lua viaja ao redor do nosso planeta em uma órbita elíptica, ou seja, como se fizesse um círculo alongado. Nessas voltas, Lua e Terra ficam mais próximas de um lado da elipse, como explica a Nasa (Administração Nacional da Aeronáutica e Espaço), dos Estados Unidos. Quando A Lua Em Sua Rbita Se Aproxima Do Ponto Mais PróXimo Da Terra Ela Chega Ao Crédito, NASA/JPL-CALTECH Legenda da foto, A Lua está no ponto mais distante da Terra no apogeu (“apogee”, em inglês) e no ponto mais próximo no perigeu (“perigee”)

Quando a Lua se aproxima da órbita?

Períodos lunares –

Nome Valor (dias) Definição
Mês sideral 27.321 662 Em relação às estrelas distantes (13.36874634 passagens por órbita solar)
Mês sinódico 29.530 589 Em relação ao Sol (fases da Lua, 12.36874634 passagens por órbita solar)
Mês tropical 27.321 582 Em relação ao ponto vernal (precessos em ~26.000 anos)
Mês anomalístico 27.554 550 Em relação ao perigeu (precessos em 3232.6054 dias = 8.850578 anos)
Mês draconiano 27.212 221 Em relação ao nó ascendente (precessos em 6793.4765 dias = 18.5996 anos)

Existem vários períodos diferentes associados à órbita lunar, O mês sideral é o tempo que leva para fazer uma órbita completa ao redor da Terra em relação às estrelas fixas. São cerca de 27.32 dias. O mês sinódico é o tempo que a Lua leva para atingir a mesma fase visual.

Isso varia notavelmente ao longo do ano, mas a média é de cerca de 29.53 dias. O período sinódico é mais longo que o período sideral porque o sistema Terra-Lua se move em sua órbita ao redor do Sol durante cada mês sideral, portanto, é necessário um período mais longo para alcançar um alinhamento semelhante da Terra, do Sol e da Lua.

O mês anomalístico é o tempo entre perigeus e é de cerca de 27.55 dias. A separação Terra-Lua determina a força da força de elevação da maré lunar. O mês draconiano é o tempo de nodo ascendente a nodo ascendente. O tempo entre duas passagens sucessivas da mesma longitude eclíptica é chamado de mês tropical, A distância da Lua à Terra e as fases da Lua em 2014 Fases da lua: 0 (1)— lua nova, 0.25—primeiro quarto, 0.5— lua cheia, 0.75—último quarto

O que ocorre no perigeu?

O que é uma superlua? – A Lua viaja ao redor do nosso planeta em uma órbita elíptica, ou seja, como se fizesse um círculo alongado. Nessas voltas, Lua e Terra ficam mais próximas de um lado da elipse, como explica a Nasa (Administração Nacional da Aeronáutica e Espaço), dos Estados Unidos. Quando A Lua Em Sua Rbita Se Aproxima Do Ponto Mais PróXimo Da Terra Ela Chega Ao Crédito, NASA/JPL-CALTECH Legenda da foto, A Lua está no ponto mais distante da Terra no apogeu (“apogee”, em inglês) e no ponto mais próximo no perigeu (“perigee”)

Quando acontece o perigeu?

Neste mês de agosto, ocorrem as duas superluas de 2023. Como resultado desse fenômeno, a lua estará maior e mais brilhante em 1º e 30 de agosto, pois estará no perigeu, ponto da órbita de máxima aproximação da Terra.

Por que a Lua não pode chegar perto da Terra?

A Lua é o satélite natural da Terra, possui um diâmetro equatorial de aproximadamente 3500 km, massa de 7,5 x 10 22 Kg e velocidade de translação de 3700 km/h. Você já pensou por que a Lua não cai na Terra, sendo ela um corpo tão grande e massivo? A Lei da Gravitação Universal foi uma das importantes contribuições de Isaac Newton,

  • Ela nos mostra que corpos massivos têm a capacidade de se atraírem por uma força mútua denominada de força gravitacional.
  • Sendo assim, podemos concluir que a Terra atrai a Lua e a Lua atrai a Terra com uma determinada força, mas o satélite natural jamais cai na superfície da Terra.
  • A ideia de Newton Newton idealizou uma forma de colocar objetos em órbita ao redor da Terra.

Um objeto, ao ser lançado horizontalmente a partir de uma determinada altura, realiza um movimento curvo até cair no chão. Esse movimento é uma curva porque acompanha a curvatura da Terra. Lançando o objeto de uma determinada altura e na velocidade correta, é possível fazer com que ele acompanhe toda a curvatura da Terra e retorne ao ponto de origem do lançamento.

  1. Nessa situação o objeto mantém uma velocidade tangencial à trajetória e executa um movimento de “queda infinita” ao redor do planeta.
  2. Por que a Lua não cai na Terra? Não pare agora.
  3. Tem mais depois da publicidade 😉 A velocidade da Lua é tangencial à sua trajetória ao redor da Terra e, sendo assim, ela está em uma espécie de movimento de queda perpétuo e nunca atingirá a superfície terrestre.

O valor de sua velocidade é suficientemente grande para que ela permaneça em órbita acompanhando a curvatura da Terra. Lançando um satélite O lançamento de satélites artificiais segue esse mesmo princípio. O satélite é “empurrado” por um foguete em uma região fora da atmosfera terrestre com a velocidade exata que o permitirá executar um movimento perpétuo ao redor do planeta. Quando A Lua Em Sua Rbita Se Aproxima Do Ponto Mais PróXimo Da Terra Ela Chega Ao A velocidade do satélite é tangencial à sua trajetória A equação abaixo determina a velocidade que um satélite deve ter para conseguir manter-se em uma determinada órbita ao redor da Terra. Nessa equação, temos: V: Velocidade do satélite; G: Constante de gravitação universal (6,7 x 10 – 11 N.m 2 /Kg 2 ); M: Massa da Terra (aproximadamente 6,0 x 10 24 Kg); R: Distância do satélite ao centro da Terra. Por Joab Silas Graduado em Física

Onde a Lua fica mais próximo da Terra?

Durante o perigeu, que é o ponto mais próximo da Terra, a Lua pode estar a aproximadamente 363.300 quilômetros. Já no apogeu, que é o ponto mais distante, a distância pode aumentar para cerca de 405.500 quilômetros.

Porque a Lua não sai de perto da Terra?

A velocidade de giro da Lua ao redor da Terra mantém-na em um movimento de queda infinito ao redor do planeta, por isso, o astro nunca atinge o solo terrestre. O movimento da Lua não encontra resistência no espaço, pois ocorre no vácuo, a velocidade é mantida e nosso satélite sempre se manterá em órbita.

Quando a Lua está no apogeu?

O apogeu (ou apoastro) é o fenômeno contrário ao perigeu, ou seja, quando a Lua está no ponto mais distante da Terra.

Quando ocorre o apogeu da Lua?

Assim, durante a sua órbita de 27 dias à volta da Terra, a Lua atinge o seu apogeu e o seu perigeu.

Qual a diferença entre apogeu e perigeu?

20 de abril de 2021 A Lua quase não passa despercebida no céu noturno, principalmente quando está cheia. Por ser o único satélite natural da Terra, ela aparece em diversos registros históricos e seu ciclo lunar serve como marcador de tempo há milênios. Quando A Lua Em Sua Rbita Se Aproxima Do Ponto Mais PróXimo Da Terra Ela Chega Ao Créditos: NASA A superlua acontece quando a Lua está em sua máxima aproximação da Terra e, ao mesmo tempo, quando, em fase cheia, o lado que sempre vemos está todo iluminado pelo Sol. Mas, como assim a Lua se aproxima da Terra? Calma, ela não vai se chocar com a gente! Essa aproximação ocorre pelo formato elíptico da órbita lunar, algo como um círculo achatado. Órbita lunar em torno da Terra tem o formato de uma elipse A órbita da Lua tem dois pontos que são nomeados apogeu e perigeu, O primeiro termo se refere à posição de máxima distância em relação à Terra, enquanto o segundo corresponde à posição de máxima aproximação.

  • Durante o perigeu, a Lua está a aproximadamente 362 mil quilômetros da Terra, enquanto no apogeu a distância é de 405 mil quilômetros.
  • As distâncias máxima e mínima entre a Terra e a Lua não são exatas, pois mudam devido à influência gravitacional do Sol e de outros planetas.
  • Tal variação interfere na maneira como enxergamos a Lua daqui, já que o tamanho dos objetos que vemos muda conforme estão mais próximos ou distantes de nós (afaste seu dedo desde a ponta do seu nariz até seu braço ficar esticado para perceber).

Independentemente de onde você esteja na Terra, você sempre verá a mesma fase (e face) da Lua. Como o tamanho aparente da Lua está relacionado à posição dela em relação à Terra, pode acontecer também que o nosso satélite esteja na posição de perigeu (ou apogeu) durante as fases crescente, minguante ou nova, além da cheia. Quando A Lua Em Sua Rbita Se Aproxima Do Ponto Mais PróXimo Da Terra Ela Chega Ao À esquerda, fotografia da superlua do dia 5 de maio de 2012, à direita, da Lua apogeana de 28 de novembro de 2012. Créditos: NASA Outra diferença entre uma Lua cheia normal para a superlua está na iluminação. Isso acontece porque algumas Luas cheias perigeanas podem ser até 30% mais brilhantes do que as Luas cheias apogeanas.

  1. Algumas teorias sugerem que superluas podem causar eventos naturais dramáticos, como terremotos massivos e erupções vulcânicas.
  2. Contudo, quando comparamos com outros momentos do ciclo lunar, os desastres naturais não são mais comuns quando há Lua cheia mais próxima.
  3. A Lua influencia sim nas marés oceânicas, e a diferença de 43 mil km afeta, porém, nada significativo, apenas alguns centímetros, no máximo.

Superluas acontecem por volta de 3 ou 4 vezes ao longo do ano. Gostaria de se programar para não perder a próxima? É só consultar o calendário astronômico do Espaço do Conhecimento UFMG bem aqui, Saiba mais:

https://solarsystem.nasa.gov/news/922/what-is-a-supermoon https://moon.nasa.gov/news/132/supermoon-frequently-asked-questions https://apod.nasa.gov/apod/ap161113.html https://www.nhm.ac.uk/discover/what-is-a-supermoon.html

O que acontece se a Lua fica fora de órbita?

O giro maluco da Terra – O eixo de rotação do nosso planeta não está alinhado de maneira perfeitamente perpendicular ao plano de sua órbita ao redor do Sol. Caso isso ocorresse, por exemplo, não haveria variação de estações. O frio seria constante em regiões mais afastadas do equador.

O eixo de rotação da Terra está 23,5 graus inclinado em relação ao plano de órbita ao redor do Sol. E a “culpada” por isso se manter é a Lua. Sem ela, essa inclinação do eixo iria variar consideravelmente ao longo do tempo, o que causaria grandes variações climáticas. Isso impactaria na evolução da vida no nosso planeta, que depende de condições estáveis.

Há quem estime que, com o passar do tempo, o eixo de rotação da Terra ficaria alinhado ao plano de órbita ao redor do Sol. Se isso ocorresse, seria catastrófico, já que dias e noites teriam seis meses de duração cada e a grande diferença térmica entre esses períodos resultaria em fenômenos climáticos extremos.

Porque a Lua fica em órbita?

Porque o Sol não arranca a Lua da Terra? Explicação qualitativa A força gravitacional entre a Terra e a Lua é cerca de 2,0 x 10 20 N. Já a força gravitacional entre o Sol e a Lua é aproximadamente 4,4 x 10 20 N. Portanto Força Sol-Lua = 2,2 x Força Terra-Lua,

  1. Então porque a Lua está em órbita da Terra? Porque tanto a Terra como a Lua são atraídas pelo Sol com praticamente a mesma aceleração.
  2. A Terra e a Lua acabam se movimentando juntas e não são separadas pela força do Sol.
  3. A menos, é claro que a Terra e a Lua estivessem muito mais próximas do Sol.
  4. Neste caso a pequena diferença de aceleração entre a Terra e o Sol e a Lua e o Sol poderia separar a Lua da Terra.
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Mas para isto acontecer, a Terra e a Lua deveriam estar a 34 milhões de quilômetros do Sol, menos de 1/4 da distância atual. Explicação um pouco mais quantitativa (e bem mais longa) A Lua gira em torno da Terra em aproximadamente 27,32 dias, usando as estrelas como referência.

Este é o período sideral, o período de translação medido em um referencial inercial. Vamos imaginar um corpo em órbita da Terra, mais distante que a Lua. O período orbital será maior que os 27,32 dias da Lua. Aumentando a distância do corpo à Terra chegaremos em um momento onde o período de translação do corpo ao redor da Terra será igual ao período orbital da Terra ao redor do Sol, um ano.

Nesta situação, o corpo estará efetivamente girando apenas em torno do Sol e não mais da Terra. O ponto que gira em torno do Sol com a mesma velocidade angular da Terra, $\omega_ $, é chamado L2 na figura acima. Sua distância da Terra é $r_ $. No caso da Terra temos, usando a aceleração centrípeta e a aceleração gravitacional: $$a_c = a_g \quad \Rightarrow \quad \frac } = G \frac } ^2} \,,$$ onde $M_ $ é a massa do Sol.

Usando a velocidade angular, $\omega_ = v/r_ $ podemos eliminar a velocidade e escrever: $$ r_ \omega_ ^2 = G \frac } ^2} \quad \Rightarrow \quad \omega_T^2 = G \frac } ^3} \,,$$ Para um corpo em L2, devemos levar em conta a atração gravitacional do Sol e da Terra. Assim, temos: $$(r_ + r_ ) \omega_ ^2 = G \frac } + r_ )^2} + G \frac } ^2} \quad \Rightarrow \quad \omega_ ^2 = G \left\,,

$$ O ponto L2 se encontra onde $\omega_ = \omega_ $. Igualando as expressãoes acima temos: $$ \frac } ^3} = \left\,,$$ Para simplificar a notação, introduzimos $x \equiv r_ / r_ $ e com alguma álgebra podemos escrever: $$\frac = \frac } } \,,$$ Esta é uma equação de 5° grau, sem solução analítica.

Mas, se $x \ll 1$ (o que é o caso da Terra e do Sol) podemos usar a expansão em série: $$\frac \simeq 3x^3 – 3x^4 + 4 x^5 – 5 x^6 \ldots $$ Usando apenas o primeiro termo, obtemos finalmente: $$3 x^3 = 3 \left(\frac } }\right)^3 \simeq \frac } } \quad \Rightarrow \quad \fbox \simeq r_ \left( \frac } } \right)^ \!$}, ~~ \mbox ~~ M_ \ll M_ \,,$$ O raio $r_\rm H$ define a chama esfera de Hill, em homenagem a George W.

Hill (1838–1914) que estudou este problema na segunda metade do século 19. Nesta análise, há várias aproximações, por exemplo, consideramos apenas órbitas circulares e coplanares, e não levamos em conta a ação gravitacional perturbadora dos outros planetas.

  • Mesmo assim, a esfera de Hill é um bom parâmetro para avaliarmos se um corpo pode ou não estar em órbita de um planeta.
  • No caso da Terra, $r_ \simeq\,$0,01 UA, isto é, cerca de 1,5 milhão de km.
  • A Lua está a aproximadamente 384,4 mil km da Terra, portanto $r_ \simeq r_ /4$.
  • Em outras palavras, a Lua está confortavelmente dentro da esfera de influência gravitacional da Terra e podemos dizer que, sim, a Lua está em órbita da Terra.

A fórmula de $r_ $ vale para qualquer planeta do Sistema Solar, basta substituir $M_ $ e $r_ $ pela massa e distância do planeta ao Sol. Por exemplo, para Júpiter $r_ \simeq\,$0,51 UA ou 77 milhão de km. A propósito, L2 é um dos 5 pontos de Lagrange. O ponto L1 está localizado à mesma distância $r_ $ da Terra mas na direção do Sol.

O que acontece se a Lua mudar de órbita?

NASA diz que uma mudança na órbita da lua tornará as inundações da Terra piores Quando A Lua Em Sua Rbita Se Aproxima Do Ponto Mais PróXimo Da Terra Ela Chega Ao Esta oscilação lunar é um ciclo natural. A órbita da Lua cria períodos de marés mais altas e mais baixas de acordo com um ritmo de cerca de 18,6 anos. (Crédito: Reprodução/Unsplash)

A partir da próxima década as “oscilações” na órbita da Lua, somado o aquecimento global, tornarão as inundações costeiras aqui na Terra muito piores, segundo os cientistas.Quando a oscilação iniciar, as cidades costeiras podem repentinamente começar a inundar três ou quatro vezes mais do que agora, de acordo com uma pesquisa da NASA e da Universidade do Havaí. No estudo, os cientistas previram que a oscilação lunar causaria grupos crescentes de inundações que afetariam muito a vida e danificariam a infraestrutura em cidades costeiras que se aclimataram a inundações mais brandas e menos frequentes.

Esta oscilação lunar é um ciclo completamente natural que já se arrasta por eras e continuará a acontecer por muito tempo depois de nossa partida. A órbita da Lua cria períodos de marés mais altas e mais baixas de acordo com um ritmo de cerca de 18,6 anos.

  • O que o torna perigoso desta vez é o fato de que o nível do mar está subindo graças aos efeitos das mudanças climáticas e das emissões descontroladas de gases de efeito estufa.
  • Portanto, quando o próximo período de amplificação das marés começar no início de 2030, as enchentes resultantes provavelmente serão piores, mais constantes e mais perigosas do que nunca.

“Um efeito cumulativo ao longo do tempo terá um impacto”, disse o pesquisador da Universidade do Havaí e principal autor do estudo, Phil Thompson, em um comunicado à imprensa. “Se inundasse 10 ou 15 vezes por mês, a empresa não conseguiria continuar operando com um estacionamento subaquático.

Como se chama quando a Lua está perto da Terra?

O ponto mais próximo que a lua chega da Terra em cada volta é chamado perigeu. Em média, nesse momento a lua fica a 362 mil quilômetros do planeta. Já o ponto mais distante que a lua fica da Terra, a cada volta, é chamado apogeu. Em média, nesse momento o satélite natural está a 405 mil quilômetros da Terra.

Quanto tempo dura o perigeu da Lua?

Os intervalos de tempo entre as sucessivas fases principais da Lua (Nova, Quarto Crescente, Cheia e Quarto Minguante) não são idênticos e apresentam pronunciadas variações ao longo do tempo. Neste trabalho é elaborada uma explicação qualitativa para essas “anomalias”.

  1. É também apresentado um conjunto de equações que permite o cálculo do momento em que cada fase principal ocorre.
  2. As equações foram geradas a partir de tabelas de lunações por procedimentos de regressão não-linear; com elas é possível se estimar os momentos das fases principais com um erro padrão (desvio padrão da estimativa) de 20 min.

As tabelas de lunações foram obtidas junto ao Observatório Nacional do Brasil e se referem ao período de 1940 a 2020. The time intervals within each main phase of the Moon (new moon, first-quarter, full-moon and last-quarter) are not identical. In fact they happen to vary pronouncedly on time.

  1. A qualitative explanation for these “anomalies” is outlined at the beginnig of this text.
  2. Additionally the problem is solved using a set of equations worked out by non-linear regression procedures.
  3. The equations allow to calculate date and hour of a main phase occurence within a standard error of 20 min.

The data were extracted from lunation-tables obtained at Observatório Nacional do Brasil for the period of 1940 – 2020. As Variações dos Intervalos de Tempo entre as Fases Principais da Lua The variations within main phases of the Moon time intervals Fernando Lang da Silveira Instituto de Física, Universidade Federal do Rio Grande do Sul Caixa Postal 15051, 91501-970, Porto Alegre, RS, Brasil Endereço eletrônico: [email protected] Recebido em 16 de Agosto de 2001.

  • Aceito em 01 de Outubro 2001.
  • Os intervalos de tempo entre as sucessivas fases principais da Lua (Nova, Quarto Crescente, Cheia e Quarto Minguante) não são idênticos e apresentam pronunciadas variações ao longo do tempo.
  • Neste trabalho é elaborada uma explicação qualitativa para essas “anomalias”.
  • É também apresentado um conjunto de equações que permite o cálculo do momento em que cada fase principal ocorre.

As equações foram geradas a partir de tabelas de lunações por procedimentos de regressão não-linear; com elas é possível se estimar os momentos das fases principais com um erro padrão (desvio padrão da estimativa) de 20 min. As tabelas de lunações foram obtidas junto ao Observatório Nacional do Brasil e se referem ao período de 1940 a 2020.

The time intervals within each main phase of the Moon (new moon, first-quarter, full-moon and last-quarter) are not identical. In fact they happen to vary pronouncedly on time. A qualitative explanation for these “anomalies” is outlined at the beginnig of this text. Additionally the problem is solved using a set of equations worked out by non-linear regression procedures.

The equations allow to calculate date and hour of a main phase occurence within a standard error of 20 min. The data were extracted from lunation-tables obtained at Observatório Nacional do Brasil for the period of 1940 – 2020. I Introdução As quatro principais fases da Lua (Nova, Quarto Crescente, Cheia e Quarto Minguante) ocorrem nessa ordem durante um mês sinódico ou lunação, cuja duração é de aproximadamente 29,5 dias.

  1. Então, poder-se-ia pensar que o intervalo de tempo entre duas fases consecutivas da Lua é um quarto de 29,5 dias.
  2. Contudo, a consulta a um calendário com as datas das fases principais da Lua revela que tal idéia seria errada.
  3. O número de dias entre fases consecutivas é em sua maioria 7 ou 8, mas também ocorrem intervalos de até 9 dias ou de apenas 6 dias.

Por exemplo, em 5 de junho de 2001 ocorre uma Cheia que é seguida 9 dias depois (14 de junho de 2001) pela Quarto Minguante; em 12 de agosto de 2001 acontece uma Quarto Minguante que é sucedida após 6 dias (18 de agosto) pela Nova. Entre 2000 e 2002 ocorrem, entre as fases principais sucessivas, apenas 5 intervalos de 6 dias e 4 de 9 dias.

  • Dos restantes 90 intervalos, 55 são de 7 dias e 35 são de 8 dias.
  • Se fizermos um levantamento do número de dias entre as fases principais consecutivas durante um grande período de tempo (entre 1940 e 2020), verificaremos que 48,0% desses intervalos são de 7 dias, 40,9% são de 8 dias, somente 8,3% são de 6 dias e apenas 2,8% são de 9 dias.

A Fig.(1) mostra, em dias inteiros, o tempo que, entre 2000 e 2002, separa cada fase principal da Lua da fase seguinte. Observa-se na Fig.(1) que para uma específica fase principal, por exemplo Nova, o tempo para a fase que lhe sucede é variável (6, 7, 8 ou 9 dias).

A explicação para a existência das diferentes fases da Lua já era conhecida desde a Antiguidade. Aristóteles (384 – 322 A.C.), em sua obra Analítica Posterior, já destacava que a Lua não possui luz própria e que a sua face brilhante é a face voltada para o Sol (Losee, 1993). Como a Lua gira em torno da Terra, sua aparência para um observador terrestre dependerá da posição relativa Sol -Lua-Terra.

II Uma explicação para as fases da Lua Na Fig.(2) é apresentado um típico diagrama utilizado para explicar as fases da Lua, representando-a em movimento de translação circular uniforme em torno da Terra; a parte da Terra que ali aparece é o hemisfério norte 1 1 Na verdade o eixo de rotação da Terra está inclinado cerca de 66,5 o em relação ao plano de sua órbita em torno do Sol ( eclíptica).

Desta forma, a região da Terra vista na figura é em sua maior parte o hemisfério norte, mas também aparece uma pequena parcela do hemisfério sul., que gira no sentido anti-horário (mesmo sentido da translação da Lua em torno da Terra). O Sol, muito distante, ilumina a região do sistema Terra-Lua com raios luminosos praticamente paralelos entre si, mas não exatamente paralelos ao plano da órbita da Lua.

O plano da órbita da Lua em torno da Terra se inclina aproximadamente 5 graus em relação ao plano da órbita da Terra em torno do Sol (eclíptica), conforme representa a Fig.(3) (para que esse ângulo possa ser representado, a figura o exagera). Caso esses dois planos coincidissem, a cada Nova ocorreria um eclipse do Sol e a cada Cheia ocorreria um eclipse da Lua.

  • Os eclipses somente são possíveis quando a Lua, na fase Nova ou Cheia, estiver próxima a um dos dois pontos de interseção da sua órbita com o plano da eclíptica (esses pontos são denominados nodos ); a cada ano ocorrem no mí nimo dois e no máximo sete eclipses(Mourão,1993).
  • A Fig.(4 ) explicita melhor as posições relativas Sol-Lua-Terra em cada uma das quatro fases principais.

É importante destacar que, nas figuras deste trabalho, os diâmetros dos três corpos, bem como as distâncias entre seus centros, não estão representados em escala. Uma Nova ou Cheia ocorre quando, ignorando-se o fato de que o plano da órbita lunar não coincide com a eclíptica, os três corpos estão alinhados.

A fase será Quarto Crescente ou Quarto Minguante quando o ângulo Sol-Lua-Terra for 90 °, Cada posição relativa está associada a uma específica posição da Lua em sua órbita. O horário em que ocorre uma fase principal é muito bem conhecido e pode ser encontrado em uma tabela de lunações 2 2 Uma tabela de lunações, para um determinado ano, fornece, para qualquer das fases principais da Lua, a data do evento (mês e dia) e o horário com precisão de minuto.

O cálculo de tais tabelas não é simples, pois a órbita da Lua é irregular. Tais irregularidades ocorrem devido às influências do Sol e dos planetas, à não esfericidade da Terra e aos efeitos de maré (cálculos precisos da órbita da Lua envolvem mais de uma centena de termos).

Neste trabalho utilizamos tabelas de lunações geradas pelo Observatório Nacional do Brasil. (essas tabelas adotam precisão de minuto; já a maioria dos calendários comuns assinalam apenas o dia em que ocorre uma fase principal). Uma consulta à tabela para 2002, produzida pelo Observatório Nacional, revela que a primeira Lua Nova de 2002 será em 13 de janeiro, às 10 h 29 min pelo horário normal de Brasí lia.

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A Fig.(5) constitui-se em uma representação mais precisa dos intervalos de tempo que separam uma fase principal da subseqüente. Percebe-se que esses intervalos variam entre aproximadamente 6,5 dias e 8,3 dias; em média transcorrem 7,38 dias entre uma fase principal e a subseqüente.

O modelo adotado na Fig.(2) não consegue explicar as variações do intervalo de tempo entre duas fases principais consecutivas; da representação feita naquela figura decorre que o intervalo de tempo entre duas fases principais consecutivas deveria ser sempre o mesmo, já que a Lua se encontra em movimento circular uniforme em torno da Terra.

No presente trabalho pretende-se descrever com mais precisão o movimento da Lua, possibilitando assim uma explicação qualitativa para a irregularidade dos intervalos de tempo entre as fases principais. No final serão apresentadas algumas equações que auxiliam a efetuar o cálculo do momento em que cada uma das quatro fases ocorrem.

Todos os dados sobre os momentos em que ocorrem as fases principais da Lua foram retirados de tabelas de lunações de 1940 a 2020, produzidas pelo Observatório Nacional 3 3 O leitor interessado poderá facilmente obter tabelas de lunações (e outras tantas informações astrônomicas) acessando o endereço eletrônico do Observatório Nacional ( www.on.br ).

Existem inúmeros outros “sites” de Astronomia que podem ser consultados, entre eles, www.usno.navy.mil, www.if.ufrgs.br/ast, III Aprimorando a explicação: a órbita do sistema Terra-Lua em torno do Sol e a órbita da Lua em torno da Terra são elípticas A primeira correção importante no modelo apresentado na Fig.(2) é que a distância Terra-Lua é variável, sendo a órbita lunar em relação à Terra aproximadamente elíptica 4 4 Caso o sistema Terra-Lua consistisse de dois corpos com distribuição de massa esférica e não interagisse com qualquer outro corpo (Sol, planetas e demais constituintes do sistema solar), o movimento relativo Terra-Lua seria exatamente elíptico, sempre com o mesmo período.

A excentricidade da órbita lunar não é desprezível; a distância média entre o centro da Terra e o centro da Lua é 384.000 km (60,3 raios terrestres), variando entre 356.800 km (56,0 raios terrestres) no perigeu e 406.400 km (63,8 raios terrestres) no apogeu (Oliveira Filho e Saraiva, 1997). O período sideral da Lua (intervalo de tempo em que a Lua descreve uma volta em torno da Terra no sistema de referência das estrelas fixas) é aproximadamente 27,32 dias 5 5 Mais precisamente, o período sideral da Lua é em média 27,32166 dias, variando em até 7 horas devido às perturbações que o sistema Terra-Lua sofre (Payne-Gaposchkin e Haramundanis; 1970).

O tempo entre duas fases iguais consecutivas (por exemplo, duas Novas consecutivas), denominado de período sinódico da Lua, é aproximadamente 29,53 dias. Para se compreender a diferença entre esses dois períodos, deve-se ter em conta que enquanto a Lua descreve uma volta em torno da Terra, o centro de massa do sistema Terra-Lua 6 6 A massa da Lua é aproximadamente 1/81 da massa da Terra.

  1. O centro de massa do sistema Terra-Lua situa-se na linha que une o centro dos dois corpos, em média a 0,74 raios terrestres do centro da Terra.
  2. Assim sendo, o centro de massa do sistema encontra-se dentro da Terra.
  3. Se translada em torno do Sol em uma órbita aproximadamente circular 7 7 A excentricidade da órbita do sistema Terra- Lua em torno do Sol é 0,017; ao periélio corresponde uma distância de 147,1 x 10 6 km e ao afélio 152,1 x 10 6 km.

A excentricidade da órbita da Lua em torno da Terra é 0,055, portanto cerca de três vezes a do sistema Terra-Lua em torno do Sol. A Fig.(6) representa essa situação (as dimensões dos três corpos, as distâncias entre os seus centros e a excentricidade da órbita da Lua não estão em escala; a distância média Terra-Sol é cerca de 394 vezes a distância média Terra-Lua).

  1. A Fig.(6) nos ajuda a perceber que, após transcorrer um mês sinódico, isto é, no período entre duas Novas consecutivas, a Lua se translada mais do que uma volta completa em torno da Terra; assim, o período sinódico da Lua acaba sendo maior do que o seu período sideral.
  2. Devido à excentricidade da órbita do sistema Terra-Lua em torno do Sol e da órbita da Lua em torno da Terra, as velocidades angulares desses dois movimentos são variáveis 8 8 A Mecânica Newtoniana (conservação da quantidade de movimento angular) permite demonstrar que quando diminui o raio da órbita, aumenta a velocidade angular.

Como a duração do mês sinódico depende das duas velocidades angulares, o período sinódico da Lua não poderia ser constante. A Fig.(7) mostra como a duração do mês sinódico (de Nova a Nova) varia entre 1984 e 2006. O período sinódico da Lua é em média 29,53 dias, variando entre 29,3 e 29,8 dias.

  1. As causas dessas variações, além das já referidas acima, são diversas (mais adiante retomaremos essa questão).
  2. A excentricidade da órbita da Lua em torno da Terra também é responsável por variações no intervalo de tempo que separa duas fases principais consecutivas.
  3. Na Fig.(8) é possível perceber que em um dado mês lunar, os comprimentos das trajetórias entre as fases principais consecutivas não são iguais 9 9 Por simplicidade, na Fig.(8), não está sendo considerada a translação do sistema Terra? Lua durante o mês sinódico.

Esta translação determina que o deslocamento angular da Lua em relação à Terra entre duas fases principais consecutivas seja maior do que 90 ° (aproximadamente 97 ° ). ; também a Fig.(8) indica que em meses diversos, o comprimento da trajetória entre as mesmas duas fases principais consecutivas (por exemplo, entre Nova e Quarto Crescente) é diferente.

Assim, os intervalos de tempo associados às passagens entre as fases principais (que dependem não apenas do comprimento das trajetórias mas também da velocidade linear 10 10 A velocidade linear da Lua em relação à Terra é máxima no perigeu e mínima no apogeu, variando de um ponto para outro da trajetória.

em cada ponto da trajetória), não são iguais ao longo do mesmo mês lunar, variando também de um mês para outro (vide os gráficos das Figs.(1) e (5) ). IV Perturbações sofridas pelo sistema Terra-Lua O movimento da Lua em relação à Terra depende preponderantemente da interação gravitacional entre esses dois corpos.

Entretanto, tal movimento sofre perturbações devidas às ações gravitacionais dos demais corpos do sistema solar. As perturbações mais importantes são aquelas produzidas pelo Sol porque o campo gravitacional do Sol sobre o sistema Terra-Lua não é uniforme. Conforme Silveira e Axt (p.232-233, 2000): O campo gravitacional externo ao sistema Terra-Lua, produzido pelo Sol, não é rigorosamente uniforme pois as dimensões do sistema não são desprezíveis frente à distância que o separa do Sol.

Na Terra, cujo raio é cerca de sessenta vezes menor do que a distância Terra-Lua, uma manifestação da não-uniformidade do campo gravitacional do Sol ocorre nos efeitos de maré observados nos oceanos: o Sol, que atrai a Terra com uma força cerca de 200 vezes a força de atração da Lua, contribui para os efeitos de maré com forças de maré que perfazem 46% das forças de maré lunares (Marion e Thornton, 1995).

As variações do campo gravitacional produzido sobre o sistema pelo Sol afetam o movimento relativo Lua-Terra, determinando pequenas perturbações na trajetória da Lua. Caso o campo gravitacional externo ao sistema Terra-Lua fosse uniforme, o movimento relativo Lua-Terra dependeria apenas da atração gravitacional mútua entre o planeta e o seu satélite; como não o é, esse movimento depende também do campo externo.

De fato, a não-uniformidade do campo gravitacional externo não se deve apenas ao Sol; os demais planetas do sistema solar também contribuem, produzindo outras tantas pequenas perturbações no movimento relativo Lua-Terra. Segundo as autoras Payne-Gaposchkin e Haramundanis (p.169, 1970) “o movimento da Lua pode ser decomposto em aproximadamente 150 termos periódicos principais ao longo da eclíptica, e outros tantos na direção perpendicular a ela”.

  • Elas enumeram as 8 perturbações mais importantes sofridas pelo sistema Terra-Lua, sendo algumas delas conhecidas anteriormente a Newton (século XVII), até mesmo na Antiguidade.
  • Em conseqüência das perturbações, o movimento da Lua relativamente à Terra é irregular; a duração do mês sinódico, bem como os intervalos de tempo entre as fases principais consecutivas, são afetados por tais irregularidades.

Para a análise que será apresentada nas seções 5 e 6, é importante destacar três das 8 perturbações principais: a variação, a equação anual e a rotação da linha de apside, Segundo Payne-Gaposchkin e Haramundanis (p.168, 1970): A variação é um efeito que faz com que a Nova e a Cheia ocorram mais cedo, e a Quarto Crescente e a Quarto Minguante mais tarde no ciclo.

  • A equação anual é um resultado da mudança da força perturbadora do Sol quando a Terra viaja em sua órbita elíptica, e a distância que a separa do Sol se modifica.
  • A variação e a equação anual foram observadas pela primeira vez por Tycho Brahe por volta de 1600.
  • A linha de apside é a linha que passa pelos pontos de máxima aproximação da Lua em relação à Terra (perigeu) e máximo afastamento de Lua em relação à Terra (apogeu) ; ou seja, a linha de apside constitui-se no semi-eixo maior da elipse que representa a órbita da Lua em relação ao centro de massa do sistema Terra-Lua.

O centro de massa do sistema Terra-Lua, que está em um dos focos dessa elipse, translada-se em torno do Sol em uma órbita aproximadamente circular (vide as Figs. (6) e (8) ). Concomitante com esse movimento, a elipse gira lentamente (o que não está representado nas Figs.

Figs. (6) e (8) ); essa rotação perfaz um ângulo de aproximadamente 40 ° por ano, de tal forma que em aproximadamente 9 anos ocorre uma rotação completa da linha de apside, As Figs. (9(a)) e (9(b)), que ajudam a imaginar o sistema Terra-Lua em dois momentos separados de um ano, representam tal rotação (novamente é importante destacar que as dimensões dos três corpos e as distâncias entre eles não estão em escala; também a excentricidade da órbita da Lua está exagerada); a Fig.(9(b) ) apresenta o ângulo rotado em um ano, isto é, o ângulo entre a linha de apside (linha que passa por A e P) nessa figura com a linha de apside representada na Fig.(9(a) ), um ano antes.

A Fig.(9(b)) também apresenta o tempo para que a linha de apside volte a coincidir em orientação com a linha Terra-Sol (direção de onde vem a luz solar); esse tempo é aproximadamente 1,13 ano ou 13,9 meses sinódicos, a contar do instante t = 0 registrado na Fig.(9(a) ).

  1. V Equação para calcular a duração do mês sinódico A partir das tabelas de lunações de 1940 a 2020, foram calculados 1001 intervalos de tempo que separam as Luas Novas consecutivas.
  2. Cada intervalo de tempo constitui-se em um período sinódico da Lua; a Fig.(7) mostra como esse período se comporta entre 1984 e o final de 2005.

Cada mês lunar recebeu um número de ordem (número da lunação ), iniciando em 1923. Por exemplo, se consultarmos uma tabela de lunações para 2000, veremos que ela inicia em 6 de janeiro, com a Nova da lunação 953, indo até 25 de dezembro, com a Nova da lunação 965.

A Fig.(10) é idêntica à Fig.(7), exceto que, ao invés da data em anos, apresenta o número da lunação. Com auxílio do pacote estatístico SPSS – Versão 10.0, foi implementada uma regressão não-linear com o objetivo de se encontrar uma equação que permitisse estimar o período sinódico da Lua em função do número N da lunação,

A equação obtida é a seguinte: Nessa equação todos os números expressos com frações decimais são parâmetros obtidos no procedimento de regressão não-linear, A unidade de medida do período sinódico é dia; portanto, as amplitudes das duas funções periódicas e do termo independente da equação são, respectivamente, 0,0866 dia, 0,1817 dia e 29,5306 dias.

  1. O erro de cada parâmetro (desvio padrão de cada parâmetro) afeta apenas o último algarismo significativo do respectivo parâmetro.
  2. O erro padrão da estimativa (desvio padrão da estimativa) do período é 0,013 dia (19 minutos); os valores extremos do erro da estimativa 11 11 O erro da estimativa ou resíduo é a diferença entre o valor do período predito pela equação de regressão e o valor obtido das tabelas de lunações.

nos 1001 períodos sinódicos utilizados no presente estudo ( períodos sinódicos entre 1940 e 2020) são -0,031 dia (-45 minutos) e +0,032 dia (+46 minutos). A Fig.(11) mostra em linha contínua o período sinódico da Lua estimado pela Eq.(1); os pontos são os valores do período sinódico obtido das tabelas de lunações entre 1984 ( lunação 755) e o 2006 ( lunação 1026).

Observa-se que a curva não passa exatamente pelos pontos que representam o período sinódico pois, como referido no parágrafo anterior, a estimativa do período possui erro. O termo independente da Eq.(1) (29,5306 dias) constitui-se no período sinódico médio da Lua. O período da primeira função periódica na Eq.(1) é 12,3689 lunações ; como uma lunação dura em média 29,5306 dias, pode-se facilmente calculá-lo em dias: 12,3689 × 29,5306 = 365,261 dias.

Esta é a duração do ano e, portanto, a primeira função periódica está relacionada com a perturbação denominada equação anual (vide seção 4). O período da segunda função periódica é 13,9444 lunações ou 1,12738 ano; esse período, conforme o último parágrafo da seção anterior, está relacionado com a perturbação denominada rotação da linha de apside.

VI Equações para prever as quatro fases principais da Lua Novamente, com auxílio do pacote estatístico SPSS – Versão 10.0, foi implementada a regressão não-linear com o objetivo de se encontrar equações que permitissem estimar os momentos em que ocorrem cada uma das quatro fases principais da Lua desde 1940 até 2020 inclusive (um total de 4008 fases principais).

As equações obtidas são as seguintes 12 12 Os números expressos com frações decimais nas Eqs. (2) a (5) são os parâmetros obtidos através do procedimento de regressão não-linear. Definindo-se o número N da lunação, as Eqs. (2), (3), (4) e (5), permitem que se calcule um intervalo de tempo em dias que deverá ser adicionado à zero hora (horário normal de Brasília) do dia 01/01/2000 ( N 0 = 953). O resultado dessa adição estima o momento da fase principal na lunação N,

Por exemplo, se especificarmos N = 980, na Eq.(4) encontraremos t Cheia = 817,6524 dias. Adicionando esse intervalo de tempo à zero hora de 01/01/2000 encontra-se 15 horas e 39 min (horário normal de Brasília) do dia 28/03/2002. Se consultarmos a tabela de lunações do Observatório Nacional para 2002, veremos que a Cheia da lunação 980 ocorre em 28/03/2002, às 15 horas e 25 min (portanto, nesse caso estamos estimando o momento da Cheia com erro de apenas 14 min).

O erro de cada parâmetro nas Eqs. (2) a (5) (desvio padrão de cada parâmetro) afeta apenas o último algarismo significativo do respectivo parâmetro. O erro padrão da estimativa (desvio padrão da estimativa) do intervalo de tempo para cada fase principal é 0,014 dia (20 minutos); os valores extremos do erro da estimativa nos 4008 intervalos de tempo para as fases principais utilizados neste estudo são -0,037 dia (-53 minutos) e +0,035 dia (+50 minutos).

  1. A Fig.(12) é um histograma do erro da estimativa (ou resíduo ) com uma curva normal ou gaussiana ajustada; pode-se observar que a distribuição do erro é aproximadamente gaussiana,
  2. Uma análise do erro da estimativa ao longo do tempo (1940 a 2020) mostrou não ser possí vel rejeitar a hipótese de homocedatiscidade ; ou seja, o erro da estimativa é homogêneo no tempo.
See also:  O Que Quando?

Utilizando-se as Eqs. (2) a (5) para determinar apenas o dia em que ocorre cada uma das 4008 fases principais deste estudo (isto é, não sendo relevantes os horários dos eventos), verificou-se um acerto de 3953 fases (98,63%); em 24 fases (0,60%) o erro foi de +1 dia e em 31 fases (0,77%) o erro foi de -1 dia.

  • Da mesma forma como na Eq.(1), as perturbações denominadas equação anual e rotação da linha de apside são reconhecidas nas Eqs.
  • 2) a (5).
  • Adicionalmente, percebe-se que as amplitudes do segundo termo periódico para as Eqs.
  • 2) e (4) são menores do que as das Eqs.(3) e (5); isto é interpretado como decorrente da perturbação denominada variação.

VII Conclusão Neste trabalho aprimoramos a explicação para a ocorrência das fases da Lua em relação à usualmente encontrada em textos introdutórios de Astronomia. Apresentamos qualitativamente as razões mais importantes para a variação no intervalo de tempo que separa duas fases principais consecutivas 13 1 3 Para maiores detalhes sobre os conceitos astronômicos relevantes ao problema da determinação das fases da Lua pode-se consultar Explanatory Supplement to the Astronomical Ephemeris and the American Ephemeris and Nautical Almanac (1977) ou Smart (1979).

  1. O cálculo do momento de uma fase principal da Lua, com a precisão encontrada nas tabelas de lunações do Observatório Nacional, necessita mais de uma centena termos.
  2. Utilizando procedimentos de regressão não-linear, encontramos equações que permitem estimar o momento de cada uma das quatro fases principais da Lua, no período de 1940 a 2020, com erro padrão de 20 minutos.

Agradecimentos Aos professores Rolando Axt, Maria Cristina Varriale, João Batista Harres, Kepler Oliveira Filho e Maria de Fátima Saraiva agradeço a leitura crítica deste trabalho e as sugestões valiosas para o seu aprimoramento.

Por que a Lua é azul?

A Lua muda de cor na Lua Azul? – A resposta curta é não, ou seja, nosso satélite natural se mantém com a cor acinzentada mesmo durante a Lua azul. A cor que a Lua parece ter em nossa perspectiva muda somente em algumas situações, como um eclipse lunar total.

Durante o auge do fenômeno, a Lua recebe a luz solar que atravessou a atmosfera terrestre. As moléculas dos elementos na atmosfera filtram alguns comprimentos de onda da luz, fazendo com que o disco lunar pareça ter cores avermelhadas. Continua após a publicidade Os eclipses lunares ocorrem somente durante as fases lunares cheias, e a Lua azul é, de fato, um tipo de Lua cheia.

Isso significa que, embora seja raro, é possível que uma Lua azul fique com cor avermelhada. Entretanto, isso não quer dizer que é impossível a Lua parecer ter cor azulada em algum momento. Por exemplo, erupções vulcânicas e outros fenômenos podem liberar partículas na atmosfera, que dispersam a luz vermelha.

Onde ocorre o perigeu da Lua?

O ponto mais próximo da Terra que a lua atinge em seu percurso é chamado de perigeu, e, em média, fica a 362 mil quilômetros de distância. Já o ponto mais distante é denominado apogeu, e, em média, situa-se a 405 mil quilômetros de distância.

Onde é o perigeu?

OBSERVATÓRIO ASTRONÓMICO DE SANTANA – AÇORES O OASA, como Centro de Ciência, centra a sua atividade na divulgação científica de temáticas relacionadas com a Astronomia e com o conhecimento do Universo. Quando A Lua Em Sua Rbita Se Aproxima Do Ponto Mais PróXimo Da Terra Ela Chega Ao Esta é uma atividade muito simples que pode ser feita em casa com o auxílio de uma câmera fotográfica, em duas observações em datas diferentes. Neste mês de abril as duas observações devem ocorrer nos dias 14 e 27 de abril, datas em que ocorre o perigeu e o apogeu da Lua.

Provavelmente já saberá que a Lua não orbita a Terra num círculo perfeito, mas numa elipse. Isto implica que, durante a sua órbita, a Lua terá um ponto mais próximo e outro mais afastado da Terra. Este ponto mais afastado tem o nome de apogeu (em que a Lua fica a cerca de 405 500 km da Terra), enquanto que o ponto mais próximo tem o nome de perigeu (ficando a uma distância média de apenas 363 300 km da Terra).

Assim, durante a sua órbita de 27 dias à volta da Terra, a Lua atinge o seu apogeu e o seu perigeu. Mas será que esta diferença de distância entre o perigeu e o apogeu é percetível no diâmetro aparente da Lua quando a vemos no céu? É isto que este desafio pretende e não há melhor altura para fazer tais medidas que numa Super Lua.1. O perigeu da Lua acontece no dia 14 de abril, quando esta está praticamente cheia, pelo que deve tirar uma fotografia à Lua, com zoom ótico máximo e com a imagem corretamente focada (ou até com a ajuda de um telescópio), pouco depois do por do Sol; 2.

  1. Já o apogeu acontece no dia 27 de abril, praticamente quase na Lua nova (o que pode dificultar a captura da imagem), e deve tirar a imagem à Lua mesmo antes do Sol nascer, com zoom ótico máximo e com a imagem corretamente focada (ou até com a ajuda de um telescópio), pouco depois do por do Sol; 3.
  2. As fotografias devem ser tiradas com o Zoom ótico máximo, com a imagem corretamente focada e com cuidado para não sobre-expor; 4.

Se não conseguir tirar as imagens nos dias exatos, é possível capturar as imagens ou no dia antes ou no dia depois do perigeu ou do apogeu; 5. Compare as duas imagens no computador lado a lado, ou empilhando-as, e veja se consegue medir o quanto maior é o diâmetro aparente da Lua no perigeu em comparação com o apogeu.6.

Quer confirmar? Ou simplesmente mostrar o trabalho? Envie-nos as images ou publique na nossa página do facebook ! Nota: É possível fazer esta atividade em qualquer altura do ano, desde que escolha duas datas, no mesmo ciclo, em que a Lua atinge o perigeu e o apogeu. Para saber quais as datas em que a Lua A Lua cheia pode acontecer a qualquer momento desta órbita elíptica, mas quando a Lua fica cheia perto do perigeu lunar (ponto mais próximo da Terra), damos o nome Super Lua.

Este ano de 2021 conta com 2 super Luas (27 de abril e 26 de maio) sendo que a de 26 de maio, às 21h14, será a mais interessante. Sem meio de comparação não será óbvio a qualquer observador percecionar as diferenças de tamanho e de brilho que ocorrem na Lua neste fenómeno, mas é, neste caso, uma excelente oportunidade para mais facilmente fazermos este desafio e tentar observar a diferença de tamanhos aparentes da Lua no seu apogeu e no seu perigeu. Quando A Lua Em Sua Rbita Se Aproxima Do Ponto Mais PróXimo Da Terra Ela Chega Ao

Qual é a Lua mais rara do mundo?

Resumo sobre a Lua azul –

Lua azul é um fenômeno astronômico caracterizado pela ocorrência de uma segunda Lua cheia em um mês. Existe, também, a Lua azul sazonal, nome dado à terceira Lua cheia de uma estação. A ocorrência de uma Lua azul varia entre dois e três anos. Seu acontecimento está diretamente relacionado ao tempo de duração do ciclo lunar, de 29,5 dias. Apesar do nome, a Lua azul não dispõe de coloração azulada. Somente em casos raros, como de grandes erupções vulcânicas, é que percebemos a Lua com uma coloração diferente. A Lua azul de 2023 foi, também, uma superlua. Ela pôde ser observada nos céus de todo o mundo no dia 30 de agosto. Esse fenômeno apresenta um forte significado religioso e místico.

Por que a Lua não pode chegar perto da Terra?

Por que a Lua não cai na Terra? – Brasil Escola Por que a Lua não cai na Terra? Isso não ocorre graças à alta velocidade de translação da Lua e porque essa velocidade é tangencial à trajetória. Quando A Lua Em Sua Rbita Se Aproxima Do Ponto Mais PróXimo Da Terra Ela Chega Ao A Lua orbita a Terra com uma velocidade tangencial à trajetória de aproximadamente 3700 km/h, o que a mantém em órbita A é o satélite natural da Terra, possui um diâmetro equatorial de aproximadamente 3500 km, massa de 7,5 x 10 22 Kg e velocidade de translação de 3700 km/h.

  • Você já pensou por que a Lua não cai na Terra, sendo ela um corpo tão grande e massivo? A foi uma das importantes contribuições de,
  • Ela nos mostra que corpos massivos têm a capacidade de se atraírem por uma força mútua denominada de força gravitacional.
  • Sendo assim, podemos concluir que a Terra atrai a Lua e a Lua atrai a Terra com uma determinada força, mas o satélite natural jamais cai na superfície da Terra.

A ideia de Newton Newton idealizou uma forma de colocar objetos em órbita ao redor da Terra. Um objeto, ao ser lançado horizontalmente a partir de uma determinada altura, realiza um movimento curvo até cair no chão. Esse movimento é uma curva porque acompanha a curvatura da Terra.

  1. Lançando o objeto de uma determinada altura e na velocidade correta, é possível fazer com que ele acompanhe toda a curvatura da Terra e retorne ao ponto de origem do lançamento.
  2. Nessa situação o objeto mantém uma velocidade tangencial à trajetória e executa um movimento de “queda infinita” ao redor do planeta.

Por que a Lua não cai na Terra? Não pare agora. Tem mais depois da publicidade 😉 A velocidade da Lua é tangencial à sua trajetória ao redor da Terra e, sendo assim, ela está em uma espécie de movimento de queda perpétuo e nunca atingirá a superfície terrestre.

  • A velocidade do satélite é tangencial à sua trajetória
  • A equação abaixo determina a velocidade que um satélite deve ter para conseguir manter-se em uma determinada órbita ao redor da Terra.
  • Nessa equação, temos:
  1. V: Velocidade do satélite;
  2. G: Constante de gravitação universal (6,7 x 10 – 11 N.m 2 /Kg 2 );
  3. M: Massa da Terra (aproximadamente 6,0 x 10 24 Kg);
  4. R: Distância do satélite ao centro da Terra. Por Joab Silas
  5. Graduado em Física

Gostaria de fazer a referência deste texto em um trabalho escolar ou acadêmico? Veja: JúNIOR, Joab Silas da Silva. “Por que a Lua não cai na Terra?”; Brasil Escola, Disponível em: https://brasilescola.uol.com.br/fisica/por-que-lua-nao-cai-na-terra.htm. Acesso em 08 de novembro de 2023. : Por que a Lua não cai na Terra? – Brasil Escola

Qual a força que mantém a Lua em órbita ao redor da Terra?

A força que mantém um planeta em órbita é denominada ‘ força centrípeta ‘, que, por sua vez, significa ‘força dirigida para o centro’. Este centro é exatamente onde está localizado o Sol. No caso da Lua, a força centrípeta que atua sobre ela está dirigida para o centro da Terra (Figura 2).

Como é a órbita da Lua ao redor da Terra?

A órbita da Lua não é circular, mas sim elíptica, de modo que em um dos focos da elipse se localiza o centro de massa do sistema Terra-Lua e não o centro da Terra como se poderia pensar.

Quando a Terra se aproxima do ponto de afélio durante a sua órbita o que acontece com a sua velocidade orbital?

3ª lei de Kepler: lei dos períodos ou lei da harmonia – A terceira lei de Kepler afirma que o quadrado do período orbital (T²) de um planeta é diretamente proporcional ao cubo de sua distância média ao Sol (R³). Além disso, a razão entre T² e R³ tem exatamente a mesma magnitude para todos os astros que orbitam essa estrela. T – período orbital R – raio médio da órbita Observe a próxima figura, nela mostramos os semieixos maior e menor de uma órbita planetária em torno do Sol: Quando A Lua Em Sua Rbita Se Aproxima Do Ponto Mais PróXimo Da Terra Ela Chega Ao O raio médio da órbita, utilizado no cálculo da terceira lei de Kepler, é dado pela média entre os raios máximo e mínimo. As posições mostradas na figura, que caracterizam a maior e a menor distância da Terra em relação ao Sol, são chamadas de afélio e periélio, respectivamente. O raio médio é calculado pela média entre os raios do periélio e afélio. Quando a Terra aproxima-se do periélio, sua velocidade orbital aumenta, uma vez que a aceleração gravitacional do Sol intensifica-se. Dessa maneira, a Terra tem máxima energia cinética quando nas proximidades do periélio. G – constante da gravitação universal (6,67.10 -11 N.m²/kg²) M – massa do Sol (1,989.10 30 kg) Essa lei não foi obtida por Kepler, mas sim por Isaac Newton, por meio da lei da gravitação universal, Para fazê-lo, Newton identificou que a força de atração gravitacional entre a Terra e o Sol é uma força centrípeta, Com base na força centrípeta e na lei da gravitação, é possível obter a terceira lei de Kepler. Confira a tabela seguinte, nela mostramos como variam as medidas de T² e R³, além de sua razão, para cada um dos planetas do Sistema Solar:

Planeta Raio médio da órbita (R) em UA Período em anos terrestres (T) T²/R³
Mercúrio 0,387 0,241 1,002
Vênus 0,723 0,615 1,001
Terra 1,00 1,00 1,000
Marte 1,524 1,881 1,000
Júpiter 5,203 11,860 0,999
Saturno 9,539 29,460 1,000
Urano 19,190 84,010 0,999
Netuno 30,060 164,800 1,000

O raio médio das órbitas, na tabela, é medido em unidades astronômicas (ua). Uma unidade astronômica corresponde à distância média entre a Terra e o Sol, cerca de 1,496.10 11 m. Além disso, as pequenas variações nas razões T² sobre R³ devem-se às limitações de precisão nas medidas do raio orbital e do período de translação de cada planeta.