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O e-book do Projeto Gutenberg de A História dos Céus
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Título: A História dos Céus

Autor: Robert S. Ball

Data de lançamento: 1º de dezembro de 2008 [eBook #27378]

Linguagem: Inglês

Outras informações e formatos: www.gutenberg.org/ebooks/27378

Créditos: Produzido por K. Nordquist, Brenda Lewis, Stephen Hope, Greg Bergquist e a Equipe de Revisão Distribuída Online em http://www.pgdp.net (Este arquivo foi produzido a partir de imagens gentilmente disponibilizadas pelo The Internet Archive/American Libraries.)

*** INÍCIO DO E-BOOK DO PROJETO GUTENBERG – A HISTÓRIA DOS CÉUS ***

Nota do transcritor

A pontuação e a ortografia do texto original foram
preservadas fielmente. Apenas erros tipográficos óbvios foram
corrigidos.

A HISTÓRIA DOS CÉUS

PLACA I.
O PLANETA SATURNO,
EM 1872.

A História dos Céus

SIR ROBERT STAWELL BALL, LL.D. D.Sc.
Autor de “Star-Land”

Membro da Royal Society de Londres, Membro Honorário da Royal Society de Edimburgo, Membro da Royal Astronomical Society, Conselheiro Científico dos Comissários das Luzes Irlandesas, Professor de Astronomia e Geometria na Universidade de Cambridge, e anteriormente Astrônomo Real da Irlanda

Com vinte e quatro gravuras coloridas e inúmeras ilustrações

Edição nova e revista

CASELL & COMPANY, LIMITED
Londres, Paris, Nova York e Melbourne
1900

Todos os direitos reservados

PRÉ-TEXTO DA EDIÇÃO ORIGINAL.

Devo agradecer pela valiosa ajuda que recebi na preparação deste livro.

O Sr. Nasmyth permitiu-me usar alguns dos belos desenhos da Lua, que apareceram na obra bem conhecida publicada por ele em conjunto com o Sr. Carpenter. A esta fonte devo as Ilustrações VII, VIII, IX, X e as Figuras 28, 29, 30.

O Professor Pickering permitiu-me copiar alguns dos desenhos feitos no Observatório do Harvard College pelo Sr. Trouvelot, e aproveitei a sua gentileza para as Ilustrações I, IV, XII, XV.

Devo ao Professor Langley a Ilustração II, ao Sr. De la Rue as Ilustrações III e XIV, ao Sr. T.E. Key a Ilustração XVII, ao Professor Schiaparelli a Ilustração XVIII, ao falecido Professor C. Piazzi Smyth a Figura 100, ao Sr. Chambers a Figura 7, que foi retirada do seu “Handbook of Descriptive Astronomy”, ao Dr. Stoney a Figura 78, e aos Drs. Copeland e Dreyer a Figura 72. Devo também agradecer pela valiosa assistência fornecida por “Popular Astronomy”, do Professor Newcomb, e por “Sun”, do Professor Young. Na revisão deste volume, tive a gentil ajuda do Rev. Maxwell Close.

Também devo agradecer ao Dr. Copeland e ao Sr. Steele pela sua gentileza em ler todo o texto revisado; embora eu também tenha, ocasionalmente, contado com a ajuda do Sr. Cathcart.

ROBERT S. BALL.

Observatório, Dunsink, Condado de Dublin.
12 de maio de 1886.

NOTA PARA ESTA EDIÇÃO.
Aproveitei a oportunidade desta edição para revisar o trabalho de acordo com os recentes avanços da astronomia. Sou grato à Royal Astronomical Society pela permissão para reproduzir algumas fotografias de suas séries publicadas, e ao Sr. Henry F. Griffiths pelos belos desenhos de Júpiter, a partir dos quais foi preparada a Placa XI.

ROBERT S. BALL.

Cambridge,
1º de maio de 1900.

ÍNDICE.
página

Introdução 1
capítulo

A Astronomia
I. 9
O Observatório
II. O Sol 29
III. A Lua 70
IV. O Sistema Solar 107
V. A Lei da Gravitação 122
VI. O Planeta do Romantismo 150
VII. Mercúrio 155
VIII. Vênus 167
IX. A Terra 192
X. Marte 208
XI. Os Planetas Menores 229
XII. Júpiter 245
XIII. Saturno 268
XIV. Urano 298
XV. Netuno 315
XVI. Cometas 336
XVII. Estrelas Cadentes 372
XVIII. Os Céus Estrelados 409
XIX. Os Sóis Distantes 425
XX. Estrelas Duplas 434
As Distâncias das
XXI. 441
Estrelas
Aglomerados Estelares e
XXII. 461
Nebulosas
A Natureza Física das
XXIII. 477
Estrelas

A Precessão e
XXIV. A Nutação do Eixo da Terra 492
A Aberração da
XXV. 503
Luz
A Importância Astronômica do
XXVI. 513
Calor
XXVII. As Marés 531
Apêndice 558

LISTA DE ILUSTRAÇÕES.
ILUSTRAÇÃO
I. O Planeta Saturno – Frontispício
Para a frente
II. Uma Mancha Solar Típica 9
página
A. O Sol “ ” 44
Manchas e Faculas no
III. “ ” 37
Sol
Proeminências Solares ou
IV. “ ” 57
Chamas
V. A Coroa Solar “ ” 62
Mapa da Superfície da Lua
VI. “ ” 81
B. Porção da Lua “ ” 88
O Cráter Lunar
VII. “ ” 93
Triesnecker
VIII. Um Cráter Lunar Normal “ ” 97
IX. O Cráter Lunar Plato “ ” 102
O Cráter Lunar
X. “ ” 106
Tycho
XI. O Planeta Júpiter “ ” 254
XII. O Cometa de Coggia “ ” 340
Cometa A., 1892, 1
C. “ ” 358
Swift
Espectros do Sol e
XIII. “ ” 47
de três Estrelas
A Via Láctea, perto de
D. “ ” 462
Messier II.
A Grande Nebulosa em
XIV. “ ” 466
Orion

A Grande Névoa em
XV. “ ” 468
Andrômeda
E. Nébulosas nas Plêiades “ ” 472
F. ω Centauri “ ” 474
Nébulosas observadas com
XVI. “ ” 476
O telescópio de Lord Rosse
XVII. O cometa de 1882 “ ” 357
O mapa de Schiaparelli de
XVIII. “ ” 221
Marte

LISTA DE ILUSTRAÇÕES.
FIG. PÁGINA
1. Princípio do telescópio refrator 11
Cúpula do Observatório Equatorial Sul em Dunsink
2. 12
Observatório, Condado de Dublin
Seção da cúpula de Dunsink
3. 13
Observatório
O telescópio no Observatório Yerkes,
4. 15
Chicago
Princípio do telescópio refletor de Herschel
5. 16
Chicago
Frente sul do Observatório Yerkes,
6. 17
Chicago
7. O telescópio de Lord Rosse 18
8. Círculo meridiano 20
9. A Ursa Maior 27
Tamanhos comparativos da Terra e do
10. 30
Sol
O Sol, fotografado em 22 de setembro de
11. 33
1870
12. Fotografia da superfície solar 35
13. Uma mancha solar comum 36
14. Observações de Scheiner sobre manchas solares 38
Zonas na superfície solar onde
15. 39
as manchas aparecem
16. Textura do Sol e uma pequena mancha 43
17. O prisma 45
18. Dispersão da luz pelo prisma 46
19. Proeminências vistas em eclipses totais 53
20. Visão da coroa em um eclipse total 62

Visão da Coroa durante o eclipse de 21 de janeiro
21. 63
22, 1898
22. A Luz Zodiacal em 1874 69
Tamanhos comparativos da Terra e da
23. 73
Lua
24. O caminho da Lua ao redor do Sol 76
25. As fases da Lua 76
26. A sombra e a penumbra da Terra 78
27. Guia para o mapa da Lua (Placa VI.) 81
Vulcão lunar em atividade: a teoria de Nasmyth
28. 97
Vulcão lunar: atividade posterior fraca
29. 97
Vulcão lunar: formação do chão plano pela lava
30. 98
Órbitas dos quatro planetas internos 115
31. O movimento da Terra 116
32. Órbitas dos quatro planetas gigantes 117
Tamanho aparente do Sol a partir de vários
34. 118
planetas
35. Tamanhos comparativos dos planetas 119
36. Ilustração do movimento da Lua 130
37. Desenhando uma elipse 137
38. Velocidade variável do movimento elíptico 140
39. Áreas iguais em tempos iguais 141
40. Trânsito do planeta do romance 153
Variações na fase e no tamanho aparente de
41. 160
Mercúrio
42. Mercúrio em forma de crescente 161
43. Vênus, 29 de maio de 1889 170
Diferentes aspectos de Vênus no
44. 171
telescópio
45. Vênus sobre o Sol no trânsito de 1874 177
Caminhos de Vênus pelo Sol nos trânsitos de
46. 179
1874 e 1882

O trânsito de Vênus, visto de dois locais diferentes
47. 183
Órbitas da Terra e de Marte 210
Movimentos aparentes de Marte em 1877 212
Tamanhos relativos de Marte e da Terra 216
Desenhos de Marte 217
Elevações e depressões no terminador de Marte 217
A calota polar sul de Marte 217
A zona dos planetas menores entre Marte e Júpiter 234
Dimensões relativas de Júpiter e da Terra 246
A ocultação de Júpiter 255
Júpiter e seus quatro satélites 258
Desaparecimentos dos satélites de Júpiter 259
Método para medir a velocidade da luz 264
Saturno 270
Tamanhos relativos de Saturno e da Terra 273
Método para medir a rotação dos anéis de Saturno 288
Método para medir a rotação dos anéis de Saturno 289
O trânsito de Titã e sua sombra 295
Trajetória parabólica de um cometa 339
Órbita do cometa Encke 346
A cauda de um cometa voltada para o Sol 363
A teoria de Bredichin sobre as caudas dos cometas 366
Caudas do cometa de 1858 367
O cometa de 1744 368
A trajetória da bola de fogo de 6 de novembro de 1869 375
Órbita de um enxame de meteoros 378

77.Ponto Radiante das Estrelas Cadentes 381
78.A História das Leonídeas 385
79.Seção do Meteorito de Chaco 398
80.O Urso Maior e a Estrela Polar 410
81.O Urso Maior e Cassiopeia 411
82.O Grande Quadrado de Pégaso 413
83.Perseu e suas Estrelas Vizinhas 415
84.As Plêiades 416
85.Orion, Sirius e Estrelas Vizinhas 417
86.Castor e Pólux 418
87.O Urso Maior e o Leão 419
88 Boootes e a Coroa 420
89.Virgem e Constelações Vizinhas 421
90.A Constelação de Lira 422
91.Vega, o Cisne e a Águia 423
92.A Órbita de Sirius 426
93.A Elipse Paraláctica 444
94.61 Cygni e as Estrelas de Comparação 447
95.Paralaxe na Declinação de 61 Cygni 450
96.Aglomerado Globular em Hércules 463
97 Posição da Grande Nebulosa em Orion 466
98.A Estrela Múltipla θ Orionis 467
99.A Nebulosa N.G.C. 1499 471
Mapa Estelar, mostrando o Movimento de Precessão
100. 493
101.Illustração do Movimento de Precessão 495

A História dos Céus.

“Uma História Maravilhosa dos Céus” é o título do nosso livro. De fato, temos uma história para contar; e, se pudéssemos contá-la adequadamente, ela provaria ser de interesse ilimitado e de beleza exquisita. Ela leva à contemplação de fenômenos grandiosos na natureza e das grandes conquistas do gênio humano.

Vamos enumerar algumas das perguntas que naturalmente surgem na mente daquele que deseja saber algo sobre aqueles corpos gloriosos que adornam nossos céus: O que é o Sol — quão quente, quão grande e quão distante? De onde vem seu calor? O que é a Lua? Como são suas paisagens? Como se move nosso satélite? Qual é sua relação com a Terra? Os planetas são esferas como aquela em que vivemos? Quão grandes são eles e quão distantes estão? O que sabemos sobre os satélites de Júpiter e sobre os anéis de Saturno? Como Urano foi descoberto? Qual foi o triunfo intelectual que levou ao conhecimento do planeta Netuno? Quanto aos outros corpos do nosso sistema, o que podemos dizer sobre aqueles objetos misteriosos, os cometas? Podemos descobrir as leis de seus movimentos aparentemente caprichosos? Sabemos algo sobre sua natureza e sobre as caudas maravilhosas com as quais costumam ser decorados? O que se pode dizer sobre as estrelas cadentes que tantas vezes penetram em nossa atmosfera e perecem em um raio de esplendor? Qual é a natureza daquelas constelações de estrelas brilhantes que são reconhecidas desde a antiguidade, e da multidão de estrelas menores que nossos telescópios revelam? Pode ser verdade que esses inúmeros corpos sejam, na realidade, sóis majestosos, afundados em profundezas assustadoras no abismo do espaço insondável? O que podemos dizer sobre as diferentes variedades de estrelas — estrelas coloridas, estrelas variáveis, estrelas duplas, estrelas múltiplas, estrelas que parecem se mover e estrelas que parecem estar paradas? E quanto àqueles objetos gloriosos, os grandes aglomerados estelares? E a Via Láctea? E, por fim, o que podemos aprender sobre as maravilhosas nebulosas que nossos telescópios revelam, localizadas a uma distância imensurável? Essas são algumas das perguntas que surgem quando refletimos sobre os mistérios dos céus.

A história da Astronomia, sob certo aspecto, é muito semelhante a muitas outras histórias. Sua parte mais antiga está completamente e irremediavelmente perdida. As estrelas já haviam sido estudadas, e algumas grandes descobertas astronômicas já haviam sido feitas.

épocas incontáveis antes daquelas até às quais se estendem os nossos primeiros registos históricos. Por exemplo, a observação do movimento aparente do sol e a distinção entre os planetas e as estrelas fixas devem ser classificadas entre as descobertas das eras pré-históricas. Tampouco se pode dizer que essas conquistas estivessem relacionadas com questões de caráter óbvio. A astronomia antiga pode parecer muito elementar para aqueles de hoje que, desde a infância, estão familiarizados com as grandes verdades da natureza, mas, nos primórdios da ciência, os homens que fizeram tais descobertas, como as que mencionamos, devem ter sido filósofos sábios.

De todos os fenómenos da astronomia, o primeiro e o mais óbvio é o do nascer e pôr do sol. Podemos supor que, no alvorecer da inteligência humana, esses acontecimentos diários tenham constituído um dos primeiros problemas a atrair a atenção daqueles cujos pensamentos se elevavam acima das ansiedades animais da vida quotidiana. O sol põe-se e desaparece a oeste. Na manhã seguinte, o sol nasce a leste, move-se pelos céus e também desaparece a oeste; as mesmas aparências repetem-se todos os dias. Para nós é óbvio que o sol que aparece todos os dias é o mesmo sol; mas isso não pareceria razoável para alguém que achasse que os seus sentidos lhe mostravam que a Terra era uma planície plana de extensão indefinida, e que à volta das regiões habitadas, em todos os lados, se estendiam, por vastas distâncias, desertos ou oceanos sem margens. Como poderia esse mesmo sol, que mergulhava no oceano a uma distância fabulosa a oeste, reaparecer na manhã seguinte a uma distância igualmente grande a leste? A antiga mitologia afirmava que, depois de o sol se ter afundado no oceano ocidental ao pôr do sol (os iberos e outras nações antigas imaginavam mesmo que conseguiam ouvir o sibilo das águas quando o globo brilhante era mergulhado nelas), era capturado por Vulcano e colocado num cálice de ouro. Este estranho veículo, com a sua carga surpreendente, navegava pelo oceano numa rota setentrional, de modo a chegar novamente a leste a tempo do nascer do sol na manhã seguinte. Entre os primeiros físicos da antiguidade, acreditava-se que, de alguma forma, o sol era transportado durante a noite pelas regiões setentrionais, e que a escuridão se devia a montanhas altas, que bloqueavam os raios solares durante a viagem.

Com o passar do tempo, considerou-se mais racional supor que o sol, na verdade, seguia seu caminho abaixo da Terra sólida durante a noite. Além disso, os primeiros astrônomos aprenderam a reconhecer as estrelas fixas. Observou-se que, assim como o sol, muitas dessas estrelas nasciam e se punham em consequência do movimento diurno, enquanto a lua obviamente seguia uma lei semelhante. Os filósofos ensinavam, portanto, que os vários corpos celestes tinham o hábito de realmente passar abaixo da Terra sólida.

Ao reconhecer que todo o conteúdo dos céus realizava esses movimentos, foi dado um passo importante para compreender a estrutura do universo. Tornou-se claro que a Terra não podia ser um plano que se estendesse por uma distância infinitamente grande. Também era óbvio que devia haver uma profundidade finita na Terra sob nossos pés. Mais ainda, tornou-se certo que, qualquer que fosse a forma da Terra, ela era, de qualquer forma, algo separado de todos os outros corpos, flutuando no espaço sem suporte visível. Quando essa descoberta foi anunciada pela primeira vez, deve ter parecido uma verdade muito surpreendente. Era difícil aceitar que a Terra sólida sobre a qual estamos de pé não se apoiasse em nada! O que a impedia de cair? Como podia ser sustentada sem um suporte tangível, como o caixão lendário de Maomé? Por mais difícil que fosse aceitar essa doutrina, sua verdade necessária acabou sendo reconhecida com o tempo, e a ciência da Astronomia começou a existir. As mudanças das estações e a repetição dos períodos de semeadura e colheita devem, desde os tempos mais remotos, ter sido associadas a certas mudanças na posição do sol. No verão, ao meio-dia, o sol está alto nos céus; no inverno, está sempre baixo. Nosso astro, portanto, realiza um movimento anual para cima e para baixo nos céus, bem como um movimento diurno de nascer e se pôr. Mas existe um terceiro tipo de mudança na posição do sol, que não é tão óbvia, embora ainda possa ser detectado por meio de algumas observações cuidadosas, se combinadas com um hábito filosófico de reflexão. Os primeiros observadores das estrelas dificilmente deixaram de notar que as constelações visíveis à noite variavam conforme a estação do ano. Por exemplo, a brilhante figura de Órion, embora seja bem visível nas noites de inverno, está ausente nas

os céus de verão, e o lugar que ele ocupava é então tomado por grupos de estrelas bastante diferentes. O mesmo pode ser dito de outras constelações. Cada estação do ano pode assim ser caracterizada pelos objetos siderais que são visíveis à noite. De fato, nos tempos antigos, o momento para iniciar o ciclo das atividades agrícolas era às vezes indicado pela posição das constelações ao entardecer.

Ao refletir sobre esses fatos, os primeiros astrônomos conseguiram demonstrar o movimento aparente anual do sol. Não podia haver explicação racional para as mudanças nas constelações com as estações, a não ser supondo que o lugar do sol estava se alterando, de modo a percorrer um circuito completo pelos céus ao longo do ano. Esse movimento do sol é também confirmado ao olhar para o oeste após o pôr do sol e observar as estrelas. À medida que a estação avança, pode-se notar, a cada noite, que as constelações parecem descer cada vez mais em direção ao oeste, até que, finalmente, tornam-se invisíveis devido ao brilho do céu. Esse desaparecimento é explicado pela suposição de que o sol parece estar subindo continuamente do oeste para encontrar as estrelas. Esse movimento, claro, não deve ser confundido com o habitual nascer e pôr do dia, no qual todos os corpos celestes participam. Deve-se entender que, além de ser afetado pelo movimento comum, nosso astro possui um movimento lento e independente na direção oposta; assim, embora o sol e uma estrela possam se pôr ao mesmo tempo hoje, como amanhã o sol terá se movido um pouco em direção ao leste, segue-se que a estrela deve se pôr alguns minutos antes do sol.[1]

As observações pacientes dos primeiros astrônomos permitiram determinar o trajeto do sol pelos céus, e descobriu-se que, em seu circuito entre as estrelas e constelações, nosso astro seguia invariavelmente o mesmo caminho. Isso é chamado de eclíptica, e as constelações por meio das quais ela passa formam um cinturão ao redor dos céus conhecido como zodíaco. Antigamente, ele era dividido em doze partes iguais ou “signos”, de modo que as etapas da grande jornada do sol pudessem ser indicadas convenientemente. A duração do ano, ou o período necessário para o sol completar seu circuito pelos céus, parece

Foi determinado pela primeira vez por astrônomos cujos nomes são desconhecidos. A habilidade dos primeiros geômetras orientais foi ainda mais evidenciada pela sua capacidade de determinar a posição da eclíptica em relação ao equador celeste, bem como pelo seu sucesso na medição do ângulo entre esses dois círculos importantes no céu.

As principais características do movimento da lua também foram observadas com precisão em tempos ainda mais remotos do que a história registrada. O observador atento percebe que a lua não ocupa uma posição fixa no céu. Ao longo de uma única noite, pode-se perceber que a lua se moveu de oeste para leste no céu, observando sua posição em relação às estrelas vizinhas. É provável que o movimento da lua tenha sido descoberto antes do movimento anual do sol, já que é consequência direta de uma simples observação e exige pouco esforço intelectual. Já nos tempos pré-históricos, o período de revolução da lua já havia sido determinado, e as fases da nossa lua eram corretamente atribuídas à variação na orientação do lado iluminado pelo sol em relação à Terra.

Mas estamos longe de esgotar a lista das grandes descobertas que vieram de uma antiguidade desconhecida. Foram dadas explicações corretas para o fenômeno impressionante de um eclipse lunar, no qual a superfície brilhante é temporariamente envolvida pela escuridão, e também para o espetáculo ainda mais impressionante de um eclipse solar, no qual o próprio sol sofre uma obscuração parcial ou até total. Além disso, a perspicácia dos primeiros astrônomos permitiu-lhes identificar as cinco estrelas errantes ou planetas: eles acompanharam os movimentos de Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno. Eles observaram com admiração as diversas configurações desses planetas. Assim como o sol, e em menor grau a lua, estavam intimamente relacionados aos assuntos da vida cotidiana, assim, na imaginação desses primeiros pesquisadores, os movimentos dos planetas eram vistos como indicadores de bem-estar ou desgraça humana. Por fim, percebeu-se que existe uma certa ordem que rege os movimentos aparentemente caprichosos dos planetas. Foi descoberto…

que eles obedeciam a certas leis. O desenvolvimento da ciência da geometria caminhou lado a lado com o estudo da astronomia: e à medida que passamos das eras pré-históricas sombrias para o período histórico, constatamos que a teoria dos fenômenos celestes já possuía certo grau de coerência.

Ptolomeu, seguindo Pitágoras, Platão e Aristóteles, reconheceu que a forma da Terra era esférica, e demonstrou isso com os mesmos argumentos que utilizamos hoje em dia. Ele também percebeu como esse imenso globo estava isolado no espaço. Admitiu que o movimento diurno dos céus podia ser explicado pela rotação da Terra em torno de seu eixo, mas, infelizmente, apresentou razões para rejeitar deliberadamente essa visão. Segundo ele, a Terra era um corpo fixo; não possuía nem rotação em torno de um eixo nem deslocamento pelo espaço, permanecendo constantemente em repouso no que ele considerava o centro do universo. De acordo com a teoria de Ptolomeu, o Sol e a Lua se moviam em órbitas circulares ao redor da Terra, que ficava no centro. A explicação dos movimentos dos planetas lhe pareceu mais complicada, pois era necessário justificar o fato de um planeta às vezes avançar e outras vezes recuar. Os geômetras antigos se recusavam a acreditar que qualquer movimento, exceto a rotação em círculo, fosse possível para um corpo celeste: por isso, foi criado um mecanismo segundo o qual cada planeta deveria girar em um círculo, cujo centro descrevia outro círculo ao redor da Terra.

Embora a doutrina ptoloméica seja agora considerada baseada em uma avaliação bastante exagerada da importância da Terra no esquema dos céus, deve-se admitir que os movimentos aparentes dos corpos celestes podem ser explicados com considerável precisão. Essa teoria é descrita na grande obra conhecida como “Almagesto”, escrita no século II da nossa era, e foi considerada, por catorze séculos, a autoridade final em todas as questões de astronomia.

Esse era o sistema astronômico que prevalecia durante a Idade Média, e só foi desacreditado numa época quase simultânea à descoberta do Novo Mundo por Colombo. A verdadeira disposição dos

O sistema solar foi então explicado por Copérnico na grande obra à qual dedicou sua vida. O primeiro princípio estabelecido por esses trabalhos mostrou que o movimento diurno dos céus se devia à rotação da Terra em torno de seu eixo. Copérnico apontou a diferença fundamental entre movimentos reais e movimentos aparentes; ele provou que as aparências apresentadas no nascer e pôr diário do sol e das estrelas podiam ser explicadas pela suposição de que a Terra girava, da mesma forma satisfatória que pela suposição mais complexa de Ptolomeu. Ele mostrou, além disso, que essa última suposição teria de atribuir uma velocidade quase infinita às estrelas, de modo que a rotação de todo o universo em torno da Terra era claramente uma suposição absurda. O segundo grande princípio, que conferiu glória imortal a Copérnico, atribuiu à Terra sua verdadeira posição no universo. Copérnico transferiu o centro em torno do qual todos os planetas orbitam da Terra para o Sol; e estabeleceu a verdade um tanto humilhante de que nossa Terra é apenas um planeta que percorre uma trajetória entre as órbitas de Vênus e Marte, e está subordinado, como todos os outros planetas, ao domínio supremo do Sol.

Essa grande revolução eliminou da astronomia aquelas visões distorcidas da importância da Terra, que surgiram, talvez não de maneira estranha, pelo fato de habitarmos justamente aquele planeta em particular. As conquistas de Copérnico foram logo seguidas pela invenção do telescópio, aquele instrumento maravilhoso graças ao qual foi criada a ciência moderna da astronomia. À análise desse assunto importante dedicaremos o primeiro capítulo do nosso livro.

PLACA II.
UMA MANCHA SOLAR TÍPICA.
(DEPOIS DE LANGLEY.)

CAPÍTULO I.
O OBSERVATÓRIO ASTRONÔMICO.
Primeiras observações astronômicas — O observatório de Tycho Brahe — O “pupilo do olho” — Visão de objetos fracos — O telescópio — A lente objetiva — Vantagens dos telescópios grandes — O telescópio equatorial — O poder de um telescópio — Telescópios refletores — O grande refletor de Lord Rosse em Parsonstown — Como se utiliza o poderoso telescópio — Instrumentos de precisão — O círculo meridiano — As linhas de orientação — A delicadeza na direção de um telescópio — Precauções necessárias para fazer observações — O instrumento ideal e o prático — A eliminação de erros — O Observatório de Greenwich — O simples vidro óptico como instrumento astronômico — A Ursa Maior — Contando as estrelas na constelação — Como se tornar um observador.

Os primeiros rudimentos do observatório astronômico são tão pouco conhecidos quanto as primeiras descobertas na própria astronomia. Provavelmente, a primeira aplicação da observação instrumental aos corpos celestes consistiu na simples medição da sombra de um poste projetada pelo sol ao meio-dia. As variações no comprimento dessa sombra permitiram que os astrônomos primitivos investigassem os movimentos aparentes do sol. Mas, já desde tempos muito antigos, eram utilizados instrumentos astronômicos especiais, com precisão suficiente para enriquecer os conhecimentos astronômicos, demonstrando grande engenhosidade por parte de seus criadores.

O professor Newcomb[2] escreve assim: “O líder foi Tycho Brahe, que nasceu em 1546, três anos após a morte de Copérnico. Sua atenção foi direcionada ao estudo da astronomia pela primeira vez durante um eclipse solar em 21 de agosto de 1560, que foi total em algumas partes da Europa. Surpreso com o fato de tal fenômeno poder ser previsto, ele dedicou-se ao estudo dos métodos de observação e cálculo utilizados para fazer essa previsão. Em 1576, o rei da Dinamarca fundou o famoso observatório de Uraniborg, onde Tycho passou vinte anos trabalhando incansavelmente.”

Observações das posições dos corpos celestes com os melhores instrumentos que podiam ser fabricados na época. Isso foi pouco antes da invenção do telescópio, de modo que o astrônomo não podia dispor desse instrumento poderoso. Consequentemente, suas observações foram substituídas pelas mais precisas dos séculos seguintes, e sua fama e importância devem-se principalmente ao fato de terem fornecido a Kepler os meios para descobrir suas célebres leis do movimento planetário.

A direção do telescópio para o céu, definida por Galileu, deu um impulso maravilhoso ao estudo dos corpos celestes. Esse homem extraordinário é importante na história da astronomia, não apenas por sua ligação com essa invenção revolucionária, mas também por suas conquistas nas áreas mais abstratas da astronomia. Ele nasceu em Pisa em 1564, e em 1609 foi construído o primeiro telescópio utilizado para observações astronômicas. Galileu morreu em 1642, ano em que Newton nasceu. Foi Galileu quem estabeleceu firmemente as bases da ciência da dinâmica, da qual a astronomia é a ilustração mais esplêndida; e foi ele quem, ao divulgar as doutrinas ensinadas por Copérnico, provocou a ira da Inquisição.

A estrutura do olho humano, no que diz respeito à excelente adaptação da pupila, oferece-nos uma ilustração adequada do princípio do telescópio. Para ver um objeto, é necessário que a luz proveniente dele entre no olho. O portal através do qual a luz entra é a pupila. Durante o dia, quando a luz é intensa, a íris reduz o tamanho da pupila, evitando assim que muita luz entre. À noite, ou sempre que a luz é escassa, o olho precisa captar o máximo possível de luz. Nesse caso, a pupila se expande; quanto maior ela fica, mais luz entra. Assim, a iluminação da imagem na retina é controlada de acordo com as necessidades da visão.

Uma estrela transmite até nós seus fracos raios de luz, e a partir desses raios a imagem é formada. Mesmo com a pupila completamente aberta, pode acontecer de a imagem não ser suficientemente brilhante para gerar a sensação de visão. É aí que o telescópio vem em nosso auxílio: ele capta todos os raios em um feixe cujo

As dimensões originais eram muito grandes para permitir sua passagem pela pupila. A ação das lentes concentra esses raios em um feixe suficientemente fino para passar pela pequena abertura. Assim, temos a intensificação da luminosidade da imagem na retina. Ela é iluminada com quase tanta luz quanto seria coletada do mesmo objeto por meio de uma pupila tão grande quanto as grandes lentes do telescópio.

Nos observatórios astronômicos, utilizamos telescópios de duas classes completamente diferentes. As formas mais conhecidas são as chamadas refratores, nos quais a operação de condensação dos raios de luz é realizada por refração. A estrutura de um refrator é mostrada na Figura 1. Os raios provenientes da estrela incidem sobre o espelho objetivo, localizado na extremidade do telescópio; ao passarem por ele, são refratados em um feixe convergente, de modo que todos se encontram no foco. Saindo dali, os raios encontram o ocular, que tem como função restaurar seu paralelismo. O grande feixe cilíndrico que incidia sobre o espelho objetivo é, assim, condensado em um feixe menor, capaz de entrar na pupila. No entanto, deve-se acrescentar que a natureza composta da luz exige um tipo de espelho objetivo mais complexo do que a lente simples mostrada aqui. Em um telescópio refrator, é preciso utilizar o que se chama de combinação acromática, composta por uma lente de vidro de sílex e outra de vidro de coroa, ajustadas entre si com extremo cuidado.

Fig. 1.—Princípio do Telescópio Refrator.

Fig. 2.—A Cúpula do Equador Sul no Observatório Dunsink, em Dublin.

Fig. 3.—Secção da cúpula do Observatório de Dunsink.
A aparência de um observatório astronómico, projetado para abrigar um instrumento de dimensões moderadas, é mostrada nas figuras adjacentes. A primeira (Fig. 2) representa a cúpula erguida no Observatório de Dunsink para o telescópio equatorial, cujo espelho foi doado ao Conselho do Trinity College, em Dublin, pelo falecido Sir James South. A parte principal do edifício é uma parede cilíndrica, sobre a qual se encontra um telhado hemisférico. Neste telhado existe uma persiana que pode ser aberta para permitir que o telescópio, localizado no interior, tenha visão do céu. A cúpula é capaz de girar, de modo que a abertura possa ser direcionada para a parte do céu onde se encontra o objeto a ser observado. A próxima imagem (Fig. 3) mostra uma secção transversal da cúpula, revelando a maquinaria que permite que o operador a faça girar, bem como o próprio telescópio. O olho do observador está posicionado no ocular, e ele é representado no ato de girar uma alavanca, que tem a função de mover lentamente o telescópio, a fim de ajustá-lo com precisão no corpo celeste que se deseja observar. As duas lentes que, juntas…

As lentes objetivas deste instrumento têm doze polegadas de diâmetro, e a qualidade do telescópio depende principalmente da precisão com que essas lentes foram fabricadas. A ocular é um componente relativamente simples; consiste meramente em uma ou duas lentes pequenas; e podem ser utilizadas várias oculares, conforme a potência de ampliação desejada. Vale ressaltar que, para muitos fins astronômicos, altas potências de ampliação não são desejáveis. Existe também um limite além do qual a ampliação não pode ser realizada de maneira vantajosa. A lente objetiva só consegue coletar uma certa quantidade de luz da estrela; e se a potência de ampliação for excessiva, essa quantidade limitada de luz será dispersa de forma muito fina sobre uma área demasiado grande, resultando em um desempenho insatisfatório. A instabilidade da atmosfera limita ainda mais o grau em que a imagem pode ser ampliada de maneira vantajosa, pois cada aumento na potência aumenta, na mesma medida, as perturbações atmosféricas.

Um telescópio montado da maneira aqui mostrada é chamado de equatorial. A vantagem deste estilo especial de suporte para o instrumento reside na facilidade com que o telescópio pode ser movido para seguir uma estrela em sua trajetória aparente pelo céu. Os movimentos necessários do tubo são realizados por um mecanismo acionado por um peso, de modo que, uma vez que o instrumento esteja corretamente apontado, a estrela permanecerá no campo de visão do observador, e o efeito do movimento diurno aparente será neutralizado. A última inovação nessa área é a aplicação de um sistema elétrico que permite controlar o funcionamento do instrumento a partir do relógio padrão do observatório.

Fig. 4 — O telescópio no Observatório Yerkes, Chicago.
(Do Astrophysical Journal, Vol. VI, Nº 1.)
O poder de um telescópio refrator — na medida em que essa expressão tenha algum significado definido — deve ser medido pelo diâmetro de sua lente objetiva. De fato, houve uma certa rivalidade entre as diversas nações civilizadas para saber qual delas deveria possuir o maior telescópio refrator. Entre os instrumentos notáveis que foram concluídos com sucesso está aquele erguido em 1881 por Sir Howard Grubb, de Dublin, no esplêndido observatório de Viena. Suas dimensões podem ser estimadas pelo fato de que a lente objetiva tem dois pés e três polegadas de diâmetro. Muitos dispositivos engenhosos ajudam a reduzir as inconveniências decorrentes do uso de um instrumento de tão grandes proporções. Entre eles, podemos mencionar o método pelo qual os círculos graduados acoplados ao telescópio são trazidos à vista do observador. Esses círculos ficam necessariamente em partes do instrumento que estão distantes da ocular, onde o observador se encontra. As marcas e figuras delicadas, no entanto, podem ser facilmente lidas à distância por meio de um pequeno telescópio auxiliar, que, por meio de refletores adequados, direciona os raios de luz dos círculos até os olhos do observador.

Numerosos telescópios refratores de extrema perfeição foram produzidos pela empresa Alvan Clark, de Cambridgeport, Boston, Mass. Um de seus telescópios mais famosos é o grande refrator Lick, atualmente em uso no Monte Hamilton, na Califórnia. O diâmetro dessa lente objetiva é de trinta e seis polegadas, e seu comprimento focal é de cinquenta e seis pés e duas polegadas. Recentemente, a mesma empresa fez um esforço ainda maior no desenvolvimento de um refrator com abertura de quarenta polegadas para o Observatório Yerkes, da Universidade de Chicago. O telescópio, que tem setenta e cinco pés de comprimento, está montado sob uma cúpula rotativa com noventa pés de diâmetro. Para permitir que o observador alcance a ocular sem precisar usar escadas muito grandes, o chão da sala pode ser elevado ou rebaixado em uma faixa de vinte e dois pés por meio de motores elétricos. Isso é mostrado na Fig. 4, enquanto a fachada sul do Observatório Yerkes é representada na Fig. 6.

Fig. 5.—Princípio do telescópio refrator de Herschel.

Fig. 6.—Frente sul do Observatório Yerkes, Chicago.
(Do Astrophysical Journal, Vol. vi., Nº 1.)

Fig. 7.—O telescópio de Lord Rosse.

Nos últimos anos, dois excelentes telescópios foram adicionados ao equipamento do Observatório Real de Greenwich, ambos fornecidos por Sir H. Grubb. Um deles, que possui uma lente objetiva de 28 polegadas, foi montado em um suporte originalmente construído para um instrumento menor por Sir G. Airy. O outro, doado por Sir Henry Thompson, tem abertura de 26 polegadas e é adaptado para trabalhos fotográficos.

Existe um limite para o tamanho dos refratores, dependendo do material da lente objetiva. Os fabricantes de vidro parecem enfrentar dificuldades incomuns na tentativa de produzir discos grandes de vidro óptico suficientemente puros e uniformes para serem utilizados em telescópios. Essas dificuldades aumentam à medida que o tamanho dos discos cresce, fazendo com que o custo tenda a aumentar em uma taxa muito maior. Vale mencionar, como ilustração, que o preço pago pela lente objetiva do telescópio Lick ultrapassou dez mil libras.

Existe, no entanto, um método alternativo de construir um telescópio, no qual a dificuldade que acabamos de mencionar não surge. O princípio da forma mais simples de refletor é mostrado na Fig. 5, que representa o que é chamado de instrumento herscheliano. Os raios de luz da estrela em observação caem sobre um espelho que é tanto cuidadosamente moldado quanto altamente polido. Após a reflexão, os raios seguem para um foco e, saindo dali, caem sobre o ocular, pelo qual são restaurados ao paralelismo, tornando-se assim adequados para serem recebidos pelo olho. Foi essencialmente com base neste princípio (embora com um espelho plano secundário na extremidade superior do tubo, que reflete os raios em ângulo reto em relação ao lado do tubo onde fica o ocular) que Sir Isaac Newton construiu o pequeno telescópio refletor que hoje é guardado pela Royal Society. Um famoso instrumento do tipo newtoniano foi construído, há meio século, pelo falecido Conde de Rosse, em Parsonstown. Ele é representado na Fig. 7. A enorme abertura deste instrumento nunca foi superada; na verdade, nunca teve rival. O espelho, ou speculum, como é frequentemente chamado, é um disco metálico espesso, composto por uma mistura de duas partes de cobre com uma parte de estanho. Esta liga é tão dura e frágil que torna difíceis as operações mecânicas necessárias. O material, no entanto, permite um polimento brilhante e a manutenção de uma forma precisa. O speculum de Rosse — com seis pés de diâmetro e três toneladas de peso — fica na extremidade inferior de um telescópio com cinquenta e cinco pés de comprimento. O tubo está suspenso entre duas paredes maciças em formato de castelo, que formam uma estrutura imponente no gramado do Castelo de Birr. Este instrumento não pode ser girado em direção a todas as partes do céu, como os telescópios equatoriais que vimos recentemente. O grande tubo só é capaz de ser elevado ao longo do meridiano e de realizar um pequeno movimento lateral para leste e oeste do meridiano. Cada estrela ou nebulosa visível na latitude de Parsonstown (exceto aquelas muito próximas ao polo) pode, no entanto, ser observada no grande telescópio, se for procurada no momento certo.

Antes que o objeto alcance o meridiano, o telescópio deve ser ajustado na elevação correta. A potência necessária é transmitida por uma corrente desde um guincho na extremidade norte das paredes até um ponto próximo à extremidade superior do

tubo. Por meio desse dispositivo, o telescópio pode ser elevado ou abaixado, e um sistema engenhoso de contrapesos torna o movimento igualmente fácil em todas as altitudes. O observador então toma sua posição em uma das galerias que dão acesso ao ocular; e quando chega o momento certo, a estrela entra no campo de visão. Um mecanismo poderoso aciona o grande instrumento, de modo a contrabalançar o movimento diurno, permitindo assim que o observador mantenha o objeto em vista até fazer suas medições ou concluir seu desenho.

Nos últimos anos, os telescópios refletores têm sido geralmente fabricados com espelhos de vidro revestidos por uma fina camada de prata, capaz de refletir muito mais luz do que a superfície de um espelho metálico. Entre os grandes refletores desse tipo, podemos mencionar dois com abertura de três e cinco pés, respectivamente, com os quais o Dr. Common realizou trabalhos valiosos.

No entanto, não devemos supor que, para o trabalho geral em um observatório, um instrumento colossal seja o mais adequado. O poderoso refletor,

ou refrator, é principalmente útil quando se examinam objetos excepcionalmente fracos. Para trabalhos em que são feitas medições precisas de objetos que não são particularmente difíceis de ver, telescópios de dimensões menores são mais adequados. Os fatos fundamentais sobre os corpos celestes foram obtidos principalmente por meio de observações feitas com instrumentos de potência ótica moderada, especialmente projetados para permitir medições precisas de posição. De fato, nas fases iniciais da astronomia, determinações importantes de posição eram feitas por dispositivos que indicavam a direção do objeto sem qualquer auxílio telescópico.

Talvez as medições mais valiosas obtidas em nossos observatórios modernos sejam realizadas com aquele instrumento de precisão conhecido como círculo meridiano. É impossível, em qualquer descrição adequada da história dos céus, evitar alguma referência a este auxílio indispensável para a pesquisa astronômica; portanto, daremos uma breve descrição de uma de suas formas mais simples, escolhendo para esse fim um grande instrumento do Observatório de Paris, representado na Figura 8.

O telescópio está fixado em seu centro a um eixo perpendicular ao seu comprimento. Pontos de articulação em cada extremidade desse eixo giram sobre rolamentos fixos, de modo que os movimentos do telescópio ficam completamente restritos ao plano do meridiano. Dentro do ocular do telescópio, fibras verticais extremamente finas são esticadas. O observador acompanha a lua, estrela ou planeta entrando no campo de visão e anota, com a ajuda do relógio, o momento exato, até mesmo na fração de segundo, em que o objeto passa por cada uma dessas linhas. Uma faixa prateada no círculo acoplado ao eixo é dividida em graus e subdivisões de grau; à medida que este círculo se move junto com o telescópio, a elevação para a qual o instrumento está apontado é indicada. Para ler as marcas e figuras delicadamente gravadas na prata, são necessários microscópios. Eles são mostrados no esboço, sendo cada um fixado em uma abertura na parede que sustenta uma das extremidades do instrumento. Do lado oposto, há uma lâmpada, cuja luz passa pelo eixo perfurado do ponto de articulação e é então desviada por espelhos de maneira inteligente, a fim de fornecer a iluminação necessária para as linhas no foco.

As fibras que o observador vê esticadas sobre o campo de visão do telescópio exigem algumas palavras de explicação. Para esse fim, precisamos de um material que seja muito fino e bastante durável, além de ser um pouco elástico e não ter peso significativo. Essas condições não podem ser completamente atendidas por nenhum fio metálico, mas são perfeitamente cumpridas pelo belo fio produzido pela aranha. As fibras delicadas são esticadas com grande habilidade ao longo do campo de visão do telescópio e fixadas em seus devidos lugares. Com instrumentos tão bem projetados, podemos compreender a precisão alcançada nas observações modernas. O telescópio é direcionado para uma estrela, e a imagem da estrela é um ponto minúsculo de luz. Quando esse ponto coincide com o cruzamento das duas linhas centrais, o telescópio está devidamente ajustado. Usamos a palavra “ajustado” intencionalmente, pois queremos fazer uma comparação entre o ajuste de um fuzil no alvo e o ajuste de um telescópio em uma estrela. Em vez do alvo comum em forma de círculo, suponhamos que ele consistisse apenas em um mostrador de relógio, o qual, naturalmente, o atirador não conseguiria ver à distância de qualquer alcance comum. Mas com o telescópio do círculo meridiano, o mostrador de relógio seria visível mesmo à distância de uma milha. O círculo meridiano é, de fato, capaz de tal precisão como instrumento de ajuste, a ponto de poder ser apontado separadamente para cada uma de duas estrelas cujo ângulo aparente aos olhos não seja maior do que o ângulo formado por um par adjacente de pontos de sessenta minutos ao redor da circunferência de um mostrador de relógio localizado a uma milha de distância do observador.

Esse poder de direcionar o instrumento com tanta precisão seria de pouca utilidade se não fosse combinado com arranjos que, uma vez que o telescópio tenha sido corretamente apontado, permitam determinar e registrar a posição da estrela. Um elemento na determinação da posição é fornecido pelo relógio astronômico, que indica o momento em que o objeto atravessa o fio vertical central; o outro elemento é fornecido pelo círculo graduado, que indica a distância angular da estrela em relação ao zênite, ou ponto diretamente acima da cabeça.

Instrumentos de meridiano excelentes adornam os nossos grandes observatórios, e são utilizados todas as noites para aquelas medições nas quais se baseiam as grandes verdades da astronomia. Esses instrumentos foram construídos com grande habilidade; mas é dever do astrônomo meticuloso duvidar da precisão do seu instrumento de todas as maneiras possíveis. O grande tubo pode ser uma estrutura tão rígida quanto os engenheiros mecânicos conseguem criar; as graduações no círculo podem ter sido gravadas pelas máquinas de divisão mais perfeitas; mas o astrônomo consciencioso não se contentará apenas com precisão mecânica. Aquele círculo de meridiano que, para quem não está familiarizado, parece uma obra-prima, possuindo uma precisão quase ilimitada, é visto de maneira muito diferente pelo astrônomo que o utiliza. Ninguém pode apreciar melhor do que ele a habilidade do artista que criou aquele círculo de meridiano, bem como os belos dispositivos de iluminação e leitura que conferem perfeição ao instrumento; mas, embora o astrônomo reconheça a beleza da máquina que está usando, ele sempre tem diante dos olhos um instrumento ideal de perfeição absoluta, ao qual o círculo de meridiano real serve apenas como uma aproximação.

Em comparação com o instrumento ideal, o melhor círculo de meridiano não passa de um conjunto de imperfeições. O tubo ideal é perfeitamente rígido, enquanto o tubo real é flexível; as divisões ideais no círculo são perfeitamente uniformes, enquanto as divisões reais não o são. O instrumento ideal é a encarnação geométrica de círculos perfeitos, linhas retas perfeitas e ângulos retos perfeitos; o instrumento real só consegue mostrar círculos aproximados, linhas retas aproximadas e ângulos retos aproximados. Talvez a parte feita pela aranha seja, no geral, a melhor; a teia esticada nos oferece a aproximação mecânica mais próxima de uma linha reta perfeita; mas estragamos o trabalho da aranha por não conseguirmos inserir aquelas belas fibras com perfeita uniformidade, e as nossas tentativas de ajustar duas delas em ângulo reto no campo de visão não conseguem produzir um ângulo exatamente de noventa graus.

As dificuldades enfrentadas pelo observador de meridiano também não se devem exclusivamente ao seu instrumento. Ele precisa lutar contra as próprias imperfeições; ele tem…

Frequentemente, isso é feito para levar em conta peculiaridades pessoais de natureza inesperada; os problemas que a atmosfera pode causar são notórios; enquanto o ajuste do seu instrumento o avisa de que ele nem mesmo pode confiar na própria terra firme. Sabemos que os terremotos, pelos quais o solo firme às vezes é perturbado, são apenas os casos mais evidentes de movimentos pequenos e contínuos na Terra, que, todas as noites do ano, perturbam o delicado ajuste do instrumento.

Quando a existência desses erros foi reconhecida, foi dado o primeiro grande passo. Por meio da colaboração entre o astrônomo e o matemático, torna-se possível medir as discrepâncias entre o círculo meridiano real e o instrumento que seria idealmente perfeito. Uma vez feito isso, podemos estimar o efeito que as irregularidades produzem nas observações e, finalmente, conseguimos eliminar dos dados observacionais os erros mais graves que os contaminam. Assim, obtemos resultados que, embora não sejam matematicamente precisos, são ainda assim aproximações razoáveis daqueles que seriam obtidos por um observador perfeito, utilizando um instrumento idealmente preciso, estando sobre uma Terra de rigidez absoluta e observando os céus sem a interferência da atmosfera.

Além de instrumentos como os já mencionados, os astrônomos dispõem de outros meios para acompanhar os movimentos dos corpos celestes. Nos últimos quinze anos, a fotografia passou a desempenhar um papel importante na astronomia prática. Esta bela arte pode ser utilizada para representar muitos objetos no céu por meio de imagens muito mais fiéis do que as que até o desenhista mais habilidoso poderia criar com o lápis. A fotografia também é útil para criar mapas de qualquer região do céu que se deseje examinar. Quando imagens repetidas da mesma região são tiradas ao longo do tempo, sua comparação permite determinar se alguma estrela se moveu durante esse intervalo. A magnitude e a direção desse movimento podem ser determinadas por um aparelho de medição delicado sob o qual a placa fotográfica é colocada.

Se um telescópio refrator for utilizado para tirar fotografias celestes, as lentes devem ser especialmente projetadas para esse fim. Os raios de luz que formam a imagem na placa preparada não são exatamente os mesmos que estão envolvidos na formação da imagem na retina do olho humano. Um espelho refletor, no entanto, concentra todos os raios, tanto aqueles que são quimicamente ativos quanto aqueles que são puramente visuais, no mesmo foco. Portanto, o mesmo instrumento refletor pode ser usado tanto para observar o céu quanto para tirar fotos em uma placa fotográfica que substitui o olho do observador.

Uma câmera de retratos simples tem sido utilizada com sucesso para obter fotografias impressionantes de áreas maiores do céu do que aquelas que podem ser capturadas com um telescópio longo; mas, para fins de medição precisa, as fotografias tiradas com o telescópio são incomparavelmente melhores.

É desnecessário dizer que o aparelho fotográfico, seja ele qual for, deve ser acionado por um mecanismo de relógio delicadamente ajustado, a fim de compensar o movimento aparente diário das estrelas causado pela rotação da Terra. Caso contrário, a imagem seria comprometida, assim como um retrato fica arruinado se a pessoa fotografada não permanecer quieta durante a exposição.

Entre os observatórios do Reino Unido, o Observatório Real de Greenwich é, naturalmente, o mais famoso. Ele se destaca entre todas as instituições semelhantes no mundo pela continuidade de seu trabalho ao longo de várias gerações. O Observatório de Greenwich foi fundado em 1675 com o objetivo de promover a astronomia e a navegação, e as observações sempre foram feitas com o propósito de determinar com a maior precisão as posições das principais estrelas fixas, do Sol, da Lua e dos planetas. Nos últimos anos, no entanto, houve grandes avanços no trabalho do observatório, e as áreas mais modernas da ciência são agora estudadas com dedicação ali.

O maior telescópio equatorial em Greenwich é um refrator com abertura de vinte e oito polegadas e vinte e oito pés de comprimento, construído por Sir Howard Grubb. Um notável instrumento composto, proveniente da mesma oficina célebre, também foi recentemente adicionado à nossa instituição nacional. Ele consiste em um grande refrator especialmente construído para fotografia, com abertura de vinte e seis polegadas (doado por Sir Henry Thompson), e um refletor com diâmetro de trinta polegadas, fruto da habilidade do Dr. Common. O enorme volume de publicações emitido anualmente testemunha a assiduidade com que o Astrônomo Real e sua numerosa equipe de astrônomos assistentes utilizam os esplêndidos recursos à sua disposição.

A parte sul do céu, cuja maior parte não pode ser vista neste país, é observada a partir de vários observatórios no hemisfério sul. O mais importante entre eles é o Observatório Real no Cabo da Boa Esperança, equipado com instrumentos de primeira classe. Podemos mencionar um grande telescópio fotográfico, presente do Sr. M’Clean. A astronomia foi grandemente enriquecida pelas inúmeras pesquisas realizadas pelo Dr. Gill, diretor do Observatório do Cabo.

Fig. 9 — A Ursa Maior.

Contudo, não é necessário usar instrumentos tão sofisticados para ter uma ideia da ajuda que o telescópio pode oferecer. O instrumento mais adequado para iniciar estudos astronômicos está ao alcance de todos. Trata-se dos conhecidos binóculos que os capitães utilizam a bordo dos navios; ou, se isso não for possível, então um simples óculo de observação também serve quase tão bem. Sem dúvida, ele não é tão poderoso quanto um telescópio, mas possui algumas vantagens compensatórias. O óculo de observação permite-nos examinar uma grande região do céu de uma só vez, enquanto um telescópio, em geral, oferece um campo de visão muito menor.

Suponhamos que o observador dispõe de um óculo de observação e esteja prestes a começar seus estudos astronômicos. O primeiro passo é familiarizar-se com o grupo de sete estrelas destacado na Figura 9. Este grupo é frequentemente chamado de “Arado” ou “Carro de Carlos”, mas os astrônomos preferem considerá-lo como parte da constelação da Ursa Major. Há muitos aspectos interessantes nesta constelação, e o iniciante deve aprender o mais rápido possível a identificar as sete estrelas que a compõem. Dentre elas, as duas marcadas como α e β, localizadas na cabeça do “urso”, são geralmente chamadas de “indicadores”. Elas são especialmente úteis, pois servem para direcionar o olhar para a estrela mais importante de todo o céu, conhecida como “estrela polar”.

Dirijam a atenção para aquela região da Ursa Major que forma uma espécie de retângulo, cujos cantos são as estrelas α, β, γ e δ. Na próxima noite clara, tentem contar quantas estrelas são visíveis dentro desse retângulo. Em uma noite excepcionalmente clara, sem lua, talvez seja possível perceber uma dúzia de estrelas, ou até mais, dependendo da acuidade da visão. Mas quando o óculo de observação é direcionado para a mesma parte da constelação, surge uma visão surpreendente: agora é possível ver cem estrelas com grande facilidade.

Porém, o óculo de observação não mostrará quase todas as estrelas dessa região. Qualquer telescópio decente revelará centenas de estrelas que são demasiado fracas para serem vistas com um instrumento menos potente. Quanto maior o telescópio, maior o número de estrelas que podem ser vistas.

Através de um dos instrumentos colossais, o número de estrelas teria que ser calculado em milhares.

Escolhemos a Ursa Maior porque é mais conhecida do que qualquer outra constelação. Mas a Ursa Maior não é excepcionalmente rica em estrelas. Determinar o número exato de estrelas é uma tarefa que ninguém conseguiu realizar; no entanto, foram feitas várias estimativas. Nossos grandes telescópios provavelmente conseguem mostrar pelo menos 50.000.000 de estrelas.

O estudante que usar um bom telescópio refrator, com lente objetiva de pelo menos três polegadas de diâmetro, encontrará ocupação para muitas noites agradáveis. Seu interesse pelo trabalho aumentará muito se ele possuir o encantador manual sobre os céus conhecido como “Objetos Celestes para Telescópios Comuns”, de Webb.

CAPÍTULO II.
O SOL.
O enorme tamanho do Sol – Mais quente que o platina derretido – Será que o Sol é a fonte de calor para a Terra? – O Sol está a 92.900.000 milhas de distância – Como compreender a magnitude dessa distância – Dia e Noite – Corpos luminosos e não luminosos – Contraste entre o Sol e as estrelas – O Sol é uma estrela – Aparência granular do Sol – As manchas no Sol – Mudanças na forma de uma mancha – As faculas – A rotação do Sol em torno de seu eixo – Visão de uma típica mancha solar – Periodicidade das manchas solares – Conexão entre as manchas solares e o magnetismo terrestre – Princípios da análise espectral – Substâncias presentes no Sol – Espectro de uma mancha – As proeminências ao redor do Sol – Eclipse total do Sol – Tamanho e movimento das proeminências – Sua conexão com as manchas – Medição espetroscópica do movimento no Sol – A coroa ao redor do Sol – Constituição do Sol.

Ao começarmos a examinar os corpos celestes que nos rodeiam, naturalmente começamos pelo nosso sol incomparável. Seu brilho esplêndido lhe confere a primazia sobre todos os outros corpos celestes.

As dimensões do nosso astro são proporcionais à sua importância. Os astrônomos conseguiram realizar a difícil tarefa de determinar os valores exatos, mas eles são tão gigantescos que os resultados são difíceis de serem compreendidos. O diâmetro do globo solar, ou o comprimento do eixo que passa pelo centro de um lado para outro, é de 866.000 milhas. No entanto, essa simples descrição das dimensões desse grande globo não consegue transmitir uma ideia adequada de sua imensidão. Se uma ferrovia fosse construída ao redor do Sol, e se partíssemos em um trem expresso que viaja a sessenta milhas por hora, teríamos que viajar por cinco anos, sem parar, dia e noite, antes de completar a viagem.

Quando o Sol é comparado com a Terra, o tamanho do nosso astro torna-se ainda mais impressionante. Suponhamos que seu globo fosse dividido em um milhão de partes; cada uma dessas partes superaria significativamente o tamanho da nossa Terra. A Figura 10 mostra um círculo grande e um muito pequeno, marcados como S e E.

respectivamente. Esses círculos mostram os tamanhos comparativos dos dois corpos.
A massa do sol, no entanto, não excede a da Terra na mesma proporção. Se o sol fosse colocado em um dos pratos de uma balança poderosa, e 300.000 corpos com o mesmo peso da nossa Terra fossem colocados no outro prato, o astro faria a balança pender.

O sol possui uma temperatura que supera em muito qualquer temperatura que produzimos artificialmente, seja em nossos laboratórios químicos ou em nossas indústrias metalúrgicas. Podemos fazer passar uma corrente galvânica por um fio de platina. O fio primeiro fica vermelho-quente, Fig. 10 — Tamanho Comparativo da Terra e do Sol, depois branco-quente; em seguida, brilha com um esplendor quase deslumbrante até fundir-se e quebrar. A temperatura do fio de platina em estado de fusão dificilmente pode ser superada nos fornos mais sofisticados, mas ela ainda assim não atinge a temperatura do sol.

No entanto, deve-se admitir que existe uma aparente discrepância entre um fato da experiência cotidiana e a afirmação de que o sol possui uma temperatura extremamente alta, como tentamos ilustrar. “Se o sol fosse quente”, foi dito, “então, quanto mais nos aproximássemos dele, mais quente sentiríamos; mas isso parece não ser o caso.”

No topo de uma montanha alta, estamos mais perto do sol, e, no entanto, todos sabem que lá em cima faz muito mais frio do que no vale abaixo. Se a montanha for tão alta quanto o Monte Branco, então certamente estamos a duas ou três milhas mais perto desse globo brilhante do que estávamos ao nível do mar; ainda assim, em vez de calor adicional, encontramos neve eterna. Uma ilustração simples pode ajudar a diminuir essa dificuldade. Em uma estufa, em um dia ensolarado, a temperatura é muito mais alta do que lá fora. O vidro permite que os raios quentes do sol entrem, mas se recusa a deixá-los sair com a mesma facilidade, e, consequentemente, a temperatura sobe. Do ponto de vista, a Terra pode ser comparada a uma estufa, só que, em vez de vidros, nosso planeta é envolto por uma camada enorme de ar. Na superfície da Terra, estamos, por assim dizer, dentro da estufa, e nos beneficiamos da presença da atmosfera; mas quando escalamos montanhas muito altas, passamos gradualmente por parte desse meio protetor e então sofremos com o frio. Se a Terra fosse privada de sua camada de ar, parece certo que o gelo eterno reinaria sobre continentes inteiros, bem como no topo das montanhas.

A distância real entre o sol e a Terra é de cerca de 92.900.000 milhas; mas, apenas citando esses números, não conseguimos ter uma ideia clara de sua verdadeira magnitude. Seria necessário contar o mais rápido possível por três dias e três noites para chegar a um milhão; ainda assim, isso teria que ser repetido quase noventa e três vezes antes de contarmos todas as milhas entre a Terra e o sol.

Toda noite clara, vemos um grande número de estrelas espalhadas pelo céu. Algumas são brilhantes, outras são fracas, e algumas formam padrões notáveis. Diante dessa multidão de pontos brilhantes, precisamos fazer uma pergunta importante: elas são corpos que brilham por conta própria, como o sol, ou brilham apenas com luz emprestada, como a lua? A resposta é fácil de dar. A maioria desses corpos brilha por conta própria, e eles são chamados de estrelas.

Suponhamos que o sol e todas as estrelas, propriamente ditas, sejam corpos brilhantes autoiluminados. Qual é então a grande diferença?

entre o sol e as estrelas? Existe, naturalmente, uma diferença vasta e óbvia entre o esplendor incomparável do sol e o brilho fraco das estrelas. No entanto, essa distinção não indica necessariamente que o nosso astro tenha um esplendor intrínseco superior ao das estrelas. O fato é que estamos localizados relativamente perto do sol, para beneficiarmos do seu calor e da sua luz, enquanto estamos separados até mesmo das estrelas mais próximas por um abismo imenso. Se o sol se afastasse gradualmente da Terra, a sua luz diminuiria, de modo que, quando tivesse alcançado profundezas do espaço equivalentes à distância que nos separa das estrelas, o seu esplendor teria desaparecido completamente. Ele já não pareceria mais aquela esfera majestosa com a qual estamos acostumados. Já não seria uma fonte de calor agradável, nem uma luz capaz de dissipar a escuridão da noite. O nosso grande sol teria encolhido até se tornar insignificante como uma estrela, não tão brilhante quanto muitas daquelas que vemos todas as noites.

De fato, é impressionante a conclusão a cui chegamos agora. Aquela multidão de estrelas que adornam o nosso céu todas as noites adquiriu uma importância enorme. Cada uma dessas estrelas é, na verdade, um sol poderoso, que rivaliza, e em muitos casos supera, o esplendor do nosso próprio astro. Assim, abrimos caminho para uma concepção majestosa das vastas dimensões do espaço, bem como da dignidade e do esplendor dos inúmeros corpos celestes que o povoam.

Há outro aspecto dessa situação que também tem a sua utilidade. Devemos, a partir de agora, lembrar que o nosso sol é apenas uma estrela, e não uma estrela particularmente importante. Se o sol, a Terra e tudo o que ela contém desaparecessem, o efeito no universo seria simplesmente o de uma pequena estrela ter cessado de brilhar. Visto simplesmente como uma estrela, o sol deve ocupar uma posição insignificante na vasta estrutura do universo. Mas não é como uma estrela que devemos considerar o sol. Para nós, a sua proximidade relativa confere-lhe uma importância inestimavelmente maior do que a de todas as outras estrelas. Imaginamos estar distantes do sol para obter a sua verdadeira perspectiva no universo; vamos agora nos aproximar e prestar-lhe a atenção que a sua suprema importância para nós merece.

À simples vista, o sol parece ser um círculo plano. No entanto, se for examinado com um telescópio, tomando cuidado, é claro, para inserir um pedaço de vidro de cor escura ou adotar alguma precaução semelhante para proteger o olho de danos, então perceber-se-á que o sol não é uma superfície plana, mas sim uma verdadeira esfera brilhante.

A primeira pergunta que devemos tentar responder é se a matéria brilhante que forma essa esfera é uma massa sólida, ou, se não for sólida, qual é sua natureza: líquida ou gasosa? À primeira vista, poderíamos pensar que o sol não pode ser líquido, e naturalmente imaginaríamos que se trata de uma bola sólida de alguma substância extremamente quente. Mas essa visão não está correta; pois podemos demonstrar que o sol certamente não é um corpo sólido, pelo menos no que diz respeito às suas partes superficiais.

Uma visão geral do sol, conforme mostrada por um telescópio de dimensões moderadas, pode ser vista na Figura 11, que foi tirada de uma fotografia.

Obtido pelo Sr. Rutherford em Nova Iorque, no dia 22 de setembro de 1870. Percebe-se imediatamente que a superfície do corpo luminoso não possui, de forma alguma, uma textura ou brilho uniformes. Pode-se descrevê-la antes como granulada ou manchada. Essa aparência se deve às nuvens luminosas que flutuam suspensas em uma camada de gás um pouco menos luminosa. É desnecessário dizer que essas nuvens solares são muito diferentes das nuvens que conhecemos tão bem em nossa própria atmosfera. As nuvens terrestres são, naturalmente, formadas por gotículas minúsculas de água, enquanto as nuvens na superfície do Sol são compostas por gotículas de um ou mais elementos químicos a uma temperatura extremamente alta.

A aparência granulada da superfície solar é mostrada de maneira magnífica nas fotografias em grande escala que o Sr. Janssen, de Meudon, conseguiu obter nos últimos vinte anos. Podemos reproduzir uma delas na Figura 12. Observa-se que os espaços entre os pontos luminosos têm uma tonalidade acinzentada; o efeito geral (como observou o Professor Young) é muito semelhante ao de um papel de desenho áspero visto de certa distância. Frequentemente notamos áreas na superfície dessas placas onde a definição parece insatisfatória. No entanto, esses não são os defeitos que poderiam ser supostos à primeira vista. Eles não surgem nem de imperfeições casuais da placa fotográfica nem de acidentes durante o desenvolvimento; sua origem se deve claramente a algum fator real no próprio Sol, e não será difícil explicar qual deve ser esse fator. Como teremos oportunidade de mencionar posteriormente, as velocidades com que os gases incandescentes no Sol se movem devem ser extremamente altas. Mesmo na centésima parte de segundo (que é aproximadamente o tempo de exposição dessa placa), os movimentos das nuvens solares são suficientemente grandes para produzir a indistinção observada.

Fig. 12.—Fotografia da superfície solar.
(Por Janssen.)

Dispersos de forma irregular pela superfície solar, pequenos objetos escuros chamados manchas solares são geralmente visíveis. Essas manchas variam muito tanto em tamanho quanto em número. As manchas solares foram observadas pela primeira vez no início do século XVII, pouco depois da invenção do telescópio. Sua aparência geral é mostrada na Fig. 13, na qual o núcleo central escuro aparece em contraste marcante com a margem mais clara ou penumbra. A Fig. 16 mostra uma pequena mancha se desenvolvendo a partir de um dos poros ou interstícios entre os grânulos.

Os primeiros observadores dessas manchas notaram que elas pareciam ter um movimento comum ao longo do sol. Na Fig. 14, apresentamos uma cópia de um desenho notável feito pelo padre Scheiner, que mostra o movimento de duas manchas observadas por ele em março de 1627. A figura indica as posições sucessivas assumidas pelas manchas nos vários dias, de 2 a 16 de março. A Fig. 13 mostra uma mancha solar comum; as marcas indicam as posições assumidas nos dias 11 e 13, dias em que o tempo estava nublado, impedindo assim qualquer observação. Verifica-se invariavelmente que esses objetos se movem na mesma direção — ou seja, do limbo oriental para o limbo ocidental[3] do sol. Eles completam a jornada pela superfície do sol em doze ou treze dias, após o que permanecem invisíveis por aproximadamente o mesmo período de tempo, até reaparecerem no limbo oriental. Esses primeiros observadores foram rápidos em perceber a verdadeira importância de sua descoberta. Eles deduziram, a partir dessas observações simples, o fato notável de que o sol, assim como a Terra, realiza uma rotação em torno de seu eixo, e na mesma direção. Mas existe uma diferença importante entre essas rotações: enquanto a Terra leva apenas vinte e quatro horas para girar uma vez, o globo solar leva cerca de vinte e seis dias para completar uma de suas rotações, muito mais lentas.

PLACA III.
MANCHAS E FACULAS NO SOL.
(DE UMA FOTOGRAFIA DO SR. WARREN DE LA RUE, 20 DE SETEMBRO DE 1861.)
Se examinarmos as manchas solares em condições atmosféricas favoráveis e com um telescópio de abertura razoavelmente grande, percebemos uma grande quantidade de detalhes interessantes que contêm informações importantes sobre a estrutura do sol. A penumbra de uma mancha costuma ser composta por filamentos direcionados para o centro da mancha, sendo geralmente mais brilhantes em suas extremidades internas, onde se conectam ao núcleo. Em uma mancha regularmente formada, o contorno da penumbra tem a mesma forma geral que o do núcleo, mas os astrônomos ficam frequentemente muito interessados ao observarem manchas enormes de formato muito irregular. Nesses casos, a superfície brilhante que cobre o sol (a fotosfera, como é chamada) costuma invadir o núcleo e formar uma península que se estende para dentro dele ou até mesmo o atravessa. Isso é bem ilustrado no belo desenho do professor Langley (Placa II.), de uma mancha muito irregular que ele observou entre 23 e 24 de dezembro de 1873.

Os detalhes de uma mancha variam continuamente; mudanças podem ser observadas com frequência, até mesmo de dia para dia, às vezes de hora em hora. Um comentário semelhante pode ser feito em relação às faixas ou manchas brilhantes que são frequentemente observadas, especialmente nas proximidades das manchas. Essas marcas brilhantes são conhecidas como faculas (pequenas tochas). Elas são vistas mais claramente perto da margem do Sol, onde a luz de sua superfície não é tão intensa quanto perto do centro do disco. A redução da luz na margem se deve à maior espessura da atmosfera absorvente ao redor do Sol, através da qual a luz emitida das regiões próximas à margem precisa passar para chegar até nós.

Nenhuma das marcas no disco solar constitui uma característica permanente do Sol. Alguns desses objetos podem, sem dúvida, durar semanas. De fato, aconteceu ocasionalmente que a mesma mancha marcasse o globo solar por vários meses; mas, após um período de existência maior ou menor, aquelas localizadas em uma parte do Sol podem desaparecer, enquanto marcas novas do mesmo tipo tornam-se visíveis em outros lugares. A conclusão a partir desses vários fatos é irrefutável. Eles nos dizem que a superfície visível do Sol não é uma massa sólida, nem sequer uma massa líquida, mas que o globo, tanto quanto podemos vê-lo, consiste em matéria no estado gasoso ou vaporoso.

Acontece frequentemente que uma grande mancha se divide em duas ou mais partes separadas, e estas às vezes são vistas se afastando com uma velocidade, em alguns casos, não inferior a mil milhas por hora. “Às vezes, embora muito raramente” (cito aqui o professor Young,[4], a quem devo frequentemente me agradecer), “um fenômeno diferente, de caráter extremamente surpreendente e impressionante, surge em conexão com esses objetos: manchas de intensa brilho surgem de repente, permanecendo visíveis por alguns minutos, movendo-se, durante esse tempo, a velocidades de até cem milhas por segundo.”

“Um desses eventos tornou-se clássico. Ocorreu na manhã (horário de Greenwich) de 1º de setembro de 1859, e foi testemunhado independentemente por dois observadores bem conhecidos e confiáveis — o Sr. Carrington e o Sr. Hodgson — cujas descrições do ocorrido podem ser encontradas na Monthly

Avisos da
Real
Sociedade Astronômica
para novembro de 1859.
Naquela época, o Sr. Carrington realizava suas habituais observações diárias da posição, configuração e tamanho das manchas solares por meio de uma imagem do disco solar em uma tela — que era então a Figura 14. — Observações de Scheiner sobre as manchas solares.

Ele estava envolvido nessa série de observações que durou oito anos e que constitui a base de grande parte da nossa ciência solar atual. O Sr. Hodgson, a uma distância de muitas milhas, também estava desenhando os detalhes da estrutura das manchas solares por meio de um óculo solar e de um vidro de sombreamento. Eles viram simultaneamente dois objetos luminosos, com formato semelhante ao de duas luas novas, cada um com cerca de oito mil milhas de comprimento e duas mil milhas de largura, a uma certa distância.

nos quais aparecem as manchas solares. A cerca de doze mil milhas umas das outras. Estas surgem de repente na borda de uma grande mancha solar, com um brilho deslumbrante, pelo menos cinco ou seis vezes maior que o das partes vizinhas da fotosfera, e movem-se para leste sobre a mancha em linhas paralelas, ficando cada vez menores e mais fracas, até desaparecerem em aproximadamente cinco minutos, após percorrerem um trecho de quase trinta e seis mil milhas.

As manchas solares não aparecem de forma indiscriminada em todas as partes da superfície do Sol. Elas são encontradas principalmente em duas zonas (Fig. 15), em cada lado do equador solar, entre as latitudes de 10° e 30°. No equador, as manchas são raras, exceto, curiosamente, perto do período em que há poucas manchas em outros locais. Em altas latitudes, elas nunca são vistas. Estreitamente relacionado a esses princípios peculiares de sua distribuição está o fato notável de que as manchas em diferentes latitudes não indicam os mesmos valores para o período de rotação do Sol. Ao observar uma mancha perto do equador solar, Carrington descobriu que ela completava uma revolução em vinte e cinco dias e duas horas. Em uma latitude de 20°, o período é de cerca de vinte e cinco dias e dezoito horas; em 30°, não é menor que vinte e seis dias e doze horas, enquanto as poucas manchas observadas na latitude de 45° precisam de vinte e sete dias e meio para completar seu ciclo.

Como o Sol, pelo menos no que diz respeito às suas regiões externas, é uma massa de gás e não um corpo sólido, não haveria nada de incrível na suposição de que as manchas possuam, ocasionalmente, movimentos próprios, como navios no oceano. No entanto, pelos fatos que temos à disposição, parece que as diferentes zonas do Sol, correspondentes ao que chamamos de zonas tropicais e temperadas na Terra, continuam a girar com velocidades que diminuem gradualmente do equador em direção aos polos. Parece provável que as partes internas do Sol não rotacionem como se todo o Sol fosse uma massa rigidamente conectada. A massa do Sol, ou pelo menos a sua maior parte, é bem diferente de um corpo rígido, e assim as diversas partes têm, até certo ponto, liberdade para se moverem independentemente. Embora não possamos ver como as partes internas do Sol rotacionam, as leis da dinâmica nos permitem compreender isso.

Pode-se inferir que as camadas internas do Sol giram mais rapidamente do que as camadas externas, e assim algumas das características dos movimentos das manchas solares podem ser explicadas. Mas, no momento, deve-se admitir que existem grandes dificuldades para se explicar a distribuição das manchas e a lei de rotação do Sol.

No ano de 1826, Schwabe, um astrônomo alemão, começou a registrar regularmente o número de manchas visíveis no Sol. Após observá-las por dezessete anos, ele conseguiu afirmar que o número de manchas parecia flutuar de ano para ano, e que havia um período de cerca de dez anos nas suas variações. Observações posteriores confirmaram essa descoberta, e livros e manuscritos antigos foram cuidadosamente examinados em busca de informações mais antigas. Assim, foi compilado um registro mais ou menos completo do estado do Sol em relação às manchas desde o início do século XVII. Isso permitiu aos astrônomos determinar com maior precisão o período dos máximos recorrentes.

O curso de um dos ciclos das manchas solares pode ser descrito da seguinte forma: por dois ou três anos, as manchas são maiores e mais numerosas do que a média; depois, elas começam a diminuir, até atingirem um mínimo após cerca de seis ou sete anos a partir do máximo; em seguida, o número de manchas começa a aumentar, e em aproximadamente quatro anos e meio o máximo é novamente alcançado. A duração do ciclo é, em média, de cerca de onze anos e cinco semanas, mas tanto sua duração quanto a intensidade dos máximos variam um pouco. Por exemplo, ocorreu um grande máximo no verão de 1870, seguido por um mínimo muito baixo em 1879, e depois por um mínimo fraco no final de 1883; em seguida, houve um mínimo médio por volta de agosto de 1889, seguido pelo último máximo observado em janeiro de 1894. Não é improvável que um segundo período de cerca de sessenta ou oitenta anos afete a regularidade do período de onze anos. Serão necessárias observações sistemáticas ao longo de muitos anos para resolver essa questão, pois as observações das manchas solares antes de 1826 são insuficientes para decidir os problemas que surgem.

Parece existir uma conexão curiosa entre a periodicidade das manchas solares e sua distribuição sobre a superfície do Sol. Quando um mínimo está prestes a passar, as manchas geralmente começam a aparecer em latitudes de aproximadamente 30° ao norte e ao sul do equador solar; depois, elas gradualmente surgem mais perto do equador, de modo que, no momento do máximo de frequência, a maioria delas aparece em latitudes não superiores a 16°. Essa distância em relação ao equador solar continua diminuindo até o momento do mínimo. De fato, as manchas permanecem muito próximas do equador por mais alguns anos, até que o sinal indicando o início de outro período comece a ser observado em latitudes mais altas.

Ainda precisamos mencionar uma característica extraordinária que aponta para uma conexão íntima entre os fenômenos das manchas solares e os fenômenos puramente terrestres relacionados ao magnetismo. É bem sabido que a agulha de uma bússola não aponta exatamente para o norte, mas se desvia do meridiano por um ângulo que varia em diferentes locais e nem mesmo é constante no mesmo lugar. Por exemplo, em Greenwich, a agulha atualmente aponta numa direção 17° a oeste do norte, mas esse valor está sujeito a mudanças muito lentas e graduais, além de pequenas oscilações diárias. Há cerca de cinquenta anos, Lamont (um astrônomo bávaro, mas natural da Escócia) descobriu que a amplitude dessas oscilações diárias aumenta e diminui regularmente num período que ele estimou em 10-1⁄3 anos, mas que posteriormente foi constatado como sendo 11-1⁄10 anos, exatamente o mesmo período das manchas solares. Através de um estudo detalhado dos registros de observações magnéticas, verificou-se que o momento do máximo de manchas solares coincide quase sempre com o momento do máximo das oscilações diárias da agulha da bússola, e o mesmo acontece com os mínimos. Essa estreita relação entre a periodicidade das manchas solares e os movimentos diários da agulha magnética não é a única prova de que existe algum tipo de conexão entre os fenômenos solares e o magnetismo terrestre. Um período de máximo de manchas solares é também um período de grande atividade magnética, e houve até casos especiais em que um surto peculiar no Sol esteve associado a fenômenos magnéticos notáveis na Terra. Um muito

Um exemplo interessante desse tipo foi registrado pelo Professor Young, que, ao observar o Sol em Sherman no dia 3 de agosto de 1872, percebeu uma perturbação muito intensa na superfície do Sol. No mesmo dia, um membro da sua equipe, que se dedicava a observações magnéticas e que não tinha conhecimento algum do que o Professor Young havia visto, disse-lhe que fora forçado a interromper seu trabalho magnético devido ao movimento intenso do seu ímã. Posteriormente, constatou-se, através dos registros fotográficos de Greenwich e Stonyhurst, que a “tempestade” magnética observada na América foi sentida simultaneamente na Inglaterra. Também foi notada uma conexão semelhante entre as manchas solares e a aurora boreal; esse fato é uma consequência natural da conhecida relação entre a aurora e as perturbações magnéticas. Por outro lado, deve-se admitir que muitas tempestades magnéticas marcantes ocorreram sem qualquer perturbação solar correspondente.[5] Mas até mesmo aqueles que são céticos quanto à relação entre esses dois tipos de fenômenos em casos específicos dificilmente podem duvidar do notável paralelismo entre o aumento e a diminuição geral no número de manchas solares e a extensão dos movimentos diários da agulha da bússola.

Fig. 16.—A Textura do Sol e uma Mancha Pequena.
Descrevemos agora os principais fenômenos solares que o telescópio nos fez conhecer. Mas existem muitas questões relacionadas à natureza do Sol que nem mesmo o telescópio mais poderoso nos permitiria resolver; no entanto, o espectróscopo nos deu os meios para investigá-las.

O que recebemos do Sol é calor e luz. A massa intensamente aquecida do Sol irradia seus raios em todas as direções com uma generosidade ilimitada. Cada raio parece quente ao nosso toque e brilhantemente branco à nossa visão, mas é necessária uma análise mais detalhada do que a mera percepção sensorial. Cada raio solar traz marcas de sua origem. Essas marcas não são visíveis até que um processo especial seja aplicado; nesse caso, o raio solar pode “contar sua história”, revelando-nos muito sobre a natureza da composição desse grande corpo celeste.

Consideramos a luz do Sol incolor, assim como dizemos que a água é insípida; mas ambas essas expressões se referem mais aos nossos próprios sentidos do que...

a nada que seja realmente característico da água ou da luz solar. Consideramos a luz solar incolor porque ela forma, por assim dizer, o fundo sobre o qual todas as outras cores são representadas. Na verdade, o branco está longe de ser incolor, pois contém todas as tonalidades conhecidas misturadas entre si em certas proporções. A luz do sol é, na realidade, extremamente complexa; a própria Natureza nos diz isso se lhe dermos o menor grau de atenção. De onde vêm as belas tonalidades com as quais todos estamos familiarizados? Observe as encantadoras cores de um jardim: o vermelho da rosa não está na própria rosa. Tudo o que a rosa faz é captar os raios solares que caem sobre ela, extrair desses raios o vermelho que eles contêm e irradiar essa luz vermelha para os nossos olhos. Se não houvesse raios vermelhos transmitidos junto com os outros raios no raio solar, não haveria rosa vermelha visível à luz solar.

O princípio envolvido aqui tem muitas outras aplicações; uma dama costuma dizer que um vestido que fica muito bem à luz do dia não fica bem à noite. A razão é que o vestido foi feito para mostrar certas cores que existem na luz solar; mas essas cores não estão presentes na mesma medida sob a luz a gás, e, consequentemente, o vestido adquire uma tonalidade diferente. O erro não está no vestido, mas no gás; e quando se usa a luz elétrica, ela emite raios mais semelhantes aos do sol, e as cores do vestido aparecem com toda a beleza pretendida.

A indicação natural mais esplêndida da natureza da luz solar pode ser observada no arco-íris. Aqui, os raios solares são refratados e refletidos por pequenas gotículas de água nas nuvens; elas transmitem a luz solar até nós e, ao fazê-lo, decomponham os raios brancos nas sete cores primárias — vermelho, laranja, amarelo, verde, azul, índigo e violeta.

PLACA A.
O SOL.
Observatório Real, Greenwich, 8 de julho de 1892.

O arco formado nas nuvens é típico daquele grande ramo da ciência moderna cujos princípios vamos agora expor. As esferas de água decomponem os raios solares; e seguimos o percurso indicado pelo arco-íris, analisando a luz solar em seus componentes. Somos capazes de fazer isso com precisão científica quando utilizamos aquela ferramenta notável para desvendar os segredos da Natureza, conhecida como espectrômetro. Os raios da luz solar branca

Consiste em inúmeros feixes de luz de todas as cores, em estreita associação entre si. Cada tom de vermelho, amarelo, azul e verde pode ser encontrado num feixe de luz solar. O bastão do mágico, com o qual golpeamos o feixe de luz e organizamos esse emaranhado em ordem perfeita, é o simples instrumento conhecido como prisma de vidro. Representamos este instrumento na sua forma mais simples na figura adjunta (Fig. 17). Trata-se de um pedaço de vidro puro e homogêneo, em formato de cunha. Quando um raio de luz proveniente do sol ou de qualquer outra fonte incide sobre o prisma, ele atravessa o vidro transparente e emerge do outro lado; no entanto, a influência do vidro provoca uma mudança notável no raio de luz. Ele é desviado por refração em relação ao caminho que seguia originalmente, sendo forçado a seguir um caminho diferente. Se, porém, o prisma desviasse todos os raios de luz da mesma maneira, então não seria útil para a análise da luz; felizmente, o prisma age com eficiência variável nos raios de cores diferentes. Um raio vermelho não é refratado tanto quanto um raio amarelo; um raio amarelo não é refratado tanto quanto um raio azul. Consequentemente, quando o feixe composto de luz solar, no qual todos os raios diferentes estão misturados, passa pelo prisma, eles emergem da maneira mostrada na figura anexa (Fig. 18). Eis, portanto, a origem do poder analítico do prisma: ele desvia as diferentes cores de maneira desigual, e, consequentemente, o feixe de luz solar composto, após passar pelo prisma, já não apresenta apenas luz branca, mas sim uma faixa colorida de luz, com tons semelhantes aos do arco-íris, que vão do vermelho escuro, em uma extremidade, passando por todos os tons intermediários, até o violeta.

Fig. 18.—Dispersão da Luz pelo Prisma.
Temos no prisma os meios para decompor a luz do sol, ou a luz de qualquer outra fonte, em suas partes componentes. A análise da qualidade da luz nos permite saber algo sobre a constituição do corpo de onde essa luz emanou. De fato, em alguns casos simples, a mera cor da luz já é suficiente para indicar a fonte de onde ela provém. Há, por exemplo, uma luz vermelha esplêndida que às vezes é vista em fogos de artifício, devida ao estrôncio metálico. O olho consegue identificar o elemento pela simples cor da chama. Existe também uma luz amarela característica produzida pela chama do sal comum queimado com álcool. O sódio é o componente importante do sal; assim, aqui reconhecemos outra substância apenas pela cor que ela emite ao queimar. Podemos mencionar ainda uma terceira substância, o magnésio, que queima com uma luz branca brilhante, extremamente característica desse metal.

PLACA XIII.
ESPECTROS DO SOL E DAS ESTRELAS.
I. SOL.
II. SÍRIUS.
III. ALDEBARAN.
IV. BETELGEUZE.
Os três metais, estrôncio, sódio e magnésio, podem assim ser identificados pelas cores que produzem quando estão incandescentes. Nessa simples observação reside o germe do método moderno de pesquisa conhecido como análise espectral. Podemos agora examinar, com o prisma, as cores do sol e das estrelas, e a partir desse exame podemos aprender algo sobre os materiais que compõem esses corpos celestes. Não estamos limitados ao uso de apenas um prisma; podemos fazer com que a luz que se deseja analisar passe por vários prismas em sequência, a fim de aumentar a dispersão ou a separação das diferentes cores. Para entrar no espectróscopo, a luz passa primeiro por uma fenda estreita e, em seguida, os raios são tornados paralelos ao passarem por uma lente; esses raios paralelos passam depois por um ou mais prismas e, finalmente, são observados por meio de um pequeno telescópio, ou podem ser capturados por uma placa fotográfica, na qual será formada uma imagem. Se o feixe de luz que passa pela fenda tiver se originado de um corpo sólido incandescente ou

de um corpo líquido, ou de um gás sob alta pressão, descobre-se que a faixa colorida ou espectro contém todas as cores indicadas na Placa XIII, sem qualquer interrupção entre as cores. Isso é conhecido como espectro contínuo. Mas se examinarmos a luz de um gás sob baixa pressão, como pode ser feito colocando uma pequena quantidade do gás em um tubo de vidro e fazendo-o brilhar com uma corrente elétrica, descobrimos que ele não emite raios de todas as cores, mas apenas raios de certas cores distintas, que são diferentes para gases diferentes. O espectro de um gás, portanto, consiste em várias linhas luminosas separadas.

Quando estudamos a luz solar através do prisma, descobre-se que o espectro não se estende de forma completamente contínua de uma extremidade à outra, mas é coberto por uma multidão de linhas escuras, das quais apenas algumas são mostradas na placa adjacente. (Placa XIII.) Essas linhas são uma característica permanente do espectro solar. Elas são tão características da luz solar quanto as próprias cores prismáticas, e são cheias de interesse e informação a respeito do sol. Essas linhas são os elementos nos quais a história e a natureza do sol estão registradas. Vistas por meio de um instrumento com potência adequada, encontram-se centenas e milhares de linhas escuras atravessando o espectro solar. Elas têm todas as variedades de intensidade e sutileza; sua distribuição parece não seguir nenhuma lei simples. Em algumas partes do espectro há poucas linhas; em outras regiões, elas estão tão próximas umas das outras que é difícil separá-las. Em alguns lugares, elas são extremamente finas e delicadas, e nunca deixam de despertar a admiração de quem observa esse espetáculo interessante por meio de um bom instrumento.

Não pode haver método melhor para explicar o assunto bastante complexo da análise de espectros do que seguir, na prática, os passos da descoberta original que primeiro demonstrou claramente a importância das linhas escuras “Fraunhofer”. Concentremos nossa atenção especialmente naquela linha do espectro solar marcada como d. Ao observá-la no espectrômetro, descobre-se que ela consiste em duas linhas, muito delicadamente separadas por um intervalo minúsculo, sendo que uma delas é ligeiramente mais grossa que a outra. Suponhamos que, enquanto a atenção está concentrada nessas linhas, a chama de um álcool comum...

Uma lâmpada colorida com sal comum deve ser colocada na frente do instrumento, de modo que o raio de luz solar direta passe através da chama antes de entrar no espectrômetro. O observador percebe imediatamente que as duas linhas conhecidas como d brilham com maior intensidade e vivacidade, enquanto não há outro efeito perceptível no espectro. Algumas tentativas mostram que essa intensificação das linhas d se deve ao vapor de sódio gerado pela queima do sal na lâmpada, através da qual a luz solar passou.

É completamente impossível que essa maravilhosa conexão entre o sódio e as linhas d do espectro seja meramente casual. Mesmo que houvesse apenas uma única linha envolvida, seria extremamente improvável que a coincidência ocorresse por acaso; mas, quando descobrimos que o sódio afeta ambas as linhas próximas que formam o d, nossa convicção de que deve haver alguma conexão profunda entre essas linhas e o sódio torna-se absoluta certeza. Suponhamos que a luz solar seja bloqueada e que toda outra luz seja excluída, exceto aquela proveniente do vapor incandescente de sódio na chama. Então, ao olhar através do espectrômetro, veremos que não obtemos mais todas as cores do arco-íris; a luz do sódio concentra-se em duas linhas amarelas brilhantes, ocupando exatamente a posição que as linhas escuras d ocupavam no espectro solar, cuja escuridão parecia ser intensificada pela chama de sódio.

Devemos aqui tentar eliminar o que, à primeira vista, pode parecer um paradoxo. Como é possível que, embora a chama de sódio produza duas linhas brilhantes quando vista na ausência de outra luz, ela pareça, na verdade, intensificar as duas linhas escuras no espectro solar? A explicação para isso nos leva imediatamente à doutrina fundamental da análise de espectros. As chamadas linhas escuras no espectro solar são apenas escuras em contraste com a iluminação brilhante do resto do espectro. Uma grande quantidade de luz solar realmente está presente nas linhas escuras, embora não o suficiente para ser vista quando o olho é deslumbrado pelo brilho ao redor. Quando a chama da lâmpada carregada de sódio intercede, ela emite uma certa quantidade de luz, que fica totalmente localizada nessas duas linhas. Até agora, parece que a influência da chama de sódio deveria se manifestar na diminuição da escuridão das

linhas e torná-las menos visíveis. Na verdade, elas são muito mais visíveis com a chama de sódio do que sem ela. Isso se deve ao fato de que a chama de sódio possui a propriedade notável de interromper a luz solar que estava a caminho dessas linhas específicas; assim, embora o sódio contribua com alguma luz para essas linhas, ele intercepta uma quantidade muito maior da luz que, de outra forma, iluminaria essas linhas, fazendo com que elas fiquem mais escuras com a chama de sódio do que sem ela.

Assim, chegamos a um princípio notável, que levou à interpretação das linhas escuras no espectro do sol. Descobrimos que, quando o vapor de sódio é aquecido, ele emite luz de um tipo muito específico, que, ao ser vista através do prisma, concentra-se em duas linhas. Mas o vapor de sódio também possui essa propriedade: a luz do sol pode passar por ele sem qualquer absorção perceptível, exceto daqueles raios que têm as mesmas características das duas linhas em questão. Em outras palavras, se o vapor aquecido de uma substância produz um espectro de linhas brilhantes, correspondentes a diferentes tipos de luz, esse mesmo vapor atuará como uma tela opaca para esses tipos específicos de luz, permanecendo transparente para todas as outras espécies de luz.

Esse princípio é tão importante na teoria da análise de espectros que acrescentamos mais um exemplo. Vamos tomar o elemento ferro, que ilustra de maneira muito marcante a lei em questão. No espectro solar, sabe-se que algumas centenas de linhas escuras correspondem ao espectro do ferro. Essa correspondência é exibida de maneira vívida quando, por meio de um dispositivo adequado, a luz de uma faísca elétrica proveniente de polos de ferro é examinada no espectrômetro lado a lado com o espectro solar. As linhas de ferro no sol estão na mesma posição que as linhas no espectro do vapor de ferro incandescente. Mas o espectro do ferro, conforme descrito aqui, consiste em linhas brilhantes; enquanto aquelas com as quais é comparado no sol são escuras sobre um fundo brilhante. Elas podem ser completamente compreendidas se supusermos que o vapor gerado pelo ferro intensamente aquecido esteja presente na atmosfera que circunda as camadas luminosas do sol. Esse vapor absorveria ou impediria exatamente os mesmos raios que emite quando está incandescente, e assim aprendemos

O fato importante é que o ferro, não menos que o sódio, deve, de uma forma ou de outra, ser um constituinte do Sol.

Esse é, em linhas gerais, o célebre descobrimento dos tempos modernos que deu uma interpretação para as linhas escuras do espectro solar. Os espectros de um grande número de substâncias terrestres foram examinados em comparação com o espectro solar, e assim foi estabelecido que muitos dos elementos conhecidos na Terra estão presentes no Sol. Podemos mencionar cálcio, ferro, hidrogênio, sódio, carbono, níquel, magnésio, cobalto, alumínio, cromo, estrôncio, manganês, cobre, zinco, cádmio, prata, estanho, chumbo, potássio. Alguns dos elementos de maior importância na Terra parecem estar ausentes do Sol. Enxofre, fósforo, mercúrio, ouro, nitrogênio podem ser mencionados entre os elementos que até agora não deram indicação alguma de serem constituintes solares.

Também é possível que as linhas de uma substância na atmosfera solar sejam tão brilhantes que a luz do espectro contínuo, sobre a qual são sobrepostas, não consiga “inverter” essas linhas — ou seja, transformá-las em linhas escuras. Sabemos, por exemplo, que as linhas brilhantes do vapor de sódio podem ficar tão intensamente brilhantes que o espectro de um cilindro de cal incandescente colocado atrás do vapor de sódio não consegue inverter essas linhas. Se, então, tornarmos as linhas de sódio mais fracas, elas podem ser reduzidas à exata intensidade presente naquela parte do espectro da luz de cal; nesse caso, as linhas, naturalmente, não poderiam ser distinguidas. A questão sobre quais elementos realmente faltam no Sol deve, portanto, como muitas outras questões relativas ao nosso grande astro, ser considerada, por enquanto, uma questão em aberto. Em breve veremos que um elemento anteriormente desconhecido foi, de fato, descoberto por meio de uma linha que o representa no espectro solar.

Voltemos agora às manchas solares e vejamos o que o espectróscopo pode nos ensinar sobre sua natureza. Acoplamos um espectróscopo potente à extremidade ótica de um telescópio, a fim de concentrar o máximo de luz possível na fenda; esta, portanto, precisa ser colocada exatamente no foco do objeto.

vidro. O instrumento é então apontado para um ponto, de modo que sua imagem caia sobre a fenda; a presença da parte central escura, chamada umbra, revela-se por meio de uma faixa escura que atravessa todo o espectro solar de um extremo ao outro. Ela é delimitada, em ambos os lados, pelo espectro da penumbra, que é muito mais brilhante que o da umbra, mas menos brilhante do que as regiões adjacentes do sol.

Pelo fato de o espectro ficar escurecido, sabemos que há uma absorção considerável de luz na umbra. No entanto, essa absorção não é causada pela presença de volumes de partículas sólidas ou líquidas minúsculas, como as que constituem fumaça ou nuvens. Isso é indicado pelo fato, descoberto pela primeira vez por Young em 1883, de que o espectro não fica uniformemente escurecido, como aconteceria se a absorção fosse causada por partículas flutuantes. Ao examinar muitos pontos grandes e estáticos, ele percebeu que a parte verde central do espectro era atravessada por inúmeras linhas finas e escuras, geralmente em contato umas com as outras, mas aqui e ali separadas por intervalos brilhantes. Cada linha é mais grossa no meio (correspondente ao centro do ponto) e afinase até se tornar um fio fino em cada extremidade; de fato, a maioria dessas linhas pode ser rastreada pelo espectro da penumbra e até mesmo pela superfície solar. Portanto, a absorção parece ser causada por gases a uma temperatura muito menor do que a dos gases presentes fora do ponto.

Nas partes vermelha e amarela do espectro do ponto, que foram estudadas especialmente por muitos anos por Sir Norman Lockyer no Observatório de South Kensington, encontram-se detalhes interessantes que confirmam essa conclusão. Muitas das linhas escuras não são mais grossas e escuras no ponto do que no espectro solar normal, enquanto outras ficam bastante mais grossas no espectro do ponto, como as linhas de ferro, cálcio e sódio. As linhas de sódio às vezes ficam tanto mais largas quanto invertidas duas vezes — ou seja, sobre a linha escura e grossa há uma linha brilhante sobreposta. A mesma característica é frequentemente observada nas notáveis linhas de cálcio h e k, na extremidade violeta do espectro. Esses fatos indicam a presença de grandes massas de vapores de sódio e cálcio acima do núcleo. As observações em

South Kensington também revelou outra peculiaridade interessante dos espectros de manchas solares. No momento da frequência mínima das manchas, as linhas de ferro e de outros elementos terrestres se destacam entre as linhas mais ampliadas; nos máximos, essas linhas quase desaparecem, e a ampliação é observada apenas nas linhas de origem desconhecida.

O espectróscopo nos proporcionou meios para estudar outras características interessantes do Sol, que são tão fracas que, sob a intensa luz solar, não podem ser facilmente observadas com um simples telescópio. No entanto, podemos vê-las com bastante facilidade quando o brilhante corpo do Sol é obscurecido durante a rara ocorrência de um eclipse total. As condições necessárias para a ocorrência de um eclipse serão analisadas mais detalhadamente no próximo capítulo. Por enquanto, basta observar que, devido ao movimento da Lua, pode acontecer de ela esconder completamente o Sol, produzindo, assim, em certas partes da Terra, o que chamamos de eclipse total. Os poucos minutos em que dura um eclipse total são de grande interesse para os astrônomos. A escuridão reina sobre a paisagem, e nessa escuridão são observadas cenas raras e belas.

Na Fig. 19 temos um diagrama de um eclipse total, mostrando alguns dos objetos notáveis conhecidos como proeminências (a, b, c, d, e), que se projetam por trás do corpo escuro da lua. É fácil demonstrar que elas não pertencem à lua, mas sim a apêndices solares de algum tipo. Elas aparecem primeiro no limbo oriental, no início da totalidade, conforme mostrado na Fig. 19 — Proeminências vistas durante o eclipse total. As que são vistas primeiro são gradualmente mais ou menos cobertas pela lua em movimento, enquanto outras surgem por trás do limbo ocidental da lua, até que a totalidade acabe e a luz solar volte a brilhar, momento em que todas desaparecem instantaneamente.

O primeiro eclipse total que ocorreu após o espectrômetro ser colocado nas mãos dos astrônomos foi em 1868. Em 18 de agosto daquele ano, um eclipse total foi visível na Índia. Vários observadores, equipados com espectrômetros, estavam atentos às proeminências e conseguiram afirmar que seu espectro era composto por linhas brilhantes separadas, demonstrando assim que esses objetos eram massas de gás incandescente. No dia seguinte, o ilustre astrônomo Janssen, um dos observadores do eclipse, conseguiu ver essas linhas sob a luz solar plena, já que agora sabia exatamente onde procurá-las. Muitos meses antes do eclipse, Sir Norman Lockyer já estava se preparando para buscar as proeminências, pois esperava que elas produzissem um espectro de linhas facilmente visível.

Apenas a luz comum do sol poderia ser suficientemente filtrada. Ele propôs fazer isso usando um espectróscopo de grande dispersão, que espalharia consideravelmente o espectro contínuo, tornando-o mais fraco. O efeito da grande dispersão nas linhas brilhantes isoladas que ele esperava ver seria apenas ampliar os intervalos entre elas, sem interferir em seu brilho. O novo espectróscopo, que ele ordenou que fosse construído para esse fim, só foi concluído algumas semanas após o fim do eclipse, embora antes das notícias da conquista de Janssen chegarem à Europa vindo da Índia. Quando essas notícias finalmente chegaram, Sir N. Lockyer já havia encontrado o espectro de proeminências invisíveis na borda do sol. A honra da aplicação prática de um método para observar proeminências solares sem a ajuda de um eclipse deve, portanto, ser compartilhada entre os dois astrônomos.

Quando um espectróscopo é apontado para a margem do sol, de modo que a fenda esteja radial, certas linhas luminosas curtas tornam-se visíveis, localizadas exatamente na extensão das linhas escuras correspondentes no espectro solar. Após uma análise adequada das circunstâncias, pode-se demonstrar que os gases que formam as proeminências também estão presentes como uma camada atmosférica relativamente rasa ao redor do grande corpo celeste. Essa camada tem cerca de cinco ou seis mil milhas de profundidade e está situada imediatamente acima da camada densa de nuvens luminosas que forma a superfície visível do sol e que chamamos de fotosfera. O envoltório gasoso do qual surgem as proeminências foi denominado cromosfera devido às linhas coloridas apresentadas em seu espectro. Tais linhas são muito numerosas, mas aquelas relacionadas à substância hidrogênio predominam tanto que podemos dizer que a cromosfera consiste principalmente neste elemento. No entanto, deve-se notar que cálcio e outro elemento também estão sempre presentes, enquanto ferro, manganês e magnésio costumam ser visíveis. O elemento notável, cujo nome ainda não mencionamos, tem uma história surpreendente.

Durante o eclipse de 1868, uma linha amarela fina foi observada entre as linhas do espectro da proeminência, e não foi algo incomum no início

Supôs-se que devia tratar-se da linha amarela do sódio. Mas quando foram feitas observações cuidadosas posteriormente, sem pressa, sob plena luz solar, e obtidas medições precisas, percebeu-se imediatamente que essa linha não era idêntica a nenhuma das componentes da linha dupla do sódio. A nova linha estava, sem dúvida, bastante próxima das linhas do sódio, mas ligeiramente voltada para a parte verde do espectro. Notou-se também que, em geral, não havia nenhuma linha correspondente entre as linhas escuras do espectro solar comum, embora de vez em quando fosse detetada uma linha escura fina, especialmente perto de uma mancha solar. Sir Norman Lockyer e Sir Edward Frankland demonstraram que isso não era causado por nenhum elemento terrestre conhecido. Portanto, supôs-se que fosse causado por algum corpo até então desconhecido, ao qual foi dado o nome de hélio, ou elemento solar. Cerca de uma dúzia de linhas menos evidentes foram gradualmente identificadas no espectro das proeminências e da cromosfera, que também pareciam ser causadas por esse mesmo hélio misterioso. Essas mesmas linhas notáveis foram também detetadas, nos últimos anos, nos espectros de várias estrelas.

Esse gás, conhecido há tanto tempo nos céus, foi finalmente detectado na Terra. Em abril de 1895, o professor Ramsay, que juntamente com Lord Rayleigh havia descoberto o novo elemento árgon, detetou a presença da famosa linha de hélio no espectro do gás libertado pelo aquecimento do raro mineral conhecido como cleveita, encontrado na Noruega. Assim, este elemento, cuja existência fora detetada pela primeira vez no Sol, a 93 milhões de milhas de distância, foi finalmente comprovado como sendo também um elemento terrestre.

Quando Runge anunciou que a linha principal no espectro do hélio terrestre tinha uma linha companheira fraca e muito próxima no lado vermelho, pareceu haver inicialmente alguma dúvida quanto à identidade do novo gás terrestre descoberto por Ramsay com o hélio da cromosfera. A linha de hélio desta última nunca havia sido considerada dupla. No entanto, posteriormente, vários observadores equipados com instrumentos muito potentes descobriram que a famosa linha da cromosfera realmente tinha uma linha companheira muito fraca. Assim, a identidade entre o hélio celestial e o gás encontrado no nosso planeta foi estabelecida de forma definitiva.

de maneira notável. Certas circunstâncias pareceram indicar que o novo gás poderia ser uma mistura de dois gases de densidades diferentes, mas até o presente isso não foi comprovado como verdade.

Depois de se descobrir que era possível observar os espectros das proeminências sem esperar por um eclipse, Sir W. Huggins, em uma observação realizada em 13 de fevereiro de 1869, aplicou com sucesso um método para visualizar os próprios objetos solares notáveis, e não apenas seus espectros, sob luz solar plena. É necessário apenas ajustar o espectrômetro de modo que uma das linhas mais brilhantes — por exemplo, a linha vermelha de hidrogênio — fique no centro do campo do telescópio de observação, e então abrir amplamente a fenda do espectrômetro. Assim, será exibida uma imagem vermelha da proeminência, em vez da mera linha. Na verdade, quando a fenda é aberta amplamente, os prismas produzem uma série de imagens separadas da proeminência em observação, uma para cada tipo de luz emitida pelo objeto.

Falamos sobre o espectrômetro como algo que depende da ação de prismas de vidro. Resta acrescentar que, na categoria mais avançada de espectrômetros, os prismas são substituídos por grades reticuladas, das quais a luz é refletida. O efeito da grade reticulada é produzir, por meio do que é conhecido como difração, a divisão necessária do feixe de luz em suas partes constituintes.

PLACA IV.

PROEMINÊNCIAS SOLARES.
(DESenhado por Trouvelot no Harvard College, Cambridge, EUA, em 1872.)

De fato, as proporções de algumas dessas imensas proeminenências que se projetam da superfície luminosa são majestosas; no entanto, elas tremulam, assim como as chamas terrestres, quando lhes damos um tempo comparável às suas dimensões gigantescas. Desenhos da mesma proeminência feitos a intervalos de algumas horas, ou até menos, frequentemente mostram grandes mudanças. A magnitude dos deslocamentos observados às vezes atinge vários milhares de milhas, e a velocidade real com que tais massas se movem frequentemente excede 100 milhas por segundo. Ainda mais violentas são as convulsões quando, a partir da superfície da cromosfera, como se fosse uma fornalha poderosa, enormes massas incandescentes de gás são projetadas para cima. A Placa IV mostra várias proeminenências vistas por Trouvelot no Observatório do Harvard College, Cambridge, EUA. Trouvelot conseguiu demonstrar, nas diferentes imagens, a maravilhosa variedade de aparência que esses objetos assumem. As dimensões das proeminenências podem ser deduzidas da escala anexada à placa. A maior delas, aqui mostrada, tem 80.000 milhas de altura; e observadores confiáveis registraram proeminenências com altitude ainda maior. As rápidas mudanças que esses objetos às vezes sofrem são bem ilustradas nos dois esboços à esquerda da linha inferior, que foram feitos em 27 de abril de 1872. Ambos são desenhos da mesma proeminenência, feitos em um intervalo não superior a vinte minutos. Essa chama imensa é tão vasta que seu comprimento é dez vezes maior que o diâmetro da Terra; ainda assim, nesse curto período, ela mudou completamente de aparência; a parte superior da chama, de fato, se separou e agora é mostrada naquela parte do desenho, entre as duas figuras na linha acima. A mesma placa também mostra vários exemplos desses objetos em forma de espiga, tomados, no entanto, em momentos diferentes e em partes diversas do Sol. Essas espigas atingem altitudes geralmente não superiores a 20.000 milhas, embora às vezes alcancem distâncias impressionantes.

Podemos nos referir a um objeto especial desse tipo, cuja história notável foi registrada pelo professor Young. Em 7 de outubro de 1880, um

Uma proeminência foi observada, por volta das 10h30 da manhã, na extremidade sudeste do Sol. Naquela hora, ela estava a cerca de 40.000 milhas de altitude e não chamou atenção especial. Meia hora depois, ocorreu uma transformação maravilhosa: durante esse breve intervalo, a proeminência tornou-se muito brilhante e seu comprimento dobrou. Por mais uma hora, aquela chama poderosa continuou a subir, até atingir uma altitude sem precedentes de 350.000 milhas – uma distância superior a um terço do diâmetro do próprio Sol. Nesse ponto máximo, parece que a energia daquela erupção violenta finalmente se esgotou: a chama se desintegrou em fragmentos, e às 12h30 – apenas duas horas após sua primeira observação – o fenômeno havia desaparecido completamente.

Sem dúvida, essa erupção em particular foi excepcional em termos de intensidade e nas enormes mudanças que indicou. A velocidade daquela erupção deve ter sido de pelo menos 200.000 milhas por hora, ou, em outras palavras, mais de cinquenta milhas por segundo. Essa chama poderosa saltou do Sol com uma velocidade mais de 100 vezes maior do que a da bala mais rápida já disparada por um fuzil.

As proeminências podem ser divididas em duas categorias. Primeiro, há aquelas que são relativamente calmas e, em forma, se assemelham um pouco às nuvens que flutuam na atmosfera terrestre. A segunda categoria de proeminências pode ser descrita como eruptivas; elas são, na verdade, lançadas da cromosfera como jatos gigantescos de material incandescente. Essas duas categorias de objetos diferem não apenas em aparência, mas também nos gases dos quais são compostas. As proeminências semelhantes a nuvens consistem principalmente em hidrogênio, com hélio e cálcio, enquanto muitos metais estão presentes nas erupções eruptivas. Estas últimas nunca são vistas nas proximidades dos polos do Sol, mas geralmente aparecem perto de manchas solares, confirmando assim a conclusão de que essas manchas estão associadas a perturbações violentas na superfície do Sol. Quando uma mancha atinge a extremidade do Sol, frequentemente é encontrada cercada por proeminências. Em alguns casos, foi até possível detectar erupções gasosas poderosas nas proximidades de uma mancha, sendo o espectrômetro capaz de torná-las visíveis.

O fundo da superfície solar, assim como as proeminências são observadas na borda, contra o fundo do céu.

Para fotografar uma proeminência, é preciso, naturalmente, substituir o olho do observador por uma placa fotográfica. No entanto, devido à dificuldade em impedir que a fraca luz proveniente da proeminência seja superada pela luz externa, a fotografia desses corpos não teve muito sucesso até que o professor Hale, de Chicago, projetou seu espectro-heliógrafo. Nesse instrumento existe (além da fenda habitual através da qual a luz incide sobre os prismas ou grades) uma segunda fenda imediatamente à frente da placa fotográfica, através da qual a luz de um determinado comprimento de onda pode passar, excluindo todas as outras. A luz escolhida para produzir a imagem das proeminências é aquela irradiada na notável “linha k”, devida ao cálcio. Ela está no extremo do violeta. A luz dessa parte do espectro, embora invisível ao olho, é muito mais ativa para fins fotográficos do que a luz das partes vermelha, amarela ou verde do espectro. A fenda frontal é ajustada de modo que a linha k caia sobre a segunda fenda, e, à medida que a fenda frontal é lentamente deslocada mecanicamente sobre toda a extensão de uma proeminência, a segunda fenda acompanha esse movimento por meio de um dispositivo mecânico.

Se a imagem do disco solar for obscurecida por uma tela do tamanho exato, as fendas podem ser feitas para percorrer todo o sol, permitindo assim obter, em uma única exposição, uma imagem do anel cromosférico ao redor da borda do sol, juntamente com suas proeminências. A tela pode então ser removida, e as fendas podem ser feitas para percorrer rapidamente o próprio disco. Elas revelam a existência de vapores de cálcio brilhantes em muitas partes da superfície do sol. Assim, obtém-se uma imagem impressionante do sol, capturada por essa luz específica. Dessa maneira, o professor Hale confirmou a observação feita muito antes pelo professor Young, de que os espectros das proeminências sempre mostram as duas grandes faixas de cálcio.

A velocidade com que uma proeminência se projeta para cima, a partir da borda do sol, pode, naturalmente, ser medida diretamente por observações do método convencional.

com um micrômetro. O espectróscopo, no entanto, permite-nos estimar a velocidade com que as perturbações na superfície do Sol se deslocam na direção da Terra ou vindo da Terra. Podemos medir essa velocidade observando o comportamento peculiar das linhas espectrais que representam as massas em movimento rápido. Isso abre uma linha de investigação notável, com aplicações importantes em muitos ramos da astronomia.

É, naturalmente, hoje amplamente compreendido que a sensação de luz é causada por ondas ou ondulações que atingem a retina do olho após terem sido transmitidas através daquele meio que chamamos éter. A diferentes cores correspondem diferentes comprimentos de onda — ou seja, diferentes distâncias entre duas ondas sucessivas. Um feixe de luz branca é formado pela união de inúmeras ondas diferentes, cujos comprimentos têm quase todos os valores possíveis dentro de certos limites. O comprimento de onda da luz vermelha é tal que existem 33.000 ondas por polegada, enquanto o da luz violeta é apenas um pouco maior que a metade do da luz vermelha. A posição de uma linha no espectro depende exclusivamente do comprimento de onda da luz a que ela se deve. Suponhamos que a fonte de luz esteja se aproximando diretamente do observador; obviamente, as ondas se seguem com mais proximidade do que se a fonte estivesse parada, e o número de ondulações que seu olho recebe por segundo deve aumentar proporcionalmente. Assim, a distância entre duas ondas sucessivas de éter será muito ligeiramente reduzida. Um fenômeno bem conhecido de caráter semelhante é a mudança de tom do apito de uma locomotiva à medida que ela passa. Isso é particularmente notável se o observador estiver em um trem que se move rapidamente na direção oposta. No caso do som, naturalmente, as vibrações ou ondas ocorrem no ar e não no éter. Mas o efeito do movimento em direção ou para longe do observador é estritamente análogo nos dois casos. Como, no entanto, a luz viaja a 186.000 milhas por segundo, a fonte de luz também terá de se mover a uma velocidade muito alta para produzir até a menor mudança perceptível na posição de uma linha espectral.

Já vimos que velocidades extremamente altas não são de forma alguma incomuns em algumas dessas poderosas perturbações no Sol; consequentemente,

Quando examinamos o espectro de uma mancha solar, frequentemente vemos que algumas das linhas se deslocam um pouco em direção a uma das extremidades do espectro e, às vezes, em direção à outra. Em outros casos, as linhas aparecem distorcidas ou torcidas de maneira fantástica, indicando perturbações locais muito intensas. Se a mancha estiver perto do centro do disco solar, os gases devem estar sendo lançados para cima ou para baixo para produzir essas mudanças nas linhas. As velocidades observadas nesse tipo de situação podem chegar a duzentos ou até trezentos milhas por segundo. É difícil conceber as enormes pressões internas necessárias para impulsionar tais massas imensas de gás para cima, a partir da fotosfera, com velocidades tão altas, ou as condições que provocam o descenso dessas massivas quantidades de vapor desde cima. Nos espectros das proeminências na borda do sol, também vemos frequentemente as linhas brilhantes dobradas ou deslocadas para um lado. Nesses casos, o que observamos é claramente causado por movimentos ao longo da superfície da cromosfera, que transportam materiais em nossa direção ou para longe de nós.

Uma aplicação interessante desse belo método de medição da velocidade de corpos em movimento foi utilizada em várias tentativas de determinar, por meio da espectroscopia, o período de rotação do sol. À medida que o sol gira em torno de seu eixo, um ponto na borda leste se move em direção ao observador, enquanto um ponto na borda oeste se afasta dele. Em ambos os casos, a velocidade é um pouco superior a uma milha por segundo. Na borda leste, as linhas no espectro solar se deslocam ligeiramente em direção à extremidade violeta do espectro, enquanto as linhas no espectro da borda oeste se deslocam igualmente em direção à extremidade vermelha. Por meio de um dispositivo óptico engenhoso, é possível colocar os espectros das duas bordas lado a lado, o que duplica o deslocamento aparente e, assim, torna a medição muito mais fácil. Mesmo com esse dispositivo, as grandezas visuais a serem medidas continuam sendo extremamente pequenas. Todas as partes do instrumento precisam ser ajustadas com grande precisão, e as observações são correspondentemente delicadas. Várias pessoas já tentaram fazer isso. Entre as investigações mais bem-sucedidas desse tipo, podemos mencionar a do astrônomo sueco.

Dunér, ao apontar seu instrumento para vários pontos no limbo, encontrou valores em boa concordância com a lei peculiar de rotação que foi deduzida do movimento das manchas solares. Esse resultado é especialmente interessante, pois mostra que as camadas atmosféricas, nas quais ocorre a absorção que produz as linhas escuras no espectro, participam do movimento da fotosfera na mesma latitude.

Fig. 20 — Vista da Coroa (e de um Cometa) durante um Eclipse Total.

PLACA V.
ECLIPSE SOLAR TOTAL, 29 DE JULHO DE 1878.

A COROA DAS FOTOGRAFIAS.
(HARKNESS.)

Ainda não mencionamos outro fenômeno impressionante que está entre as principais atrações para os observadores de eclipses totais, e que até agora não se conseguiu ver em plena luz do dia. Trata-se da coroa ou auréola de luz que, de repente, pode ser vista ao redor do sol durante um eclipse, quando a lua cobre completamente o último pedaço remanescente do sol em forma de crescente. Uma ideia geral da aparência da coroa é apresentada na Figura 20, e apresentamos ainda, na Placa V, o desenho da coroa feito pelo Professor Harkness a partir da comparação de um grande número de fotografias obtidas em diferentes locais nos Estados Unidos durante o eclipse total de 29 de julho de 1878. Na Figura 21, com a gentileza do Sr. e Sra. Maunder, reproduzimos a notável fotografia da coroa que eles obtiveram na Índia durante o eclipse de 22 de janeiro de 1898.

Fig. 21 — Vista da coroa durante o eclipse de 22 de janeiro de 1898
(Reproduzida com a gentil permissão do Sr. e Sra. Maunder e dos proprietários da “Knowledge.”)

A parte da coroa mais próxima do sol é muito brilhante, embora não tão intensa quanto as proeminências, que (como diz o Professor Young) brilham através dela como carbúnculos. Esta parte interna tem, em geral, um contorno bastante regular, formando um anel branco com cerca de um décimo do diâmetro solar de largura.

As partes externas da coroa são geralmente muito irregulares e muito extensas. Elas são frequentemente interrompidas por “fendas” estreitas, ou faixas escuras estreitas, que se estendem desde a borda do sol por toda a coroa. Por outro lado, às vezes existem também fitas brilhantes estreitas, inclinadas em vários ângulos em relação à borda do sol e não raramente curvadas. Nas eclipses de 1867, 1878 e 1889, todas ocorridas em períodos de mínimo de manchas solares, a coroa apresentou fitas longas e fracas quase na direção do equador solar, e feixes de luz curtos, mas distintos, perto dos polos. Nas eclipses de 1870, 1882 e 1893, próximas aos máximos de manchas solares, a coroa era mais regularmente circular e desenvolvia-se principalmente sobre as zonas das manchas. Temos aqui outra prova (se fosse necessária) da íntima conexão entre a periodicidade das manchas e o desenvolvimento de todos os outros fenômenos solares.

No espectro da coroa existe uma linha misteriosa no verde, cuja origem atualmente não é conhecida com certeza. Ela é melhor observada durante eclipses que ocorrem perto do período de máximo de manchas solares. No espectro solar normal, ela aparece como uma linha muito fina e escura, que geralmente permanece intacta mesmo quando as linhas de hidrogênio e outras substâncias são distorcidas pelo movimento violento de elementos perturbados. A linha está sempre presente entre as linhas brilhantes do espectro da cromosfera. Além dela, a coroa mostra algumas outras linhas brilhantes, que sem dúvida pertencem ao mesmo elemento desconhecido (“corônio”), bem como um espectro contínuo fraco, no qual às vezes foram detectadas até mesmo algumas das linhas escuras mais proeminentes do espectro solar. Isso mostra que, além do gás incandescente (representado pelas linhas brilhantes), a coroa também contém grande quantidade de matéria semelhante a poeira ou neblina, cujas partículas minúsculas são capazes de refletir a luz solar, produzindo assim um espectro contínuo fraco. Essa matéria parece constituir o principal componente dos longos raios e fitas coronais, já que estes não são visíveis nas imagens isoladas da coroa que aparecem no lugar das linhas brilhantes quando a coroa é observada ou fotografada durante um eclipse, em um espectróscopo sem fenda. Se os longos raios fossem compostos pelo gás ou gases que constituem a coroa interna, é evidente que eles

deveriam aparecer nessas imagens separadas. Quanto à natureza das forças que estão continuamente envolvidas na emissão desses fluxos extremamente longos, atualmente temos poucas informações. É, no entanto, certo que o extenso envelope atmosférico ao redor do sol, que se manifesta como a coroa interna, deve ser extremamente rarefeito. Já foi observado em várias ocasiões que cometas passam por essa atmosfera coronal sem apresentar a menor redução em sua velocidade devido à resistência a que são submetidos.

Acumulamos, por meio da observação, um grande número de fatos sobre o sol, mas quando tentamos tirar conclusões a partir desses fatos sobre a constituição física desse grande corpo celeste, não se pode negar que as dificuldades parecem ser realmente enormes. Verificamos que as principais autoridades divergem consideravelmente quanto às opiniões que têm sobre sua natureza. Aqui apresentaremos as principais conclusões sobre as quais há pouco ou nenhum debate.

Veremos, em um capítulo seguinte, que os astrônomos conseguiram determinar as densidades relativas dos corpos no sistema solar; em outras palavras, eles encontraram a relação entre as quantidades de matéria contidas em volumes iguais de cada um deles. Assim, foi constatado que a densidade média do sol é cerca de um quarto da da Terra. Se compararmos o peso do sol com o de uma esfera de água de tamanho igual, veremos que o sol teria apenas um pouco mais de uma vez e meia o peso da água. Claro, a massa real do sol é muito enorme; é nada menos que 330.000 vezes maior que a da Terra. O próprio material solar é, no entanto, relativamente leve, de modo que o sol seria quatro vezes maior do que seria se, mantendo o mesmo peso, sua densidade fosse igual à da Terra. Levando em conta essa leveza do sol, bem como a temperatura extremamente alta que sabemos existir lá, não parece haver outra conclusão possível senão a de que o corpo do sol deve estar em estado gasoso. As condições sob as quais tais gases existem no sol são, sem dúvida, completamente diferentes daquelas com as quais estamos acostumados na Terra. Na superfície do sol, a força da gravidade é mais de vinte-

sete vezes maior do que na Terra. Uma pessoa que, na Terra, conseguisse levantar vinte e sete pedaços iguais de metal, se fosse transferida para o Sol, só conseguiria levantar um dos pedaços de cada vez. A pressão dos gases abaixo da superfície deve, portanto, ser muito grande, e poder-se-ia supor que eles se liquefazessem em consequência disso. No entanto, Andrews descobriu que, enquanto um gás for mantido a uma temperatura superior a um certo ponto, conhecido como “temperatura crítica” (que é diferente para diferentes gases), o gás não se transformará em líquido, por maior que seja a pressão a que for submetido. A temperatura no Sol não pode ser inferior às temperaturas críticas dos gases que lá existem; portanto, parece que até mesmo a enorme pressão dificilmente consegue reduzir os gases naquela grande estrela à forma líquida.

Do interior do Sol, podemos, naturalmente, esperar aprender pouco ou nada. O que observamos é a camada superficial, a chamada fotosfera, na qual o frio do espaço provoca a condensação dos gases nas nuvens luminosas que vemos em nossos desenhos e fotografias como “grãos de arroz” ou “folhas de salgueiro”. Foi sugerido pelo Dr. Johnstone Stoney (e posteriormente pelo Professor Hastings, de Baltimore) que essas nuvens luminosas são compostas principalmente de carbono, juntamente com os elementos relacionados silício e boro, cujos pontos de ebulição são muito mais altos do que os de outros elementos que poderiam ser considerados suscetíveis de formar as nuvens fotossféricas. O baixo peso atômico do carbono também deve ter o efeito de conferir às moléculas deste elemento uma velocidade muito alta, permitindo-lhes chegar às regiões superiores, onde a temperatura caiu tanto que o vapor se resfria e se transforma em nuvem. Uma consequência necessária do rápido resfriamento dessas nuvens, e da consequente radiação de calor em larga escala, seria a formação do que poderíamos descrever como fumaça, que se deposita gradualmente entre as nuvens (fazendo esses intervalos parecerem mais escuros) até ser novamente volatilizada ao alcançar um nível de calor maior abaixo das nuvens. Essa mesma fumaça é provavelmente a causa do fato bem conhecido de que a borda solar é consideravelmente mais fraca do que o centro do disco. Isso parece surgir de

A maior absorção é causada pela maior distância que um raio de luz proveniente de um ponto próximo à borda do Sol precisa percorrer através dessa camada de fumaça antes de alcançar a Terra. Foi demonstrado que essa absorção não pode ser atribuída a uma atmosfera gasosa, pois isso teria como efeito a produção de mais linhas de absorção escura no espectro. Assim, haveria uma diferença marcante entre o espectro solar de uma região próxima ao centro do disco e o espectro de uma região próxima à borda. No entanto, não constatamos que seja esse o caso.

Quanto à natureza das manchas solares, a ideia inicialmente sugerida por Secchi e Lockyer, de que elas representam descidas de vapores mais frios até a fotosfera (ou até sua superfície), parece, em geral, ser a que melhor se encaixa nos fenômenos observados. Já mencionamos que as manchas são geralmente acompanhadas por faculas e proeminências eruptivas em suas imediações, mas se essas erupções são causadas pela queda dos vapores que fazem com que a matéria da fotosfera “salte” para cima nas proximidades, ou se as erupções ocorrem primeiro e, ao diminuir a pressão ascendente de baixo, criam um “poço” no qual os vapores mais frios acima descem, são questões sobre as quais ainda existem muitas opiniões divergentes.

Um apêndice notável do Sol, que se estende a uma distância muito maior do que a da coroa, é responsável pelo fenômeno da luz zodiacal. Às vezes, vê-se um brilho perlado na primavera, que se espalha por parte do céu nas proximidades do ponto onde o Sol desaparece após o pôr do sol. O mesmo espetáculo também pode ser observado antes do nascer do sol no outono. Parece que o material que produz a luz zodiacal, seja ele qual for, tem uma forma semelhante a uma lente, com o Sol no centro. A natureza desse objeto ainda é incerta, mas provavelmente é composto por algum tipo de poeira, já que o seu fraco espectro é do tipo contínuo. Uma visão da luz zodiacal é mostrada na Figura 22.

Em todas as direções, o Sol irradia, com grande generosidade, seus fluxos de luz e calor. A Terra só consegue capturar uma fração mínima, inferior a 1/2.000.000.000 do total. Nossos outros planetas e…

A lua também interceta uma pequena quantidade de água; mas quão pequena é a parte daquela imensa enxurrada que eles conseguem utilizar! O gole que uma andorinha pega de um rio está longe de esgotar a água no rio, assim como os planetas estão longe de usar todo o calor que emana do sol.

Os raios benevolentes do sol fornecem a força mágica que permite que o milho cresça e amadureça. É o calor do sol que eleva a água do oceano na forma de vapor e depois envia esse vapor como chuva para refrescar a terra e encher os rios que levam nossos navios até o oceano. É o calor do sol que atinge os grandes continentes e gera as brisas e ventos que fazem nossos navios navegar pelas profundezas; e, numa noite de inverno, quando nos reunimos ao redor da fogueira e sentimos seus raios revigorantes, estamos apenas desfrutando dos raios solares que iluminaram a Terra há incontáveis eras. O calor desses raios solares antigos desenvolveu a vegetação exuberante do período do carvão, e, na forma de carvão, esse calor permaneceu adormecido por milhões de anos, até que agora o ativemos novamente. É a força do sol armazenada no carvão que impulsiona nossas máquinas a vapor. É a luz do sol armazenada no carvão que emana de cada lâmpada a gás em nossas cidades.

Pelo poder de viver e nos mover, pela abundância que nos cerca, pela beleza com que a natureza é adornada, somos imediatamente devedores a um corpo entre os inúmeros corpos do espaço, e esse corpo é o sol.

Fig. 22.—A Luz Zodiacal em 1874.

CAPÍTULO III.
A LUA.
A Lua e as Marés — O Uso da Lua na Navegação — As Mudanças da Lua
— A Lua e os Poetas — De Onde Vem a Luz da Lua? — Tamanhos da Terra e da Lua — Peso da Lua — Mudanças no Tamanho Aparente — Variações em Sua Distância — Influência da Terra sobre a Lua — O Caminho da Lua — Explicação das Fases da Lua — Eclipses Lunares — Eclipses do Sol, como são produzidos — Visibilidade da Lua em um Eclipse Total — Como os Eclipses São Previstos — Usos da Lua para Determinar a Longitude — A Lua Não Está Relacionada ao Clima — Topografia da Lua — Desenho de Triesnecker por Nasmyth — Vulcões na Lua — Cratera Lunar Normal — Platão — As Sombras das Montanhas Lunares — O Micrômetro — Alturas Lunares — Atividade Anterior na Lua — Visão de Nasmyth sobre a Formação dos Crateres — Gravitação na Lua — Tamanhos Diversos dos Crateres Lunares — Outras Características da Lua — Há Vida na Lua? — Ausência de Água e de Ar — Teoria do Dr. Stoney — Explicação do Caráter Acidentado do Paisagem Lunar — Possibilidade de Vida em Corpos Distantes no Espaço.

Se a lua fosse de repente eliminada, seríamos imediatamente informados desse fato por gritos vindos de todos os portos marítimos do reino. De Londres e de Liverpool ouviríamos a mesma história: a subida e descida das marés quase teriam cessado. Os navios atracados não poderiam sair; os navios no mar não poderiam entrar; e o comércio marítimo mundial ficaria em grande confusão.

A lua é o principal agente responsável pelo fluxo e refluxo diário das marés, e essa é a função mais importante que nosso satélite tem a cumprir. As frotas de barcos de pesca ao redor das costas ajustam seus movimentos diários de acordo com as marés e devem muito à lua para poderem entrar e sair dos portos. Marinheiros experientes nos asseguram que as marés são de grande utilidade para a navegação. A questão de como a lua causa as marés será abordada em um capítulo futuro, no qual também descreveremos o papel maravilhoso que as marés parecem ter desempenhado na história primitiva da nossa terra.

Quem é que não observou, com admiração, a bela série de mudanças pelas quais a lua passa a cada mês? Primeiro, vemo-la como um exquisito crescente de luz pálida no céu ocidental, após o pôr do sol. Se a noite estiver clara, o resto da lua fica visível dentro do crescente, sendo fracamente iluminado pela luz refletida da nossa própria Terra. Noite após noite, ela move-se cada vez mais para leste, até ficar cheia, e surge por volta da mesma hora em que o sol se põe. A partir do momento da lua cheia, o disco de luz começa a diminuir até chegar ao último quarto. É então que a lua é vista alta no céu, pela manhã. À medida que os dias passam, ela assume novamente a forma de crescente. O crescente torna-se cada vez mais fino à medida que o satélite se aproxima do sol. Por fim, ela desaparece na luz intensa do sol, para surgir novamente como lua nova e percorrer mais uma vez o mesmo ciclo de mudanças.

O brilho da lua provém exclusivamente da luz do sol, que incide sobre a substância não autoiluminada da lua. Da enorme quantidade de luz que o sol derrama generosamente no espaço, o corpo escuro da lua intercepta apenas uma pequena parte, e dessa pequena parte reflete uma fração mínima para iluminar a Terra. A lua emite tanta luz e parece tão brilhante que, à noite, costuma ser difícil lembrar que a lua não possui luz própria, exceto aquela que vem do sol. No entanto, a superfície real da lua cheia mais brilhante talvez não seja muito mais brilhante do que as ruas de Londres num dia claro e ensolarado. Uma observação muito simples é suficiente para mostrar que a luz da lua é apenas luz solar. Observe a lua durante o dia, numa manhã qualquer, e compare-a com as nuvens. O brilho da lua e das nuvens é diretamente comparável, e assim fica fácil compreender como o sol, que ilumina as nuvens, também iluminou a lua. Foi feita uma tentativa de estimar comparativamente o brilho do sol e da lua cheia. Se 600.000 luas cheias brilhassem ao mesmo tempo, seu brilho conjunto seria igual ao do sol.

A bela lua em forma de crescente serviu de tema para muitos poetas. De fato, se pudermos ousar dizer isso, parece que alguns poetas esqueceram que a lua não pode ser vista todas as noites. Uma descrição poética

O entardecer está quase sempre associado ao aparecimento da lua em alguma fase. Podemos citar um exemplo notável em que um poeta, descrevendo um evento histórico, consagrou em versos exquisitos uma afirmação que não pode ser verdadeira. Toda criança que fala nossa língua foi ensinada que o enterro de Sir John Moore ocorreu “sob a luz nebulosa dos raios da lua”. Há uma aparência de detalhe nessa afirmação que veste as vestes da verdade. Não tendemos a duvidar de que a noite estivesse nebulosa, nem de que os raios da lua tivessem dificuldade para se tornar visíveis; a questão em jogo é muito mais fundamental. Não sabemos quem foi o primeiro a levantar a questão de saber se havia lua ou não naquele evento memorável; mas, uma vez levantada a questão, o Almanaque Náutico fornece imediatamente uma resposta. Nele aprendemos, em linguagem cuja veracidade constitui seu único direito de ser considerada poesia, que a lua estava nova à uma hora da manhã do dia da batalha de Corunna (16 de janeiro de 1809). A balada evidentemente implica que o funeral ocorreu na noite seguinte à batalha. Portanto, temos certeza de que a lua dificilmente poderia ter um dia de idade quando o herói foi sepultado. Mas, nesse caso, a lua é praticamente invisível e não emite nenhum raio lunar perceptível, seja nebuloso ou não. De fato, se o funeral ocorreu “no meio da noite”, como afirma o poeta, então a lua devia estar bem abaixo do horizonte naquela hora.[6] Ao se referir a esse e a casos semelhantes, o Sr. Nasmyth dá um conselho aos autores ou artistas que desejam incluir a lua em uma cena sem saber, na realidade, se nosso satélite estava realmente presente. Ele os aconselha a seguir o exemplo de Bottom em Sonho de Uma Noite de Verão e a consultar “um calendário, um calendário! Olhe no almanaque; descubra se há luz da lua!” Entre os inúmeros corpos celestes — o sol, a lua, os planetas e as estrelas — nosso satélite tem um privilégio especial entre nós.

Atenção. A lua é o nosso vizinho permanente mais próximo. É perfeitamente possível que um cometa, ocasionalmente, se aproxime da Terra mais do que a lua, mas, com essa exceção, os demais corpos celestes estão todos a centenas ou milhares, ou até mesmo a milhões de vezes mais distantes de nós do que a lua.

Deve-se também observar que a lua é um dos menores objetos visíveis presentes no céu. Cada uma das milhares de estrelas que podem ser vistas a olho nu é enormemente maior do que o nosso satélite. O brilho e as proporções aparentemente grandes da lua devem-se ao fato de ela estar a apenas 240.000 milhas de distância, o que representa uma distância quase imensamente pequena em comparação com as distâncias entre a Terra e as estrelas.

A Figura 23 mostra os tamanhos relativos da Terra e da sua companheira. O pequeno globo representa a lua, enquanto o globo maior representa a Terra. Ao medirmos os diâmetros reais dos dois globos, constatamos que o da Terra é de 7.918 milhas e o da lua é de 2.160 milhas; portanto, o diâmetro da Terra é quase quatro vezes maior que o do lua. Se a Terra fosse dividida em cinquenta pedaços, todos de tamanho igual, então um desses pedaços, transformado em um globo, teria o mesmo tamanho da lua. A área superficial da lua equivale a aproximadamente um décimo terceiro da superfície da Terra.

O hemisfério do nosso vizinho que se volta para nós apresenta uma área igual a aproximadamente um vigésimo sétimo da área da Terra. Isso, para falar de forma aproximada, é quase o dobro da extensão real do continente europeu. No entanto, os materiais médios da Terra são muito mais pesados do que aqueles contidos na Lua. Seriam necessários mais de oitenta esferas, cada uma tão pesada quanto a Lua, para equilibrar o peso da Terra.

Entre as mudanças que a Lua nos apresenta, um fato óbvio se destaca. Seja ela nova ou cheia, na primeira ou última fase, esteja alta no céu ou baixa perto do horizonte, esteja em processo de eclipse pelo Sol ou se o próprio Sol estiver sendo eclipsado pela Lua, o tamanho aparente desta última permanece quase constante. Podemos expressar isso numericamente: uma esfera com diâmetro de um pé, a uma distância de 111 pés do observador, em circunstâncias normais, seria suficiente para cobrir o disco da Lua; porém, às vezes, seria preciso aproximar a esfera a apenas 103 pés, ou, em outros casos, afastá-la até 118 pés, para que a Lua fosse completamente coberta. É raro a Lua chegar a qualquer um dos seus extremos de posição, de modo que a distância do olho à qual a esfera precisa estar situada para cobrir exatamente a Lua costuma ser maior que 105 pés e menor que 117 pés. Essas flutuações no tamanho aparente da nossa lua estão dentro de limites tão estreitos que, à primeira vista, podem passar despercebidas. É fácil perceber que o tamanho aparente da Lua deve estar relacionado à sua distância real da Terra. Suponhamos, para ilustração, que a Lua se afaste pelo espaço: seu tamanho pareceria diminuir, e muito antes de alcançar a distância até mesmo do corpo celeste mais próximo, ela já teria encolhido até se tornar insignificante. Por outro lado, se a Lua se aproximasse da Terra, seu tamanho aparente aumentaria gradualmente, até que, perto do nosso planeta, parecesse um enorme continente estendendo-se pelo céu. Percebemos que o tamanho aparente da Lua é quase constante, e, portanto, inferimos que a distância média desse mesmo corpo também é quase constante. O valor médio dessa distância é de 239.000 milhas. Em casos raros…

Em determinadas circunstâncias, ela pode se aproximar a uma distância um pouco maior que 221.000 milhas, ou se afastar a uma distância quase igual a 253.000 milhas, mas as flutuações normais não excedem aproximadamente 13.000 milhas em nenhum dos lados de seu valor médio.

Através das mudanças incessantes da Lua, percebemos que ela está em movimento constante. Além disso, vemos que, quaisquer que sejam esses movimentos, a Terra e a Lua devem permanecer atualmente a uma distância quase igual entre si. Se acrescentarmos ainda que o caminho percorrido pela Lua ao redor dos céus fica quase num plano, somos forçados a concluir que nosso satélite deve estar girando em um caminho quase circular ao redor da Terra, que fica no centro. De fato, pode-se demonstrar que a distância constante entre os dois corpos implica, como condição necessária, a rotação da Lua ao redor da Terra. A atração entre a Lua e a Terra tende a unir os dois corpos. A única maneira de evitar permanentemente tal catástrofe é fazendo com que o satélite se mova da maneira como realmente o vemos fazendo. A atração entre a Terra e a Lua ainda existe, mas seu efeito não se manifesta mais na aproximação da Lua em direção à Terra. Agora, a atração precisa exercer todo o seu poder para manter a Lua em seu caminho circular; se a atração cessasse, a Lua partiria em linha reta e se afastaria para nunca mais retornar.

Fig. 24 — O caminho da Lua ao redor do Sol.
O fato da Lua girar ao redor da Terra pode ser facilmente demonstrado por observações das estrelas. O nascer e o pôr do nosso satélite se devem, naturalmente, à rotação da Terra, e esse movimento aparente diurno é algo que a Lua compartilha com o Sol e com as estrelas.

No entanto, deve-se notar que a lua está em constante mudança de posição entre as estrelas. Mesmo ao longo de uma única noite, o deslocamento será evidente para um observador atento, sem a ajuda de um telescópio. A lua completa cada revolução ao redor da terra em um período de 27,3 dias.

Fig. 25 — As fases da lua.

Na Fig. 24, temos uma visão das posições relativas da terra, do sol e da lua, mas deve-se observar que, para facilitar a ilustração, fomos obrigados a representar a órbita da lua em uma escala muito maior do que deveria ser, em comparação com a distância até o sol. A metade da lua que fica voltada para o sol é brilhantemente iluminada, e, conforme vemos mais ou menos dessa metade brilhante, dizemos que a lua está mais ou menos cheia; as diversas “fases” são visíveis na sequência indicada pelos números na Fig. 25. Um iniciante às vezes encontra considerável dificuldade para entender como a luz na lua cheia, à noite, pode ter origem no sol. “A terra não fica no caminho?”, ele perguntará. “Ela não deve interceptar a luz solar de todos os objetos do outro lado da terra em direção ao sol?” O estudo da Fig. 24 explicará essa dificuldade. O plano em que a lua gira não coincide com o plano em que a terra gira ao redor do sol. A linha em que o plano do movimento da terra se cruza com o do movimento da lua divide o percurso da lua em dois semicírculos. Devemos imaginar que o percurso da lua está ligeiramente inclinado, de modo que o semicírculo superior esteja um pouco acima do plano do papel, e o outro semicírculo abaixo. Assim, quando a lua está na posição marcada como “cheia”, nas circunstâncias mostradas na figura, ela estará exatamente acima da linha que conecta a terra e o sol; a luz solar passará, então, pela terra até a lua, e a lua ficará…

iluminada. Na lua nova, a lua estará abaixo da linha que conecta a terra e o sol.

À medida que as posições relativas da terra e do sol mudam, acontece duas vezes em cada revolução que o sol se coloca na posição da linha de interseção dos dois planos. Se isso ocorre durante a lua cheia, a terra fica exatamente entre a lua e o sol; assim, a lua é envolvida pela sombra da terra, a luz do sol é bloqueada, e dizemos que há um eclipse lunar. Às vezes, a lua entra apenas parcialmente na sombra da terra, e nesse caso o eclipse é parcial. Por outro lado, quando o sol está na linha de interseção durante a lua nova, a lua fica exatamente entre a terra e o sol, e o corpo escuro da lua bloqueia a luz solar que chega à terra, causando um eclipse solar. Geralmente, apenas uma parte do sol é obscurecida, resultando no conhecido eclipse parcial; no entanto, se a lua passar exatamente sobre o sol, teremos um dos dois tipos muito notáveis de eclipse. Às vezes, a lua cobre completamente o sol, criando o espetáculo magnífico de um eclipse total, que nos revela muitas informações sobre a natureza do sol, algo já mencionado no capítulo anterior. Mesmo quando a lua está exatamente sobre o sol, às vezes é possível ver uma fina borda de luz solar ao redor de sua margem. Nesse caso, temos o que é conhecido como eclipse anular.

É interessante notar que a lua às vezes consegue esconder completamente o sol, enquanto em outras ocasiões não consegue fazê-lo. Acontece que o tamanho aparente médio da lua é quase igual ao tamanho aparente médio do sol, mas, devido às flutuações em suas distâncias, os tamanhos aparentes reais de ambos os corpos sofrem certas alterações. Em algumas ocasiões, o tamanho aparente da lua é maior que o do sol. Nesse caso, uma passagem central produz um eclipse total; mas também pode acontecer que o tamanho aparente do sol seja maior que o da lua, e nesse caso uma passagem central só pode gerar um eclipse anular.

Fig. 26.—Forma da sombra da Terra, mostrando a penumbra, ou região parcialmente
sombreada. Dentro da penumbra, a Lua é visível; na sombra, ela é quase
invisível.

Quase não existem fenômenos celestes mais interessantes do que as
diferentes descrições de eclipses. O almanaque sempre fornece aviso
atempado sobre sua ocorrência, e as características mais marcantes podem ser
observadas sem um telescópio. Em um eclipse lunar (Fig. 26), é interessante
notar o momento em que a sombra negra é detectada pela primeira vez, observar
sua invasão gradual sobre a superfície brilhante da Lua, acompanhá-la, caso
o eclipse seja total, até restar apenas um fino crescente de luz lunar, e
ver seu desaparecimento final quando toda a Lua fica imersa na sombra. Mas
então surge um espetáculo de grande interesse e beleza; pois, embora a Lua
esteja tão escondida atrás da Terra que nenhum raio direto de luz solar possa
atingir sua superfície, muitas vezes ela permanece visível e, de fato, brilha
com uma tonalidade avermelhada, suficientemente intensa para permitir que
várias marcas em sua superfície sejam discernidas.

Essa iluminação da Lua, mesmo no auge de um eclipse total, deve-se aos
raios solares que acabaram de roçar a borda da Terra. Ao fazê-lo, eles são
curvados pela refração da atmosfera e, assim, são direcionados para dentro da
sombra. Tais raios atravessam uma espessura enorme da atmosfera terrestre, e
nessa longa jornada por centenas de milhas de ar, adquirem uma tonalidade
avermelhada ou semelhante ao cobre. Essa propriedade da nossa atmosfera
não é algo estranho. O Sol, tanto ao nascer quanto ao pôr do sol, brilha com
uma luz muito mais avermelhada do que a que emite ao meio-dia. Mas, ao pôr
do sol ou ao nascer do sol, os raios que chegam aos nossos olhos precisam
penetrar uma maior quantidade da nossa atmosfera do que ao meio-dia, e,
consequentemente, a atmosfera confere a eles

Aquela cor avermelhada, tão característica e frequentemente tão encantadora. Se se examinar o espectro do sol quando está perto do horizonte, percebe-se que ele está repleto de inúmeras linhas e faixas escuras localizadas principalmente nas extremidades azul e violeta. Essas são causadas pela maior absorção que a luz sofre na atmosfera, o que faz com que, nessas condições, prevaleça a luz vermelha no sol. No caso da lua em eclipse, os feixes de luz solar precisam percorrer uma distância na atmosfera mais do que o dobro daquela necessária para o nascer ou pôr do sol; assim, pode-se explicar o brilho avermelhado da lua em eclipse.

Os almanaques fornecem todos os detalhes de cada eclipse que ocorre no ano correspondente. Essas previsões são confiáveis, pois os astrônomos observam cuidadosamente a lua há séculos e, por meio dessas observações, aprenderam não apenas como a lua se move atualmente, mas também como se moverá nos anos futuros. Os cálculos reais são tão complexos que não podemos discuti-los aqui. No entanto, existe um princípio fundamental sobre eclipses que é tão simples que devemos mencioná-lo. Os eclipses que ocorrem este ano não têm uma relação muito óbvia com os eclipses que ocorreram no ano passado, nem com aqueles que ocorrerão no próximo ano. Contudo, ao analisarmos de forma mais abrangente essa sequência de fenômenos, um princípio bem definido torna-se evidente. Se observarmos todos os eclipses num período de dezoito ou dezenove anos, poderemos prever, pelo menos de forma aproximada, todos os eclipses futuros por muitos anos. Basta lembrar que, 6.585-1/3 dias após um eclipse, ocorre outro eclipse quase semelhante. Por exemplo, um belo eclipse lunar ocorreu em 5 de dezembro de 1881. Se contarmos 6.585 dias a partir dessa data, ou seja, dezoito anos e onze dias, chegamos a 24 de novembro de 1863, data em que ocorreu um eclipse lunar semelhante. Da mesma forma, houve quatro eclipses no ano de 1881. Se somarmos 6.585-1/3 dias à data de cada eclipse, obteremos as datas de todos os quatro eclipses no ano de 1899. Foi essa regra que permitiu aos astrônomos antigos prever a recorrência dos eclipses, numa época em que os movimentos da lua não eram compreendidos tão bem quanto hoje.

Durante uma longa viagem, e talvez em circunstâncias críticas, a lua costuma fornecer informações inestimáveis ao marinheiro. Para navegar um navio, suponhamos de Liverpool para a China, o capitão deve determinar com frequência a posição exata que seu navio ocupa. Se ele não conseguisse fazer isso, nunca encontraria o caminho através do oceano sem marcos. As observações do sol indicam-lhe a latitude e informam-o sobre a hora local, mas o capitão precisa também saber a hora de Greenwich antes de poder apontar para um ponto no mapa e dizer: “Meu navio está aqui”. Para determinar a hora de Greenwich, o navio leva consigo um cronômetro que foi cuidadosamente calibrado antes da partida; como medida de precaução, são normalmente fornecidos dois ou três cronômetros para evitar riscos de erro. Um erro desconhecido de um minuto no cronômetro pode fazer com que o navio se desvie quinze milhas de sua rota correta.

PLACA VI.
GRÁFICO DA SUPERFÍCIE DA LUA.

Fig. 27.—Chave do Gráfico da Lua (Placa VI).

É importante dispor de meios para testar os cronômetros ao longo da viagem; e seria uma grande conveniência se todo capitão, quando desejar, pudesse consultar algum padrão infalível do tempo de Greenwich. Na verdade, precisamos de um relógio de Greenwich que possa ser visto em todo o mundo. Existe tal relógio; e, como qualquer outro relógio, ele possui um mostrador no qual são feitas certas marcas, e um ponteiro que se move ao redor desse mostrador. O grande relógio de Westminster torna-se insignificante em comparação com o imenso relógio que o capitão utiliza para ajustar seu cronômetro. O mostrador deste extraordinário relógio é, na verdade, o céu. Os números gravados no mostrador de um relógio são substituídos pelas estrelas cintilantes; enquanto o ponteiro que se move pelo mostrador é a própria bela lua. Quando o capitão deseja testar seu cronômetro, ele mede…

distância da lua de uma estrela vizinha. Por exemplo, ele pode ver que a lua está a três graus da estrela Regulus. No Almanaque Náutico, ele encontra a hora de Greenwich em que a lua estava a três graus de Regulus. Comparando isso com as indicações do cronômetro, ele encontra a correção necessária.

Existe um mito amplamente difundido sobre a lua que deve ser considerado sem fundamento algum. A ideia de que nosso satélite e o clima tenham alguma relação foi, sem dúvida, acolhida por autoridades importantes, e parece fazer parte das crenças de muitos marinheiros experientes. No entanto, uma comparação cuidadosa entre o estado do tempo e as fases da lua desacreditou completamente a noção de que tal conexão realmente exista.

Frequentemente notamos grandes espaços em branco nos mapas da África e da Austrália, o que indica nossa ignorância sobre partes do interior desses grandes continentes. Não encontramos tais espaços em branco no mapa da lua. Os astrônomos conhecem a superfície da lua melhor do que os geógrafos conhecem o interior da África. Cada ponto na superfície da lua, do tamanho de uma paróquia inglesa, foi mapeado, e todos os objetos mais importantes receberam nomes.

Um mapa geral da lua é mostrado na Placa VI. Ele foi baseado em desenhos feitos com pequenos telescópios e oferece uma visão completa daquela face do nosso satélite que está voltada para nós. A lua é mostrada como aparece em um telescópio astronômico, que inverte tudo, de modo que o sul fica no topo e o norte na parte inferior (para mostrar os objetos na posição correta, um telescópio requer um par adicional de lentes no ocular; como isso diminui a quantidade de luz que chega aos olhos, elas são dispensadas nos telescópios astronômicos). Podemos ver no mapa algumas das características marcantes do cenário lunar. Aquelas regiões escuras, tão visíveis na lua cheia comum, são facilmente reconhecidas no mapa. Antes dos telescópios, os astrônomos pensavam que se tratava de mares; de fato, o nome “Mare” ainda é usado, embora seja óbvio que eles não contêm água atualmente.

O mapa também mostra certas cristas ou partes elevadas, e quando aplicamos medições a esses objetos, descobrimos que devem ser imensas cadeias montanhosas. Mas as características mais marcantes da Lua são aqueles objetos em forma de anel que se encontram espalhados pela superfície em grande número. Eles são conhecidos como crateras lunares.

Para facilitar o acesso aos principais pontos de interesse, criamos um mapa de índice (Fig. 27), que indicará os nomes dos vários objetos representados na imagem. Os chamados “mares” são representados por letras maiúsculas; assim, A é o Mare Crisium, e H o Oceanus Procellarum. As cadeias montanhosas são indicadas por letras minúsculas; portanto, a no índice corresponde ao local das chamadas montanhas do Cáucaso, e da mesma forma, os Apeninos são indicados por c. As numerosas crateras são distinguidas por números; por exemplo, a característica no mapa correspondente a 20 no índice é a cratera denominada Ptolemy.

A. Mare Crisium.
B. Mare Fœcunditatis.
C. Mare Tranquillitatis.
D. Mare Serenitatis.
E. Mare Imbrium.
F. Sinus Iridum.
G. Mare Vaporum.
H. Oceanus Procellarum.
I. Mare Humorum.
J. Mare Nubium.
K. Mare Nectaris.

a. Cáucaso.
b. Alpes.
c. Apeninos.
d. Cárpatos.
f. Cordilheiras e montanhas de D’Alembert.
g. Montanhas Rook.

h. Montanhas Dœrfel.
i. Montanhas Leibnitz.

1. Posidonius.
2. Linné.
3. Aristóteles.
4. Grande Vale dos Alpes.
5. Aristillus.
6. Autólico.
7. Arquimedes.
8. Platão.
9. Eratóstenes.
10. Copérnico.
11. Kepler.
12. Aristarco.
13. Grimaldi.
14. Gassendi.
15. Schickard.
16. Wargentin.
17. Clávio.
18. Tycho.
19. Afonso.
20. Ptolomeu.
21. Catarina.
22. Cirilo.
23. Teófilo.
24. Petavius.
25. Híginos.
26. Triesnecker.

Em todo atlas geográfico existe um mapa que mostra os dois hemisférios da Terra, o oriental e o ocidental. No caso da Lua, podemos mostrar apenas um mapa de um hemisfério, pela simples razão de que a Lua

A lua sempre vira o mesmo lado para nós, e, consequentemente, nunca conseguimos ver o outro lado. Isso se deve à interessante circunstância de que a lua leva exatamente o mesmo tempo para girar uma vez em torno de seu próprio eixo do que leva para dar uma volta ao redor da Terra. No entanto, essa rotação é feita a uma velocidade uniforme, enquanto a lua não se move em sua órbita com uma velocidade perfeitamente uniforme (ver Capítulo IV). A consequência disso é que agora conseguimos vislumbrar ligeiramente o bordo leste da lua, e depois um vislumbre semelhante no bordo oeste, como se a lua estivesse balançando a cabeça muito suavemente para nós. Mas é apenas uma margem insignificante do lado distante da lua que essa libração nos permite examinar.

Os objetos lunares são adequados para observação quando a luz solar incide sobre eles de maneira a criar contrastes marcantes entre luzes e sombras. É impossível observar a lua de forma satisfatória quando ela está cheia, pois nesse caso não há sombras visíveis. O momento mais oportuno para observar algum objeto lunar específico é quando ele se encontra exatamente no lado iluminado da fronteira entre luz e sombra, pois então suas características ficam extremamente bem definidas.

A Placa VII[7] mostra uma ilustração de um cenário lunar; o objeto representado é conhecido pelos astrônomos como Triesnecker. A região mostrada representa apenas uma fração muito pequena da superfície total da lua, mas sua área real é bastante considerável, abrangendo centenas de milhas quadradas. Nela podemos ver várias cadeias de montanhas lunares, enquanto o objeto central na imagem é um daqueles crateras lunares notáveis que encontramos com frequência em qualquer paisagem lunar. Este cratera tem cerca de vinte milhas de diâmetro e possui uma montanha elevada no centro, cujo pico é iluminado pelo sol nascente naquela fase do nosso satélite que é representada na imagem.

Uma visão típica de um cratera lunar é mostrada na Placa VIII. Trata-se, sem dúvida, de um esboço um tanto imaginário. O ponto de vista a partir do qual o artista supostamente tirou a foto é um completamente inacessível para os astrônomos terrestres, mas não há dúvidas de que se trata de uma representação fiel.

objetos na Lua. Devemos, no entanto, lembrar-nos da escala em que ela é representada. O vasto cratera deve ter muitas milhas de diâmetro, e a montanha no seu centro deve ter milhares de pés de altura. O telescópio, mesmo no seu melhor estado, só conseguirá mostrar a Lua da mesma forma que a veríamos a olho nu se estivesse a 250 milhas de distância, em vez de 240.000. Portanto, não devemos esperar ver quaisquer detalhes na Lua, mesmo com os melhores telescópios, a menos que esses detalhes sejam suficientemente grandes para serem visíveis a uma distância de 250 milhas. A Inglaterra, vista dessa perspetiva, mostraria apenas Londres como um ponto colorido, em contraste com a superfície geral do país.

Voltamos, no entanto, de um esboço um tanto fantasioso para uma análise mais pragmática do que o telescópio realmente revela. A Figura IX representa o grande cratera Platão, tão bem conhecido por todos aqueles que utilizam telescópios. O fundo deste notável objeto é quase plano, e a montanha central, tão frequentemente vista noutros crateras, está completamente ausente. Descrevemo-lo mais detalhadamente na lista geral de objetos lunares.

Os picos das montanhas na Lua projetam sombras longas e bem definidas, caracterizadas por uma nitidez que não encontramos nas sombras dos objetos terrestres. A diferença entre os dois casos deve-se à ausência de ar na Lua. A nossa atmosfera difunde uma certa quantidade de luz, o que atenua a escuridão das sombras terrestres e tende a suavizar os seus contornos. Não existem tais influências na Lua, e a nitidez das sombras é aproveitada nas nossas tentativas de medir as alturas das montanhas lunares.

É frequentemente fácil calcular a altitude de um campanário, de uma chaminé alta ou de qualquer outro objeto semelhante, a partir do comprimento da sua sombra. O processo mais simples e preciso consiste em medir, ao meio-dia, a distância em pés desde a base do objeto até ao fim da sombra. A elevação do sol ao meio-dia no dia em questão pode ser obtida a partir do almanaque, e então a altura do objeto é calculada de forma simples. De facto, se as observações puderem ser feitas em 6 de abril ou em 6 de setembro, na ou perto da latitude de Londres, então os cálculos tornam-se desnecessários.

O comprimento da sombra ao meio-dia, em qualquer uma das datas mencionadas, é igual à altitude do objeto. No verão, o comprimento da sombra ao meio-dia é menor que a altitude; no inverno, o comprimento da sombra excede a altitude. Ao nascer ou pôr do sol, as sombras são, naturalmente, muito mais longas do que ao meio-dia, e são sombras desse tipo que observamos na Lua. As medições necessárias são feitas com a ajuda daquele acessório indispensável ao telescópio equatorial, conhecido como micrômetro.

Esta palavra denota um instrumento para medir pequenas distâncias. Em certo sentido, o termo não é muito adequado. Os objetos aos quais o astrônomo aplica o micrômetro geralmente não são nada pequenos. Eles costumam ter dimensões imensas, muito maiores que as da Lua ou do Sol, ou até mesmo de todo o nosso sistema solar. Ainda assim, o nome não é totalmente inadequado, pois, por mais vastos que sejam esses objetos, eles geralmente parecem minúsculos, mesmo no telescópio, devido à sua grande distância.

Para tais medições, precisamos de um instrumento capaz de máxima precisão. Aqui, mais uma vez, recorremos à ajuda do micrômetro de aranha, cuja utilidade já foi mencionada em outro contexto. No micrômetro de aranha, duas linhas paralelas existem, e uma delas as intercepta em ângulo reto. Uma ou ambas as linhas paralelas podem ser movidas por meio de parafusos, cujas roscas foram fabricadas com grande habilidade. A distância pela qual a linha foi movida é indicada com precisão ao se registrar o número de rotações e partes de rotação do parafuso. Suponhamos que as duas linhas sejam primeiro alinhadas e depois separadas até que o comprimento aparente da sombra da montanha na Lua seja igual à distância entre as linhas: assim, sabemos o número de rotações do parafuso do micrômetro que corresponde ao comprimento da sombra. O número de milhas na Lua que correspondem a uma rotação do parafuso já foi determinado por outras observações, e, portanto, o comprimento da sombra pode ser calculado. A elevação do Sol, tal como seria vista por um observador nesse ponto da Lua, no momento em que as medições eram feitas, também pode ser obtida, e, assim, a elevação real da montanha pode ser calculada. Por meio de medições de

Dessa forma, é possível determinar as altitudes de outros objetos lunares, como, por exemplo, a altura da muralha que circunda uma área com paredes circulares.

A beleza e o interesse da Lua como objeto observável por telescópio nos levam a fornecer ao estudante uma descrição um tanto detalhada das características mais notáveis que ela apresenta. A maioria dos objetos que descreveremos pode ser observada efetivamente com potência telescópica bastante moderada. No entanto, deve-se lembrar que nem todos eles podem ser vistos claramente ao mesmo tempo. A região que se mostra com maior clareza é a fronteira entre a luz e a escuridão. Portanto, o estudante escolherá para observação aqueles objetos que estiverem próximos a essa fronteira no momento em que fizer a observação.

1. Posidonius – O diâmetro deste grande cratera é de quase 60 milhas. Embora sua parede circundante seja relativamente fina, ela é tão bem marcada que torna o objeto muito visível. Como acontece frequentemente nos vulcões lunares, o fundo do cratera está abaixo do nível da planície circundante; neste caso, a diferença é de quase 2.500 pés.

2. Linné – Este pequeno cratera está localizado em Mare Serenitatis. Há cerca de sessenta anos, foi descrito como tendo um diâmetro de aproximadamente 6,5 milhas, e parecia ser suficientemente visível. Em 1866, Schmidt, de Atenas, anunciou que o cratera havia desaparecido. Desde então, apenas uma depressão extremamente pequena e rasa tem sido visível; o objeto inteiro agora é muito insignificante. Este parece ser o caso mais bem documentado de mudança em um objeto lunar. Aparentemente, as paredes do cratera desabaram para o interior, preenchendo-o parcialmente, mas muitos astrônomos duvidam que realmente tenha ocorrido alguma mudança, já que Schröter, um observador de Hanôver do final do século XVIII, não parece ter visto nenhum cratera visível naquele local, embora seja preciso admitir que suas observações eram bastante incompletas. Para dar uma ideia do trabalho incrível de Schmidt nas pesquisas lunares, pode-se mencionar que, em seis anos, ele realizou quase 57.000 ajustes individuais em seu micrômetro para medir as altitudes lunares. Sua grande carta das montanhas na Lua foi baseada em nada menos que 2.731

Desenhos e esboços, se estes forem contados duas vezes, podem ter sido utilizados para duas divisões do mapa.

3. Aristóteles — O nome deste grande filósofo foi associado a um grande cratera com 50 milhas de diâmetro; o seu interior, embora muito acidentado, não apresenta um cone central claramente definido. No entanto, a parede elevada do cratera, com altura superior a 10.500 pés, cobre o fundo de tal forma contínua que as suas características nunca são visíveis com clareza.

4. A Grande Vale dos Alpes — Um vale maravilhosamente reto, cuja largura varia de 3,5 a 6 milhas, atravessa diretamente os Alpes lunares. Segundo Mädler, tem pelo menos 11.500 pés de profundidade e mais de 80 milhas de comprimento. Algumas cristas baixas, paralelas às laterais do vale, podem ser resultado de deslizamentos de terra.

5. Aristilo — Em condições favoráveis, o grande telescópio de Lord Rosse revelou que o exterior deste magnífico cratera está marcado por valas profundas que se irradiam a partir do seu centro. Aristilo tem cerca de 34 milhas de largura e 10.000 pés de profundidade.

6. Autólico é um pouco menor que os anteriores, formando um par com eles, de acordo com o que Mädler considerava uma relação bem definida entre os crateras lunares: frequentemente apareciam em pares, sendo o menor geralmente localizado ao sul. Perto da borda, essa disposição costuma ser mais aparente do que real, sendo apenas resultado da distorção causada pela perspectiva.

7. Arquimedes — Esta grande planície, com cerca de 50 milhas de diâmetro, tem o seu vasto interior liso dividido por faixas de brilho desigual em sete zonas distintas, que se estendem de leste a oeste. Não existe nenhuma montanha central ou outro sinal evidente de atividade passada, mas a sua parede irregular se eleva em torres abruptas, e o seu exterior é marcado por terraços bem definidos.

PLACA B.
PORÇÃO DA LUA.
(ALPES, ARQUIMEDES, APENINOS.)
Srs. Loewy & Puiseux.

8. Platão — Já mencionamos esta vasta planície circular,
que pode ser observada mesmo com o menor telescópio. A altura média
da muralha é de cerca de 3.800 pés no lado leste; no lado oeste é

um pouco mais baixo, mas existe um pico que atinge uma altura de quase 7.300 pés. A planície cercada por essa imensa muralha tem proporções amplas. É um círculo um tanto irregular, com cerca de 60 milhas de diâmetro, e abrange uma área de 2.700 milhas quadradas. Em seu fundo, as sombras da parede ocidental são mostradas na Placa IX, assim como três dos pequenos crateras; um grande número deles foi detectado por observadores persistentes. A linha estreita e afiada que vai do cratera para a esquerda é uma daquelas “fendas” notáveis que atravessam a Lua em muitas direções. Outra pode ser vista mais à esquerda. Acima de Plato há várias montanhas isoladas, sendo a mais alta o Pico, com cerca de 8.000 pés de altura. Sua sombra longa e pontiaguda levaria, à primeira vista, a supor que ela deva ser muito íngreme; mas Schmidt, que estudou especialmente as inclinações das encostas lunares, acredita que ela não pode ser tão íngreme quanto muitas das montanhas suíças que são frequentemente escaladas. Até trinta crateras menores foram cuidadosamente observadas no fundo de Plato, e variações foram consideradas perceptíveis pelo Sr. W.H. Pickering.

9. Eratóstenes — Este cratera profundo, com mais de 37 milhas de diâmetro, fica no final da gigantesca cadeia dos Apeninos. Não é improvável que Eratóstenes tenha sido, em tempos passados, a abertura vulcânica das forças enormes que elevaram os picos relativamente sem crateras dessas grandes montanhas.

10. Copérnico — De todos os crateras lunares, este é um dos maiores e mais conhecidos. A região a oeste está repleta de inúmeros craterezinhos minúsculos. Possui uma montanha central com vários picos, com cerca de 2.400 pés de altura. Há bons motivos para acreditar que os terraços visíveis em seu interior se devem principalmente ao levantamento alternado, à congelação parcial e ao posterior recuo de um vasto mar de lava. Na lua cheia, o cratera de Copérnico pode ser visto rodeado por raios que se irradiam.

11. Kepler — Embora a profundidade interna deste cratera seja quase igual a 10.000 pés, sua parede circundante é muito baixa; ela chama a atenção por estar coberta pela mesma substância brilhante que também forma um sistema de raios brilhantes, semelhantes aos que cercam o último objeto mencionado.

12. Aristarco é o mais brilhante dos crateres lunares, sendo especialmente vívido com baixa potência em um grande telescópio. É tão brilhante que, de fato, foi frequentemente visto no lado escuro logo após a lua nova, dando origem a histórias maravilhosas sobre vulcões lunares ativos. A sudeste encontra-se outro cratera menor, Heródoto; ao norte dele há um vale estreito e profundo, com largura máxima de 2,5 milhas, que forma um ziguezague notável. É um dos maiores “fendas” lunares.

13. Grimaldi merece destaque como o objeto mais escuro de seu tamanho na Lua. Em circunstâncias muito excepcionais, foi visto a olho nu, e como sua área foi estimada em quase 14.000 milhas quadradas, isso dá uma ideia de quão pouco a visão humana pode discernir na Lua sem auxílio; deve-se, no entanto, acrescentar que sempre vemos Grimaldi consideravelmente distorcido.

14. O grande cratera Gassendi foi mapeado com grande frequência devido ao seu complexo sistema de “fendas”. Em sua extremidade norte, ele se comunica com um cratera menor, mas muito mais profundo, que costuma ficar repleto de sombra negra depois que todo o fundo de Gassendi é iluminado.

15. Schickard é uma das maiores planícies muradas da Lua, com cerca de 134 milhas de largura. Dentro de sua vasta extensão, Mädler detectou 23 crateras menores. Quanto a este objeto, Chacornac apontou que, devido à curvatura da superfície da Lua, um observador no centro do fundo “pensaria estar em um deserto sem limites”, pois a parede circundante, embora em alguns lugares tenha quase 10.000 pés de altura, ficaria completamente abaixo de seu horizonte.

16. Próximo ao anterior está Wargentin. Não há dúvidas de que se trata realmente de um enorme cratera quase totalmente preenchido com lava solidificada, já que quase não há declive em direção ao interior.

17. Clavius — Perto do 60º paralelo de latitude sul lunar encontra-se esta enorme área, cuja extensão é de pelo menos 16.500 milhas quadradas. Tanto em seu interior quanto em suas paredes existem muitos picos e crateras secundárias. A visão telescópica do nascer do sol na superfície de Clavius é verdadeiramente…

Mädler será indescritivelmente magnífico. Um dos picos atinge uma altura de 24.000 pés acima do fundo de um dos crateras presentes. Mädler chegou a afirmar que, nessa região selvagem, existem crateras tão profundas que nenhum raio de luz jamais penetrou em suas profundezas mais baixas; enquanto, como se fosse uma compensação, há picos cujos cumes têm um dia médio quase duas vezes maior do que a noite.

18. Se a lua cheia for observada por meio de um telescópio pequeno ou qualquer outro instrumento óptico, imediatamente se percebe um cratera que se destaca entre todos os outros, devido aos raios brilhantes que dele emanam. Trata-se do majestoso Tycho, com 17.000 pés de profundidade e 50 milhas de diâmetro (Placa X). No centro do seu fundo, ergue-se um pico com 6.000 pés de altura, e uma série de terraços reveste suas encostas; mas são os raios brilhantes e misteriosos que mais nos surpreendem. Quando o sol nasce sobre Tycho, esses raios ficam completamente invisíveis; na verdade, todo o objeto fica tão escuro que é preciso um olho experiente para reconhecê-lo em meio ao cenário montanhoso ao redor. Mas, assim que o sol atinge uma altura de cerca de 30° acima do horizonte, os raios saem de sua obscuridade e vão aumentando gradualmente em brilho, até que a lua fique cheia, momento em que se tornam os objetos mais visíveis em sua superfície. Eles variam em comprimento, de algumas centenas de milhas a duas, ou, em um caso, quase três mil milhas. Eles se estendem por vastas planícies, até os crateras mais profundos, ou sobre as elevações mais altas. Não conhecemos nada na Terra que possa ser comparado a eles. Como esses raios só são vistos por volta da lua cheia, sua visibilidade depende obviamente da luz que incide mais ou menos diretamente na linha de visão, independentemente da inclinação das superfícies, montanhas ou vales sobre os quais aparecem. Portanto, cada pequena parte da superfície desses raios deve ter uma forma simétrica para o observador, independentemente do ponto de onde seja visto. Apenas a esfera parece satisfazer essa condição, e o professor Copeland sugere, portanto, que o material que compõe a superfície desses raios deve ser formado por um grande número de glóbulos mais ou menos completamente esféricos. Esses raios devem representar partes da superfície lunar, seja ela marcada por crateras…

com cavidades minúsculas de forma esférica, ou repletas de pequenas esferas transparentes.[8]

Perto do centro do disco lunar encontra-se uma série de planícies em forma de anel, totalmente visíveis para nós em todas as condições de iluminação. Dentre elas, podem ser mencionadas duas — Alphonsus (19), cujo fundo se caracteriza por duas marcas brilhantes e várias marcas escuras que não podem ser explicadas por irregularidades na superfície; e Ptolemy (20). Além de vários pequenos crateras fechados, seu fundo é atravessado por numerosas cristas baixas, visíveis quando o sol nasce ou se põe.

21, 22, 23.—Quando a lua tem cinco ou seis dias de idade, este belo grupo de três crateras fica em posição favorável para observação. Eles são chamados Catharina, Cyrillus e Theophilus. Catharina, a mais ao sul do grupo, tem profundidade superior a 16.000 pés e está conectada a Cyrillus por um vale largo; mas entre Cyrillus e Theophilus não existe tal conexão. De fato, Cyrillus parece ter tido suas enormes muralhas circundantes, tão altas quanto o Monte Branco, completamente formadas antes que as forças vulcânicas começassem a formar Theophilus, cujas muralhas invadem consideravelmente seu vizinho mais antigo. Theophilus é um cratera circular bem definido, com diâmetro de cerca de 64 milhas, profundidade interna de 14.000 a 18.000 pés, e um belo grupo de montanhas em seu fundo, com altura equivalente a um terço dessa medida. Embora Theophilus seja o cratera mais profundo que podemos ver na lua, ele sofreu pouca ou nenhuma deformação devido a erupções secundárias, enquanto o fundo e as paredes de Catharina apresentam sequências completas de crateras menores de vários tamanhos, que se chocaram e destruíram parcialmente umas às outras. Na primavera, quando a lua está um pouco antes do primeiro quarto, este grupo instrutivo de vulcões extintos pode ser observado com grande clareza em um horário adequado da noite.

PLACA VII.
TRIESNECKER.
(DEPOIS DE NASMYTH.)

24. Petavius é notável não apenas pelo seu grande tamanho, mas também pela rara característica de possuir duas muralhas defensivas. É um objeto belo logo após a lua nova ou logo após a lua cheia, mas desaparece completamente quando o sol está a mais de 45° acima do seu horizonte. O fundo da cratera é notavelmente convexo, culminando num grupo central de colinas intersecadas por uma fenda profunda.

25. Hyginus é uma pequena cratera perto do centro do disco lunar. Um dos maiores abismos lunares passa diretamente por ela, fazendo uma curva brusca ao fazê-lo.

26. Triesnecker — Esta bela cratera já foi descrita, mas é mencionada novamente para chamar a atenção para o elaborado sistema de abismos tão visivelmente mostrado na Placa VII. O fato de esses abismos serem depressões fica amplamente evidente pelas sombras dentro deles. Muitas vezes, suas margens estão consideravelmente elevadas. Parecem ser fissuras na superfície da lua.

Das várias montanhas que ocasionalmente são vistas como projeções na borda real da lua, aquelas denominadas em homenagem a Leibniz (i) parecem ser as mais altas. Schmidt constatou que o pico mais alto ficava a mais de 41.900 pés acima de um vale vizinho. Ao comparar essas altitudes com as das montanhas da nossa Terra, devemos acrescentar à altura da terra a profundidade do mar. Calculados dessa maneira, as nossas montanhas mais altas ainda são mais altas do que quaisquer outras que conhecemos na lua.

Agora devemos discutir a importante questão sobre a origem dessas características notáveis na superfície da lua. Devemos admitir, desde o início, que as nossas evidências sobre este assunto são apenas indiretas. Para estabelecer, com provas irrefutáveis, a origem vulcânica das notáveis crateras lunares, parece quase necessário que haja sido testemunhado algum tipo de erupção vulcânica na lua, e que tais erupções tenham resultado na formação do bem conhecido anel, com ou sem a montanha erguendo-se no centro. Dizer que nada disso jamais foi testemunhado seria uma afirmação um tanto exagerada. Em certas ocasiões, observadores atentos relataram a ocorrência de pequenas mudanças locais em

a lua. Como já observamos, um cratera chamada Linné, de dimensões sem dúvida respeitáveis para um habitante lunar, mas que forma um objeto telescópico muito insignificante, foi considerada como tendo sofrido alguma alteração. Em outra ocasião, pensou-se que um cratera minúsculo havia surgido perto do bem conhecido objeto chamado Hyginus. A mera enumeração de tais casos dá grande ênfase à afirmação de que, atualmente, não existe nenhuma fonte apreciável de perturbação na superfície da lua. Mesmo que esses casos insignificantes de suposta alteração fossem realmente comprovados — e isso talvez esteja um pouco além do que muitos astrônomos estariam dispostos a aceitar — eles continuam sendo insignificantes em comparação com os fenômenos poderosos que deram origem aos numerosos grandes crateras que cobrem uma parte tão grande da superfície da lua.

Somos levados inevitavelmente à conclusão de que nosso satélite deve ter possuído, em algum momento, uma atividade muito maior do que a que exibe hoje. Podemos também dar uma explicação razoável, ou, pelo menos, plausível, para o fim dessa atividade nos tempos recentes. Vamos dar uma olhada em dois outros corpos do nosso sistema, a Terra e o Sol, e compará-los com a lua. Dos três corpos, o Sol é enormemente o maior, enquanto a lua é muito menor que a Terra. Também vimos que, embora o Sol deva ter uma temperatura muito alta, não há dúvida de que ele está gradualmente perdendo seu calor. A superfície da Terra, formada por rochas sólidas e argila, ou coberta em grande parte pela vasta extensão dos oceanos, apresenta poucos vestígios evidentes de alta temperatura. No entanto, é altamente provável, a partir dos fenômenos vulcânicos comuns, que o interior da Terra ainda possua uma temperatura incandescente.

Um corpo grande, quando aquecido, leva mais tempo para esfriar do que um corpo pequeno elevado à mesma temperatura. Uma grande peça de ferro levará dias para esfriar; uma peça pequena esfriará em algumas horas. Qualquer que tenha sido a fonte original de calor em nosso sistema — uma questão que não estamos discutindo agora — parece demonstrável que todos os diferentes corpos foram originalmente aquecidos e, desde então, vêm esfriando gradualmente ao longo dos séculos. O Sol é tão imenso que ainda não teve tempo de esfriar; a Terra, de tamanho intermediário,

tornou-se frio por fora, mantendo ainda grandes reservas de calor interno; enquanto a lua, o corpo mais pequeno de todos, perdeu tanto calor que mudanças importantes na sua superfície já não podem ser causadas por processos internos.

Somos, portanto, levados a atribuir a origem dos crateres lunares a alguma época remota da história da lua. Não temos como saber exatamente qual era essa época, mas é razoável supor que a antiguidade dos vulcões lunares seja extremamente grande. Na altura em que a lua estava suficientemente aquecida para gerar aquelas convulsões, das quais os imensos crateres são vestígios, a terra também devia estar muito mais quente do que é atualmente. Quando a lua possuía calor suficiente para que os seus vulcões ficassem ativos, a terra provavelmente era tão quente que a vida era impossível na sua superfície. Esta suposição indicaria uma antiguidade dos crateres lunares demasiado grande para ser estimada em séculos ou milhares de anos, valores adequados apenas para períodos como os relacionados com a história dos eventos humanos. Não parece improvável que tenham passado milhões de anos desde que os imensos crateres de Platão ou de Copérnico se consolidaram na sua forma atual.

Agora tentaremos explicar a formação dos crateres lunares. As visões mais prováveis sobre este assunto parecem ser as apresentadas pelo Sr. Nasmyth, embora seja preciso admitir que as suas teorias não estão isentas de dificuldades. De acordo com a sua teoria, podemos explicar como se formou a muralha ao redor do cratera lunar e como surgiu a grande montanha que tantas vezes decora o centro da planície. A figura 28 contém um esboço imaginário de uma abertura vulcânica na lua nos tempos em que os crateres estavam ativos. A erupção é aqui mostrada na sua plena intensidade, quando as forças internas lançam cinzas ou pedras que caem a uma distância considerável da abertura. Os materiais assim acumulados constituem a muralha que rodeia o cratera.

A segunda imagem (figura 29) mostra o cratera numa fase posterior da sua história. O poder explosivo extraordinário já se esgotou, e...

Talvez tenha havido uma interrupção por algum tempo. Mais uma vez, o vulcão entra em atividade, mas desta vez com apenas uma pequena parte de sua energia original. Uma erupção relativamente fraca surge agora do mesmo orifício, depositando materiais nas proximidades do orifício e formando uma montanha no centro. Finalmente, quando a atividade diminui e o vulcão fica silencioso e imóvel, encontramos evidências da energia inicial, atestadas pela muralha que circunda o antigo cratera e pela montanha que decora seu interior. O chão plano encontrado em alguns crateras pode muito bem ter se formado a partir do escoamento de lava que posteriormente se consolidou. Outras erupções também ocorreram em muitos casos.

Uma das principais dificuldades ao usar esse método para explicar a estrutura de um cratera vem do grande tamanho que alguns desses objetos alcançam. Existem vulcões antigos na Lua com quarenta ou cinquenta milhas de diâmetro; de fato, há um anel bem definido, com uma montanha no centro, cujo diâmetro não é menor que setenta e oito milhas (Petavius). Parece difícil conceber como um cone de lava no centro poderia transportar os materiais até uma distância tão grande quanto as trinta e nove milhas entre o centro de Petavius e a muralha. No entanto, a explicação se torna mais fácil quando se leva em conta que a força da gravidade é muito menor na Lua do que na Terra.

PLACA VIII.
O CRÁTER LUNAR NORMAL.

Fig. 28.—Vulcão em atividade.

Fig. 29.—Atividade Fraca Subsequente.
Já não vimos que o nosso satélite é tão menor que a Terra que oitenta luas, juntas, não teriam o mesmo peso que a Terra? Na Terra, uma onça pesa uma onça e um quilo pesa um quilo; mas um peso de seis onças aqui pesaria apenas uma onça na Lua, e um peso de seis quilos aqui pesaria apenas um quilo na Lua. Um trabalhador que consegue carregar um saco de milho na Terra poderia, com o mesmo esforço, carregar seis sacos de milho na Lua. Um jogador de críquete que consegue lançar uma bola a 100 jardas na Terra poderia, com exatamente o mesmo esforço, lançar a mesma bola a 600 jardas na Lua. Hiawatha poderia atirar dez flechas ao ar, uma após a outra, antes mesmo que a primeira tocasse o chão; na Lua, ele poderia esvaziar todo o seu aljube. O vulcão, que na Lua lançava projéteis a uma distância de trinta e nove milhas, precisaria apenas ter a mesma força explosiva que seria suficiente para lançar os mísseis a seis ou sete milhas na Terra. Um canhão moderno, devidamente posicionado, conseguiria facilmente realizar essa proeza.

Fig. 30.—Formação do Piso Nivelado por Lava.

Deve-se também ter em mente que existem inúmeros crateras na Lua do mesmo tipo geral, mas de dimensões muito variadas; a partir de um pequeno objeto telescópico com dois ou três milhas de diâmetro, podemos identificar fases que vão aumentando gradualmente até chegarmos ao imenso Petavius que acabamos de mencionar. Quanto aos crateras menores, obviamente há pouca ou nenhuma dificuldade em atribuir-lhes uma origem vulcânica, e como a continuidade dos crateres, do menor ao maior, é ininterrupta, parece bastante razoável supor que até os maiores tenham surgido da mesma maneira.

No entanto, deve-se ressaltar que algumas características lunares podem ser explicadas por ações externas e não internas. O Sr. G.K. Gilbert apresentou evidências em apoio à ideia de que as esculturas lunares surgiram do impacto de corpos que caíram sobre a Lua. O Mare Imbrium, segundo essa visão, foi o local de uma colisão da qual resultou a paisagem lunar circundante. O Sr. Gilbert explica as sulcos como se tivessem sido cortados por projéteis poderosos que se moviam com velocidades semelhantes às das meteoros.

As paisagens lunares são excessivamente estranhas e acidentadas. Elas sempre nos fazem lembrar de desertos estéreis, e não podemos deixar de notar a ausência de planícies gramadas ou florestas verdes, como as que conhecemos em nosso planeta. Em alguns aspectos, a Lua não difere muito da Terra. Assim como a Terra, a Lua possui as agradáveis alternâncias de dia e noite, embora o dia na Lua dure vinte e nove dos nossos dias, e a noite na Lua dure vinte e nove das nossas noites. Somos aquecidos pelos raios do sol; a Lua também o é; mas, seja qual for...

A temperatura durante o longo dia na Lua é tal que parece certo que o frio da noite lunar seria maior do que o encontrado nas regiões mais áridas da nossa Terra. A quantidade de calor irradiado para nós pela Lua foi estudada por Lord Rosse e, mais recentemente, pelo Professor Langley. Embora cada ponto na superfície da Lua fique exposto à luz solar por quinze dias sem interrupção, a temperatura real do solo não pode ser alta. A Lua, ao contrário da Terra, não possui um “cobertor quente” na forma de uma atmosfera que possa reter e acumular o calor recebido.

Até mesmo os nossos maiores telescópios não conseguem indicar diretamente se a vida poderia existir na Lua. As árvores enormes da Califórnia poderiam crescer nas montanhas lunares, e elefantes poderiam caminhar pelas planícies, mas os nossos telescópios não seriam capazes de vê-los. O menor objeto que conseguimos ver na Lua tem tamanho semelhante ao de uma catedral de bom porte; portanto, seres organizados com tamanho parecido aos que conhecemos, se existissem, não poderiam ser vistos através dos telescópios.

Portanto, somos forçados a recorrer a evidências indiretas para determinar se a vida seria possível na Lua. Podemos dizer imediatamente que os astrônomos acreditam que a vida, como a conhecemos, não poderia existir. Entre as condições necessárias para a vida, a água é uma das primeiras. Considerando todas as formas de vida vegetal, desde o líquen que cresce nas rochas até as árvores gigantes das florestas, percebemos que a substância de cada planta contém água e não poderia existir sem ela. A água também é essencial para a existência da vida animal. Sem esse elemento, toda a vida orgânica, incluindo a vida humana, seria inconcebível.

Portanto, a menos que haja água na Lua, seremos forçados a concluir que a vida, como a conhecemos, é impossível. Se alguém estacionado na Lua olhasse para a Terra através de um telescópio, conseguiria ver alguma água aqui? Sem dúvida alguma, conseguiria. Ele veria as nuvens e notaria suas mudanças constantes; as próprias nuvens seriam quase uma prova conclusiva da existência de água. Um astrônomo na

A lua também veria nossos oceanos como superfícies coloridas, em contraste marcante com a terra, e talvez visse frequentemente a imagem do sol, como uma estrela brilhante, refletida em alguma parte lisa do mar. Na verdade, considerando que mais da metade do nosso planeta é coberta por oceanos, e que a maior parte do restante costuma ficar obscurecida pelas nuvens, o astrônomo lunar, ao observar nossa Terra, veria com frequência quase nada além de água, de uma forma ou de outra. É muito provável que ele chegasse à conclusão de que nosso planeta era adequado apenas para ser um lar para animais anfíbios.

Mas quando olhamos para a lua com nossos telescópios, não vemos nenhuma evidência direta de água. Uma inspeção mais detalhada mostra que os chamados mares lunares são desertos, muitas vezes marcados por pequenos crateras e rochas. O telescópio não revela mares nem oceanos, nem lagos nem rios. Além disso, a beleza das paisagens lunares nunca é prejudicada por nuvens em sua superfície. Sempre que a lua está acima do nosso horizonte, e as nuvens terrestres estão afastadas, podemos ver as características da superfície do nosso satélite com clareza. Não há nuvens na lua; nem mesmo névoas ou vapores que surgem inevitavelmente onde quer que haja água. Por isso, os astrônomos concluíram que a superfície que acompanha a Terra é um deserto estéril e sem água.

Outro elemento essencial para a vida orgânica também está ausente na lua. Nosso planeta é cercado por uma camada espessa de ar que fica sobre a superfície e se estende acima de nossas cabeças até uma altura de cerca de 200 ou 300 milhas. Não é preciso dizer o quão necessário o ar é para a vida; portanto, voltamos com interesse à questão de saber se a lua pode ser cercada por uma atmosfera. Vamos entender claramente o problema que vamos analisar. Imagine que um viajante partisse da Terra em uma jornada até a lua; à medida que avançasse, o ar se tornaria gradualmente cada vez mais rarefeito, até que, finalmente, quando estivesse a algumas centenas de milhas acima da superfície terrestre, tivesse deixado para trás os últimos vestígios perceptíveis da camada de ar da Terra. Quando tivesse atravessado completamente a atmosfera, teria percorrido apenas uma fração muito pequena de toda a jornada.

240.000 milhas, e ainda restaria um vasto vazio a ser percorrido antes de se chegar à lua. Se a lua estivesse envolta da mesma maneira que a terra, então, à medida que o viajante se aproximasse do fim de sua jornada e ficasse a algumas centenas de milhas da superfície lunar, ele encontraria novamente vestígios de uma atmosfera, cuja densidade aumentaria gradualmente até que chegasse à superfície da lua. Assim, o viajante teria atravessado uma camada de ar no início de sua viagem e outra no final, enquanto a maior parte da jornada seria feita pelo espaço, um espaço ainda mais vazio do que aquele encontrado no reservatório vazio de uma bomba de ar.

Esse seria o caso se a lua estivesse revestida por uma atmosfera semelhante àquela que cerca nossa terra. Mas quais são os fatos? À medida que o viajante se aproximasse da lua, procuraria em vão por ar respirável semelhante ao nosso. É possível que, perto da superfície, haja vestígios fracos de algum material gasoso ao redor da lua, mas isso só poderia representar uma fração muito pequena da abundante atmosfera que a terra possui atualmente. Para todos os fins relacionados à respiração, como entendemos o termo, podemos dizer que não há ar na lua, e um habitante da nossa terra transferido para lá morreria sufocado, assim como morreria no meio do espaço.

No entanto, pode-se perguntar como sabemos disso. O ar não é transparente? Como, então, nossos telescópios poderiam mostrar se a lua realmente possuía tal camada protetora? É por meio de métodos indiretos, mas totalmente confiáveis, de observação que conhecemos a condição desprovida de atmosfera de nosso satélite. Existem vários argumentos que podem ser apresentados; mas o mais conclusivo é aquele obtido com a ocorrência do que se chama de “ocultação”. Às vezes, acontece de a lua ficar diretamente entre a terra e uma estrela, e o desaparecimento temporário desta última é uma “ocultação”. Podemos observar o momento em que o fenômeno ocorre, e a súbita desaparição da estrela costuma ser notada. Se a lua estivesse envolta por uma atmosfera abundante, a interposição dessa massa gasosa, devido ao movimento da lua, causaria um desaparecimento gradual da estrela, sem aquela abruptidão que caracteriza a ocultação.[9]

Vamos considerar como podemos explicar a ausência de uma atmosfera na Lua. O que chamamos de gás foi descoberto, por meio de pesquisas modernas, como um conjunto de um número imenso de moléculas, cada uma das quais se encontra em movimento extremamente rápido. Esse movimento é mantido por uma curta distância em uma única direção, antes que uma molécula entre em colisão com outra, fazendo com que as direções e velocidades das moléculas individuais mudem continuamente. Existe uma certa velocidade média para cada gás, que é própria das moléculas desse gás a uma determinada temperatura. Quando vários gases são misturados, como o oxigênio e o nitrogênio em nossa atmosfera, as moléculas de cada gás continuam a se mover com suas próprias velocidades características. Na medida em que conseguimos estimar a temperatura na fronteira da atmosfera terrestre, podemos supor que a média das velocidades das moléculas de oxigênio ali presente seja de cerca de um quarto de milha por segundo. As velocidades dos moléculas de nitrogênio são mais ou menos as mesmas, enquanto a velocidade média de uma molécula de hidrogênio é de aproximadamente uma milha por segundo, sendo, de fato, de longe a maior velocidade molecular de qualquer gás.

PLACA IX.
PLATÃO.
(DEPOIS DE NASMYTH.)

Uma pedra lançada no ar logo retorna à terra. Uma bala de fuzil disparada verticalmente para cima ascenderá cada vez mais alto, até que, por fim, seu movimento pare, ela comece a voltar e caia no chão. Suponhamos, por enquanto, que tenhamos um fuzil de força infinita e pólvora de poder ilimitado. À medida que aumentamos a carga, percebemos que a bala ascenderá cada vez mais alto, e a cada vez levará um período maior antes de retornar ao chão. A descida da bala se deve à atração da terra. A gravidade deve necessariamente agir sobre o projétil durante todo o seu percurso, diminuindo gradualmente sua velocidade, superando o movimento para cima e fazendo com que ele caia.

A bala volta. Deve-se lembrar que a eficiência da atração diminui à medida que a altura aumenta. Consequentemente, quando o corpo possui uma velocidade inicial extremamente grande, fazendo com que ele suba a uma altura enorme, seu retorno é retardado por duas causas. Em primeiro lugar, a distância que ele precisa percorrer para retornar aumenta consideravelmente; em segundo lugar, a eficiência da gravidade na sua devolução diminui. Quanto maior a velocidade, menor deve ser a capacidade da gravidade de trazer o corpo de volta. Podemos conceber que a velocidade aumente até um ponto em que a gravidade, que diminui constantemente à medida que o corpo sobe, nunca consiga neutralizar completamente a velocidade; assim, temos o caso interessante de um corpo lançado para longe que nunca retorna.

É possível apresentar esse raciocínio de forma numérica e mostrar que uma velocidade de seis ou sete milhas por segundo, direcionada para cima, seria suficiente para levar um corpo para bem longe da gravidade da Terra. Essa velocidade está muito além dos limites máximos de nossa artilharia. Na verdade, é pelo menos uma dúzia de vezes maior que a velocidade de um tiro de canhão; e mesmo que pudéssemos alcançá-la, a resistência do ar representaria uma dificuldade insuperável. No entanto, tais reflexões não afetam a conclusão de que existe, para cada planeta, uma determinada velocidade específica adequada a esse corpo, dependente apenas do seu tamanho e massa, com a qual deveríamos lançar um projétil, a fim de evitar que a atração desse corpo puxe o projétil de volta.

É uma questão simples de cálculo determinar essa “velocidade crítica” para qualquer corpo celeste. Quanto maior o corpo, maior, em geral, deve ser a velocidade inicial necessária para que o projétil consiga abandonar para sempre o globo do qual foi lançado. Como já indicamos, essa velocidade é de cerca de sete milhas por segundo na Terra. Seria de três na planeta Mercúrio, três e meio em Marte, vinte e duas em Saturno e trinta e sete em Júpiter; enquanto, para que um míssil deixe o Sol sem possibilidade de retorno, ele deve sair da superfície brilhante a uma velocidade não inferior a 391 milhas por segundo.

Supondo que houvesse uma certa quantidade de hidrogênio livre em nossa atmosfera, suas moléculas se moveriam com uma velocidade média de cerca de uma milha por segundo. Ocasionalmente, por uma combinação de circunstâncias, uma molécula poderia atingir uma velocidade superior a sete milhas por segundo. Se isso acontecesse nas fronteiras da atmosfera, onde ela escaparia das colisões com outras moléculas, esse objeto voaria para o espaço e não seria recapturado pela Terra. Por repetições incessantes desse processo, ao longo de inúmeros séculos, todas as moléculas de gás hidrogênio escapariam da Terra, e assim podemos explicar o fato de não haver hidrogênio livre na atmosfera terrestre.[10]

As velocidades que podem ser alcançadas pelas moléculas de gases outros do que o hidrogênio são muito pequenas para permitir sua fuga da atração da Terra. Portanto, encontramos oxigênio, nitrogênio, vapor d’água e dióxido de carbono como componentes permanentes do nosso ar. Por outro lado, a enorme massa do Sol faz com que a “velocidade crítica” na superfície desse corpo seja tão grande (391 milhas por segundo) que nem mesmo as moléculas de hidrogênio conseguem alcançá-la. Consequentemente, como vimos, o hidrogênio é um componente muito importante do envoltório atmosférico do Sol.

Se aplicarmos agora esse raciocínio à Lua, descobre-se, por cálculo, que a velocidade crítica é de apenas uma milha e meia por segundo. Isso parece estar bem dentro das velocidades máximas alcançáveis pelas moléculas de oxigênio, nitrogênio e outros gases. Portanto, conclui-se que nenhum desses gases poderia permanecer permanentemente para formar uma atmosfera na superfície de um corpo tão pequeno quanto a Lua. Essa parece ser a razão pela qual não existem vestígios de qualquer ambiente gasoso ao redor de nosso satélite.

A ausência de ar e água na Lua explica a sublime aspereza das paisagens lunares. Sabemos que, na Terra, a ação do vento e da chuva, do gelo e da neve, está constantemente tentando desgastar nossas montanhas e reduzir suas irregularidades. Nenhum desses agentes atua na Lua. Os vulcões moldaram a superfície até seu estado atual, e, embora tenham deixado de funcionar há muito tempo, os vestígios de seu trabalho ainda existem.

Parecem quase tão frescos hoje quanto eram quando os poderosos incêndios foram extintos.

“As torres cobertas de nuvens, os palácios deslumbrantes, os templos solenes” têm apenas uma breve existência na Terra. É principalmente a ação incessante da água e do ar que faz com que eles desapareçam como “a estrutura sem fundamento de uma visão”. Na Lua, essas causas de desintegração e decadência estão completamente ausentes, embora talvez as mudanças de temperatura na transição do dia lunar para a noite lunar possam causar expansões e contrações que possam compensar, em certa medida, a ausência de agentes de dissolução mais potentes.

Parece provável que um edifício na Lua permanecesse século após século exatamente como foi deixado pelos construtores. Não há necessidade de vidros nas janelas, pois não há vento nem chuva para impedir a entrada de algo. Também não há necessidade de lareiras nos quartos, pois o combustível não pode queimar sem ar. Os habitantes de uma cidade lunar descobririam que nenhum pó poderia se levantar, nenhum odor seria percebido, nenhum som ouvido.

O homem é uma criatura adaptada para viver em circunstâncias muito limitadas. Alguns graus a mais ou a menos de temperatura, uma ligeira variação na composição do ar, a adequação precisa da alimentação — tudo isso faz toda a diferença entre saúde e doença, entre vida e morte. Olhando além da Lua, para toda a extensão do universo, encontramos inúmeros corpos celestes com todas as variedades imagináveis de temperatura e de condições ambientais. Entre esse vasto número de mundos que ocupam o espaço, existe algum habitado por seres vivos? A essa grande pergunta, a ciência não consegue responder: não podemos saber. No entanto, é impossível resistir a uma conjectura. Encontramos nossa Terra repleta de vida em todos os lugares. Encontramos vida nas condições mais variadas que se podem imaginar: sob o calor intenso dos trópicos e no gelo eterno dos polos. Encontramos vida em cavernas onde nenhum raio de luz jamais penetra. E ela também não falta nas profundezas do oceano, sob pressões enormes.

Quaisquer que sejam as circunstâncias externas, a Natureza geralmente proporciona alguma forma de vida adequada a essas circunstâncias.

Não é de todo provável que, entre os milhões de corpos celestes do universo, haja um único exatamente como a nossa Terra — com ar e água, com tamanho e composição semelhantes. Não parece provável que um homem possa viver uma hora em qualquer outro corpo do universo além da Terra, ou que uma árvore de carvalho possa sobreviver em qualquer outro corpo celeste por sequer uma estação. Os homens podem habitar a Terra, e as árvores de carvalho podem prosperar nela, porque a constituição do homem e da árvore está especialmente adaptada às circunstâncias específicas da Terra.

Se pudéssemos obter uma visão mais detalhada de alguns dos corpos celestes, provavelmente descobriríamos que eles também estão repletos de vida, mas de uma vida especialmente adaptada ao ambiente — vida em formas estranhas e bizarras; vida muito mais estranha para nós do que Colombo a encontrou na Nova Mundo quando desembarcou lá pela primeira vez. Vida, talvez, ainda mais estranha do que Dante descreveu ou Doré esboçou. A inteligência também pode ter seu lar nesses corpos celestes, não menos do que na Terra. Existem globos maiores e globos menores — atmosferas mais densas e atmosferas menos densas. A filosofia mais verdadeira sobre este assunto está cristalizada nas palavras de Tennyson:

“Repete nesta tua mente esta verdade:
Que, num universo ilimitado,
Há coisas ilimitadamente melhores e coisas ilimitadamente piores.

“Achas que essa forma de esperanças e medos
Não poderia encontrar algo mais imponente do que seus equivalentes
Nesses cem milhões de corpos celestes?”

PLACA X.
TICHO E SEUS ARREDORES.
(DEPOIS DE NASMYTH.)

CAPÍTULO IV.
O SISTEMA SOLAR.
Importância excepcional do Sol e da Lua — O curso a seguir — A ordem das distâncias — Os corpos celestes vizinhos — Como distinguí-los? — Os planetas Vênus e Júpiter chamam a atenção por sua brilhantez — Sirius não é um vizinho — Os planetas Saturno e Mercúrio — Planetas telescópicos — O critério para determinar se um corpo deve ser considerado um vizinho — Significado da palavra planeta — Urano e Netuno — Cometas — Os planetas são iluminados pelo Sol — As estrelas não o são — A Terra é realmente um planeta — Os quatro planetas internos: Mercúrio, Vênus, Terra e Marte — Velocidade da Terra — Os planetas externos: Júpiter, Saturno, Urano, Netuno — Luz e calor recebidos pelos planetas do Sol — Tamanhos comparativos dos planetas — Os planetas menores — Todos os planetas giram na mesma direção — O Sistema Solar — Um grupo de ilhas no espaço.

Nos dois capítulos anteriores desta obra, esforçamo-nos por descrever os corpos celestes segundo a ordem de sua importância relativa para a humanidade. Poderíamos duvidar, sequer por um momento, sobre qual dos muitos corpos no universo deveria receber nossa atenção em primeiro lugar? Não nos referimos aqui à importância intrínseca do Sol quando comparado com outros corpos ou grupos de corpos espalhados pelo espaço. É possível que numerosos corpos rivalizem com o Sol em esplendor real, em tamanho e em massa. De fato, mostraremos mais adiante neste volume que isso é verdade; e então estaremos em condições de indicar o verdadeiro lugar do Sol entre as inúmeras constelações celestes. Mas, seja qual for a importância do Sol, considerado apenas como um dos corpos que existem no espaço, não há dúvida de que sua influência sobre a Terra supera em muito a de todos os outros corpos do universo juntos. Portanto, era natural — na verdade, inevitável — que nossa primeira análise dos corpos celestes fosse dirigida a esse poderoso corpo que é a própria fonte de nossa vida.

Também não haveria muitas dúvidas quanto ao segundo passo a ser dado. A importância intrínseca da Lua, quando comparada com outras…

Os corpos celestes podem ser pequenos; de fato, como veremos mais adiante, são quase infinitesimais. Mas, na economia do nosso planeta, a lua desempenhou, e ainda desempenha, um papel cuja importância é apenas inferior à do próprio sol. A lua está tão perto de nós que seus raios brilhantes empalidecem até se tornarem invisíveis diante de inúmeros corpos de tamanho e esplendor intrínseco incomparavelmente maiores que o dela. A lua ocupa também uma posição excepcional na história da astronomia; pois a lei da gravitação, a maior descoberta que a ciência já testemunhou, foi alcançada principalmente por meio de observações da lua. Portanto, era natural que um dos primeiros capítulos da nossa História dos Céus fosse dedicado a um corpo cujo interesse se aproximava tanto ao do próprio sol.

Mas, tendo sido parcialmente descritos o sol e a lua (teremos de nos referir a eles novamente mais adiante), é natural haver alguma hesitação na escolha do próximo passo. Uma vez retirados da nossa visão esses dois grandes corpos luminosos, não resta nenhum outro corpo celeste de interesse e importância tão excepcionais a ponto de esclarecer claramente qual caminho seguir; desejamos contar a história dos céus da maneira mais natural possível. Se tentássemos descrever os corpos celestes na ordem de seu tamanho real, nossa ignorância tornaria imediatamente essa tarefa impossível. Não podemos sequer fazer uma conjectura sobre qual corpo no céu deveria ocupar o primeiro lugar na lista. Mesmo que esse corpo mais poderoso estivesse ao alcance de nossos telescópios (o que já é uma suposição altamente improvável), não temos a menor ideia de em que parte do céu ele deveria ser procurado. E mesmo que isso fosse possível — se fôssemos capazes de classificar todos os corpos visíveis em ordem de tamanho e esplendor — ainda assim o plano seria impraticável, pois sabemos pouco ou nada sobre a maioria deles.

Portanto, somos compelidos a adotar um método diferente de abordagem, e o mais simples, bem como o mais natural, será seguir, na medida do possível, a ordem de distância dos diferentes corpos. Já falamos da lua como o vizinho mais próximo da terra; em seguida, consideraremos alguns outros corpos celestes que estão relativamente próximos de nós; depois, à medida que o assunto se desenvolve, discutiremos os objetos mais distantes.

mais longe, até quase no final deste volume, estaremos ocupados considerando os corpos mais distantes do universo que o telescópio ainda nos revelou.

Mesmo quando decidirmos por este princípio, nosso caminho ainda não está livre de ambiguidade. Muitos dos corpos celestes estão em movimento, de modo que suas distâncias relativas da Terra estão em constante mudança; no entanto, isso é uma dificuldade que não precisa nos deter. Não faremos nenhuma tentativa de seguir rigorosamente esse princípio em todos os detalhes. Será suficiente se primeiro descrevermos aqueles grandes corpos — uma classe não muito numerosa — que, em termos comparativos, estão em nossa proximidade, embora ainda a distâncias variadas; e então passaremos para os incontáveis corpos que estão separados de nós por distâncias tão imensas que a imaginação fica impedida de compreendê-los.

Vamos, então, examinar o céu para descobrir aquelas esferas que se encontram em nossa vizinhança. O sol já se pôs, a lua ainda não nasceu; um céu sem nuvens revela um firmamento brilhando com inúmeras joias de luz. Algumas estão agrupadas em constelações bem definidas; outras parecem dispersas de forma aleatória, com todos os graus de brilho, desde o mais intenso até o ponto mais fraco que o olho consegue perceber. Em meio a toda essa multidão de objetos, como podemos identificar aqueles que estão mais próximos da Terra? Olhe para o oeste: e lá, sobre o local onde os raios solares que se afastam ainda permanecem, muitas vezes vemos brilhar a adorável estrela vespertina. Este é o planeta Vênus — uma esfera belíssima, irmã gêmea da Terra. O brilho deste planeta, suas rápidas mudanças tanto em posição quanto em brilho, sugeririam imediatamente que ele está muito mais próximo da Terra do que outros objetos semelhantes a estrelas. Esta suposição foi amplamente confirmada por medições cuidadosas, e, portanto, Vênus deve ser incluído na lista das esferas que constituem nossos vizinhos.

Outro planeta notável — quase rivalizando com Vênus em brilho, e superando-o enormemente em termos de magnificência de suas proporções e de seu “seguito” — carrega, desde a antiguidade, o nome majestoso de Júpiter. Sem dúvida, Júpiter está muito mais distante de nós do que Vênus. De fato, ele está sempre pelo menos duas vezes mais distante.

E às vezes até dez vezes. Mas ainda assim devemos incluir Júpiter entre os nossos vizinhos. Em comparação com o grande número de estrelas que brilham no céu, Júpiter deve ser considerado bastante próximo. A distância desse grande planeta exige, é verdade, centenas de milhões de milhas para ser expressa; no entanto, por mais vasta que seja essa distância, ela teria de ser multiplicada por dezenas de milhares, ou centenas de milhares, antes de ser suficientemente grande para atravessar o abismo que existe entre a Terra e a estrela mais próxima.

Vênus e Júpiter chamaram nossa atenção por sua brilhância excepcional. No entanto, cometeríamos um erro se assumíssemos genericamente que os objetos mais brilhantes são aqueles mais próximos da Terra. Um observador não familiarizado com a astronomia poderia, de forma plausível, apontar para a Estrela do Cão — ou Sirius, como a conhecem os astrônomos — como um objeto cujo brilho excepcional indicava que era um dos nossos vizinhos. Isso, porém, seria um erro. Mais adiante teremos oportunidade de falar mais detalhadamente sobre essa joia dos nossos céus do sul, e então ficará claro que Sirius é um globo imenso, que supera em muito o nosso próprio Sol tanto em tamanho quanto em esplendor, mas que se encontra nas profundezas do espaço a uma distância tão assustadora que seus raios enfraquecidos, ao chegarem à Terra, nos dão a impressão, não de um sol poderoso, mas apenas de uma estrela brilhante.

O princípio de seleção, pelo qual os vizinhos da Terra podem ser identificados, será explicado em breve; por enquanto, basta observar que nossa lista será primeiro ampliada com a adição do objeto único conhecido como Saturno, embora seu brilho seja muito superado pelo de Sirius, bem como por algumas outras estrelas. Depois, adicionamos Marte, um objeto que ocasionalmente se aproxima tanto da Terra que brilha com um esplendor intenso, o que dificilmente nos prepararia para a verdade de que este planeta é, intrinsecamente, um dos menores corpos celestes. Além dos objetos que mencionamos, os astrônomos antigos detectaram um quinto, conhecido como Mercúrio — um planeta que geralmente fica invisível em meio à luz que cerca o Sol. Mercúrio, no entanto, ocasionalmente se afasta o suficiente do nosso astro para poder ser visto antes do nascer do sol ou depois do pôr do sol. Esses cinco — Mercúrio, Vênus,

Marte, Júpiter e Saturno — compunham os planetas conhecidos desde tempos remotos.

Podemos, no entanto, agora ampliar um pouco mais a lista, adicionando a ela os objetos telescópicos que, nos tempos modernos, foram descobertos como estando entre os nossos vizinhos celestes. Aqui, já não devemos adiar a introdução do critério pelo qual podemos detectar se um corpo está perto da Terra ou não. Os planetas mais brilhantes podem ser reconhecidos pelo brilho constante de sua luz, em contraste com o cintilar incessante das estrelas. Um pouco de atenção dedicada a qualquer um dos corpos que mencionamos mostrará, no entanto, uma diferença mais clara entre os planetas e as estrelas.

Observe, por exemplo, Júpiter, em qualquer noite clara em que o céu possa ser bem visto, e note sua posição em relação às constelações ao seu redor — se ele está à direita desta estrela ou à esquerda daquela; diretamente entre este par ou apontado diretamente por aquela. Em seguida, marcamos o local de Júpiter num mapa celestial ou fazemos um esboço das estrelas nas proximidades, indicando a posição do planeta. Depois de um ou dois meses, quando as observações são repetidas, o local de Júpiter deve ser comparado novamente com aquelas estrelas que serviram para defini-lo. Ver-se-á que, enquanto as estrelas mantiveram suas posições relativas, o local de Júpiter mudou. Por isso, este corpo é adequadamente chamado de planeta, ou viajante, pois se move constantemente de uma parte do céu estrelado para outra. Por comparações semelhantes, pode-se demonstrar que os outros corpos que mencionamos — Vênus e Mercúrio, Saturno e Marte — também são viajantes e pertencem àquele grupo de corpos celestes conhecido como planetas. Assim, temos aqui o critério simples pelo qual os vizinhos da Terra podem ser facilmente distinguidos das estrelas. Cada um dos corpos próximos à Terra é um planeta, ou viajante, e o mero fato de um corpo ser um viajante já é suficiente para provar que ele pertence à classe que estamos estudando agora.

Com esse teste, podemos imediatamente fazer uma adição à nossa lista de vizinhos. Entre a miríade de corpos que o telescópio revela, nós…

Ocasionalmente, encontra-se um que é um errante. Dois outros planetas poderosos, conhecidos como Urano e Netuno, devem ser adicionados aos cinco já mencionados, totalizando assim um grupo de sete grandes planetas. Um número muito maior também pode ser considerado quando admitimos como parte do nosso campo de visão corpos que não apenas parecem ser objetos minúsculos observados por telescópio, mas que na verdade são esferas pequenas em comparação com o imenso tamanho da Terra. Esses planetas menores, num número de mais de quatrocentos, também estão entre os vizinhos da Terra.

Deveríamos ressaltar que outra classe de corpos celestes, muito diferentes dos planetas, também deve ser incluída no nosso sistema. São os cometas, e, de fato, pode acontecer de um desses corpos erráticos se aproximar da Terra mais do que até mesmo o planeta que já fez a menor aproximação. Esses visitantes misteriosos certamente chamarão bastante a nossa atenção no futuro. Por enquanto, limitamos nossa atenção àqueles corpos mais substanciais, sejam eles grandes ou pequenos, que sempre são chamados de planetas.

Imagine, por um momento, que algum revestimento opaco pudesse ser colocado ao redor do nosso Sol, de modo que todos os seus raios fossem extintos. É óbvio que a Terra seria mergulhada na escuridão da meia-noite. Uma breve reflexão mostra que a Lua, que brilha pelos raios refletidos do Sol, tornar-se-ia completamente invisível. Mas essa extinção da luz solar teria algum outro efeito? Influenciaria os inúmeros pontos brilhantes que adornam o céu à meia-noite? Tal obscurecimento do Sol realmente produziria um efeito notável no céu noturno, o qual pode ser percebido com um pouco de atenção. As estrelas, sem dúvida, não apresentariam a menor mudança em seu brilho. Cada estrela brilha por sua própria luz e não depende do Sol. As constelações continuariam a cintilar como antes, mas os planetas sofreriam uma mudança maravilhosa. Se o Sol fosse obscurecido, os planetas também desapareceriam de vista. O céu da meia-noite assim experimentaria o desaparecimento dos planetas, um por um, enquanto as estrelas permaneceriam inalteradas. Pode parecer difícil compreender como o brilho de Vênus ou o brilho de Júpiter têm origem exclusivamente nos raios que caem sobre esses corpos vindo do Sol distante. No entanto, as evidências são conclusivas quanto a isso; e elas serão apresentadas.

Antes de apresentar tudo de forma mais detalhada ao leitor, quando discutirmos os vários planetas em detalhe.

Suponhamos que estejamos observando Júpiter no alto do céu, numa noite de inverno. Pode-se argumentar que, como a Terra fica entre Júpiter e o Sol, é impossível que os raios solares atinjam o planeta. Talvez essa não seja uma visão estranha para um habitante da Terra, até que ele se familiarize com os tamanhos relativos dos vários corpos envolvidos, bem como com as distâncias que os separam. Mas a questão teria uma forma bem diferente para um habitante do planeta Júpiter. Se a esse ser fosse perguntado se sofria algum incômodo com a presença da Terra entre ele e o Sol, sua resposta seria algo como: “Sem dúvida, um evento como a passagem da Terra entre mim e o Sol é possível e já ocorreu em ocasiões raras, separadas por longos intervalos; mas, longe de esse trânsito causar algum incômodo, toda a Terra, da qual vocês tanto falam, é na verdade tão pequena que, quando ela se coloca à frente do Sol, é vista apenas como um pequeno ponto telescópico, e a quantidade de luz solar que ela intercepta é completamente insignificante.”

O fato de os planetas brilharem pela luz do Sol indica imediatamente a semelhança entre eles e nossa Terra. Isso nos leva a considerar nosso Sol como um globo central e brilhante, associado a vários corpos muito menores, cada um dos quais, sendo escuro por si mesmo, depende do Sol tanto para a luz quanto para o calor.

De fato, foi um grande passo na astronomia, que demonstrou a natureza do sistema solar. A descoberta de que nossa Terra deve ser um globo isolado no espaço já foi, por si só, um grande esforço do intelecto humano; mas quando se percebeu que esse globo era apenas um de um grupo inteiro de objetos semelhantes — alguns menores, sem dúvida, mas outros muito maiores — e quando se constatou ainda que esses corpos estavam sob o controle supremo do Sol, tivemos uma série de descobertas que provocaram uma transformação fundamental no conhecimento humano.

Vemos, portanto, que o sol preside uma família numerosa. Os membros dessa família dependem do sol, e suas dimensões são proporcionalmente adequadas à sua posição subordinada. Até Júpiter, o maior membro dessa família, não contém nem um milésimo da matéria que forma a grande massa do sol. No entanto, a massa de Júpiter sozinho já excederia a dos demais planetas, se todos fossem reunidos.

Ao redor da luz central na Figura 31, desenhamos quatro círculos com linhas pontilhadas que ilustram suficientemente as órbitas nas quais os diferentes corpos se movem. O mais interior desses quatro caminhos representa a órbita do planeta Mercúrio. O planeta move-se ao redor do sol por esse caminho e retorna ao ponto de partida em oitenta e oito dias.

A próxima órbita, indo para fora em relação ao sol, é a do planeta Vênus, que já mencionamos como a conhecida Estrela Vespertina. Vênus completa um ciclo em 225 dias. Um pouco mais longe do sol, encontramos a órbita de outro planeta. Este corpo tem quase o mesmo tamanho que Vênus e, portanto, é muito maior que Mercúrio. O planeta em questão completa cada revolução em 365 dias. Esse período nos parece familiar: é a duração de um ano; e o planeta é a Terra em que vivemos. Existe uma maneira impressionante de perceber a distância que a Terra precisa percorrer em cada viagem anual. A circunferência de um círculo é aproximadamente três e um sétimo do diâmetro desse mesmo círculo; assim, considerando a distância da Terra até o centro do sol como 92.900.000 milhas, o diâmetro do círculo que a Terra descreve ao redor do sol será de 185.800.000 milhas, e, consequentemente, a circunferência desse grande círculo é de 583.000.000 milhas. A Terra precisa percorrer essa distância a cada ano. Basta fazer uma divisão para saber quanta distância precisamos percorrer a cada segundo, a fim de completar essa longa jornada em doze meses. Verifica-se que a Terra precisa, na verdade, percorrer dezoito milhas a cada segundo; caso contrário, não concluiria sua jornada dentro do tempo estipulado.

Fig. 31.—As órbitas dos quatro planetas internos.
Pare por um momento para pensar no que uma velocidade de dezoito milhas por segundo realmente implica. Podemos alcançar uma velocidade tão enorme? Vamos compará-la com os nossos tipos habituais de movimento rápido. Observe aquele trem expresso: como ele passa velozmente sob a ponte e, em outro instante, desaparece de vista! Pode haver alguma velocidade maior do que essa? Vamos tentar calcular com números. O trem se move a uma milha por minuto; multiplique essa velocidade por dezoito e ela se torna dezoito milhas por minuto, mas precisamos multiplicá-la ainda por sessenta para obter dezoito milhas por segundo. A velocidade do trem expresso não é nem mesmo a milésima parte da velocidade da Terra. Vamos usar outra ilustração. Estamos no campo de tiro para ver um fuzil atirando em um alvo a 1.000 pés de distância, e descobrimos

que um segundo ou dois são suficientes para que a bala percorra essa distância. A Terra se move quase cem vezes mais rápido do que uma bala de fuzil.

Fig. 32 — O Movimento da Terra.
Visto de outra forma, a velocidade impressionante da Terra não parece exagerada. A Terra é um globo imenso, tão grande que, mesmo se movendo a essa velocidade, leva quase oito minutos para percorrer seu próprio diâmetro. Se um navio a vapor precisasse de oito minutos para percorrer uma distância igual ao seu próprio comprimento, sua velocidade seria inferior a uma milha por hora. Para ilustrar esse método de análise do assunto, mostramos aqui uma representação do progresso feito pela Terra (Fig. 32). A distância entre os centros desses círculos é aproximadamente seis vezes o diâmetro; e, portanto, se eles representarem a Terra, o tempo necessário para passar de uma posição à outra é de cerca de quarenta e oito minutos.

Fora da trajetória da Terra, chegamos à órbita do quarto planeta, Marte, que leva 687 dias, ou quase dois anos, para completar sua volta ao redor do Sol. Com nossa chegada a Marte, alcançamos o limite da parte interna do sistema solar.

Os quatro planetas que mencionamos formam um grupo por si mesmos, distinguidos por sua proximidade relativa ao Sol. Todos são corpos de dimensões moderadas. Vênus e a Terra são globos de tamanho aproximadamente igual. Mercúrio e Marte são ambos objetos menores, que, em termos de volume, ficam entre a Terra e a Lua. Os quatro planetas que estão mais próximos do Sol são amplamente superados em volume e massa pelos corpos gigantescos do nosso sistema: o imponente grupo de Júpiter e Saturno, Urano e Netuno.

Fig. 33.—As órbitas dos quatro planetas gigantes.

Esses planetas gigantes recebem a orientação do sol da mesma forma que seus irmãos mais fracos. No diagrama desta página (Fig. 33), são representadas partes das órbitas dos grandes planetas externos. O sol, como antes, está no centro, mas os planetas internos, nessa escala, estariam tão próximos do sol que só é possível representar a órbita de Marte. Após a órbita de Marte há um intervalo considerável, que, no entanto, não está desprovido de atividade planetária; em seguida vêm as órbitas de Júpiter e Saturno. Mais adiante, temos Urano, um grande globo que mal pode ser visto sem ajuda; e, por fim, todo o sistema é delimitado pela grande órbita de Netuno — um planeta sobre o qual teremos uma história maravilhosa para contar.

Os vários círculos na Fig. 34 mostram os tamanhos aparentes do sol, vistos a partir dos diferentes planetas. Tomando como referência o círculo correspondente à Terra…

Representam a quantidade de calor e luz que a Terra recebe do Sol; os outros círculos indicam o calor e a luz de que dispõem os planetas correspondentes. O próximo planeta externo à Terra é Marte, cuja parte das bênçãos solares não é muito inferior à da Terra; mas não conseguimos entender como corpos tão distantes como Júpiter ou Saturno possam ter climas sequer comparáveis aos dos planetas que estão em posições mais favoráveis.

Fig. 34 — Tamanho aparente comparativo do Sol visto dos vários planetas.
A Fig. 35 mostra uma imagem de toda a família de planetas que orbitam o Sol — representados na mesma escala, de modo a exibir seus tamanhos comparativos.

Medido em volume, Júpiter é mais de 1.200 vezes maior que a Terra, de modo que seriam necessárias pelo menos 1.200 Terras empilhadas uma sobre a outra para formar um globo igual ao de Júpiter. Medido em peso, a disparidade entre a Terra e Júpiter, embora ainda enorme, não é tão grande assim; mas isso é um assunto que será discutido mais detalhadamente em um capítulo posterior.

Fig. 35.—Tamanhos Comparativos dos Planetas.

Mesmo nesta análise preliminar do sistema solar, não devemos deixar de mencionar os planetas que chamam nossa atenção, não pelo seu tamanho, mas pela sua multiplicidade. Na ampla região delimitada, por dentro, pela órbita de Marte e, por fora, pela órbita de Júpiter, pensava-se outrora que nenhum planeta orbitava ali. Pesquisas modernas mostraram que essa região é habitada, não por um único planeta, mas por centenas deles. A descoberta desses planetas é uma tarefa assumida por vários astrônomos diligentes dos dias de hoje, enquanto a análise de seus movimentos é trabalho para outros cientistas. Encontraremos algo a aprender com o estudo desses pequenos

corpos celestes, e especialmente de outro pequeno planeta chamado Eros, que se encontra mais próximo da Terra do que o limite indicado acima. Um capítulo será dedicado a esses objetos.

Mas, por enquanto, não pretendemos aprofundar-nos nas meras estatísticas do sistema planetário. Se essa fosse a nossa intenção, as tabelas no final do volume mostrariam que existem materiais suficientes para isso. Os astrônomos fizeram um inventário de cada um dos planetas. Eles mediram as suas distâncias, as formas das suas órbitas e as posições dessas órbitas, os seus tempos de rotação e, no caso de todos os planetas maiores, os seus tamanhos e os seus pesos. Tais resultados são interessantes para muitos fins. No entanto, são as características mais gerais desta ciência que, atualmente, exigem a nossa atenção.

Concluindo, vejamos uma ou duas verdades importantes em relação ao nosso sistema planetário. Vimos que todos os planetas orbitam em trajetórias quase circulares ao redor do Sol. Agora devemos acrescentar outro fato de grande importância: cada um dos planetas segue o seu caminho na mesma direção. Por isso, pode acontecer que um desses corpos ultrapasse outro, mas nunca acontecerá que dois planetas passem um pelo outro, como fazem os trens em linhas ferroviárias adjacentes. Veremos posteriormente que todo o bem-estar do nosso sistema, aliás, a sua existência contínua, depende dessa notável uniformidade, em conjunto com outras características do sistema.

Esse é o nosso sistema solar: um grupo poderoso e organizado de planetas que circulam sob o controle do Sol, completamente isolado de qualquer interferência externa. Nenhuma estrela, nenhuma constelação, exerce qualquer influência apreciável sobre o nosso sistema solar. Constituímos um pequeno grupo de ilhas, separadas das estrelas mais próximas por distâncias incríveis. Pode ser que, assim como as outras estrelas são sóis, elas também possuam sistemas de planetas que circulam ao seu redor; mas disso não sabemos nada. Das estrelas, só podemos dizer que nos aparecem como pontos de luz, e quaisquer planetas que possam ter permanecerão para sempre invisíveis para nós, mesmo que sejam muitas vezes maiores que Júpiter.

Não precisamos nos lamentar por essa limitação ao nosso conhecimento possível, pois, assim como encontramos no sistema solar tudo o que é necessário para as nossas necessidades diárias, assim também teremos ocupações suficientes para todas as faculdades que possuímos, ao tentarmos compreender aqueles mistérios dos céus que estão ao nosso alcance.

CAPÍTULO V.
A LEI DA GRAVAÇÃO.
Gravitação — A queda de uma pedra ao chão — Todos os corpos caem igualmente, dezesseis pés por segundo — Isso é verdade em grandes alturas? — Queda de um corpo a uma altura de um quarto de milhão de milhas — Como Newton obteve uma resposta da Lua — Sua grande descoberta — Enunciado da lei da gravitação — Ilustrações da lei — Por que todos os corpos no Universo não se precipitam uns contra os outros? — Efeito do movimento — Como um caminho circular pode ser produzido pela atração — Relato geral do movimento da Lua — A gravitação é uma força de grande intensidade? — Duas massas de 50 libras — Duas esferas de ferro, com 53 jardas de diâmetro e separadas por uma milha, atraem-se com uma força de 1 libra — Características da gravitação — As órbitas dos planetas não são estritamente circulares — As descobertas de Kepler — Construção de uma elipse — Primeira lei de Kepler — Um planeta se move uniformemente? — Lei das mudanças de velocidade — Segunda lei de Kepler — A relação entre as distâncias e os tempos periódicos — Terceira lei de Kepler — As leis de Kepler e a lei da gravitação — Movimento em linha reta — Um corpo não afetado por forças perturbadoras mover-se-ia em linha reta com velocidade constante — Aplicação à Terra e aos planetas — A lei da gravitação deduzida das leis de Kepler — Gravitação universal.

Nossa descrição dos corpos celestes deve sofrer uma pequena interrupção, enquanto ilustramos com detalhes adequados um princípio importante, conhecido como lei da gravitação, que está na base de toda a astronomia. Por meio dessa lei, podemos explicar os movimentos da Lua em torno da Terra e dos planetas em torno do Sol. Portanto, cabe a nós discutir este assunto antes de prosseguirmos com a descrição mais detalhada dos planetas individuais. Veremos também que a lei da gravitação lança alguma luz muito necessária sobre a natureza das estrelas localizadas nas distâncias mais remotas do espaço. Ela também nos permite lançar um olhar sobre o passado e traçar, se não com certeza, pelo menos de maneira plausível, algumas fases iniciais da história do nosso sistema. O Sol e a Lua, os planetas e os cometas, as estrelas e as nebulosas — todos estão sujeitos a esta lei universal, que agora merece nossa atenção.

O que pode ser mais familiar do que o fato de que, quando uma pedra é solta, ela cai no chão? A princípio, ninguém considera esse fenômeno digno de nota. As pessoas costumam se surpreender ao ver um pedaço de ferro atraído por um ímã. No entanto, a queda de uma pedra no chão é a manifestação de uma força tão interessante quanto a força magnética. É a Terra que atrai a pedra, assim como o ímã atrai o ferro. Em ambos os casos, trata-se de uma força de atração; mas enquanto a atração magnética se limita a algumas substâncias e tem importância relativamente limitada, a atração gravitacional é significativa em todo o universo.

Vamos começar com alguns experimentos muito simples sobre a força da gravidade. Segure na mão um pequeno pedaço de chumbo e deixe-o cair sobre um colchonete. O chumbo leva algum tempo para se mover dos dedos até o colchonete, mas esse tempo é sempre o mesmo quando a altura é a mesma. Agora, pegue um pedaço maior de chumbo e segure um em cada mão, à mesma altura. Se ambos forem soltos ao mesmo tempo, eles chegarão ao colchonete simultaneamente. Poderia-se pensar que o corpo mais pesado cairia mais rápido do que o corpo mais leve; mas, ao realizar o experimento, percebe-se que isso não acontece. Repita o experimento com várias outras substâncias. Verá que uma bolinha comum cai no mesmo tempo que o pedaço de chumbo. Tentando o experimento com um pedaço de cortiça, obtemos novamente o mesmo resultado. A princípio, parece que o experimento falha quando comparamos uma pena com o pedaço de chumbo; mas isso se deve apenas ao ar, que resiste mais à pena do que ao chumbo. No entanto, se a pena for colocada no topo de uma moeda e a moeda for deixada cair horizontalmente, ela afastará o ar do caminho da pena durante sua descida, e então a pena cairá tão rápido quanto a moeda, tão rápido quanto a bolinha ou tão rápido quanto o chumbo.

Se o observador estivesse em uma galeria enquanto esses experimentos são realizados, e se o colchonete estivesse a dezesseis pés abaixo de suas mãos, então o tempo que a bolinha levaria para cair esses dezesseis pés seria de um segundo. O tempo necessário para a cortiça ou o chumbo seria o mesmo; e até mesmo a pena cairia esses dezesseis pés em um segundo, se fosse possível protegê-la do ar.

da interferência do ar. Tente este experimento: em Londres, ou em qualquer outra cidade, em qualquer ilha ou continente, a bordo de um navio no mar, no Polo Norte, no Polo Sul ou no equador, sempre se constatará que qualquer corpo, de qualquer tamanho ou material, cairá cerca de dezesseis pés em um segundo.

Para evitar qualquer impressão errônea, podemos mencionar que a distância percorrida em um segundo varia ligeiramente em diferentes partes da Terra, mas por causas que não precisam nos deter neste momento. Por enquanto, consideraremos dezesseis pés como a distância que qualquer corpo, livre de interferências, percorreria em um segundo em qualquer parte da superfície terrestre. Mas agora vamos estender nossa visão para além da superfície terrestre e investigar até que ponto essa lei dos dezesseis pés por segundo é válida em outros lugares. Por exemplo, subamos ao topo de uma montanha e tentemos o experimento lá. Ver-se-ia que, no topo da montanha, uma pedra de mármore levaria um pouco mais de tempo para cair dezesseis pés do que se fosse deixada cair em sua base. A diferença seria muito pequena, mas ainda assim seria mensurável, e seria suficiente para mostrar que a força da Terra de atrair a pedra para o chão se enfraquece um pouco em um ponto alto acima da superfície terrestre. Qualquer que seja a altitude a que subirmos, seja o topo de uma montanha alta ou as altitudes ainda maiores alcançadas em voos de balão, nunca veremos que a tendência dos corpos de caírem ao chão cesse, embora, sem dúvida, quanto mais alto subimos, mais essa tendência se enfraquece. Seria de grande interesse saber até onde realmente pode se estender essa força da Terra de atrair os corpos em sua direção. Não podemos chegar a mais do que cerca de cinco ou seis milhas acima da superfície terrestre em um balão; no entanto, queremos saber o que aconteceria se pudéssemos subir 500 milhas, ou 5.000 milhas, ou ainda mais, para as regiões do espaço.

Imagine que um viajante tivesse meios de voar alto, por milhas e milhares de milhas, sempre subindo, até finalmente alcançar a altura assustadora de quase um quarto de milhão de milhas acima do solo. Olhando para baixo, para a superfície da Terra, que está a uma profundidade tão enorme abaixo, ele poderia ver uma vista maravilhosa de cima.

visão. Sem dúvida, ele perderia os detalhes das cidades e aldeias; as características de tal paisagem seriam continentes inteiros e oceanos inteiros, na medida em que as aberturas entre as nuvens permitissem que a superfície da Terra fosse visível.

Nessa elevação estupenda, ele poderia realizar um dos experimentos mais interessantes que já esteve ao alcance de um filósofo. Poderia testar se a atração terrestre era sentida a tal altura e medir a intensidade dessa atração. Para o experimento, podia-se usar uma rolha, uma bolinha de gude ou qualquer outro objeto, grande ou pequeno; segurá-lo entre os dedos e soltá-lo. Todos sabem o que aconteceria nesse caso aqui embaixo; mas foi preciso que Sir Isaac Newton explicasse o que aconteceria lá em cima. Newton afirma que a força de atração da Terra se estende até essa grande altitude, e que a bolinha de gude cairia. Essa é a doutrina que agora podemos testar. Estamos prontos para o experimento. A bolinha é solta, e, eis! Nosso primeiro exclamação é de admiração. Em vez de cair imediatamente, o pequeno objeto parece permanecer suspenso. Estamos prestes a declarar que devemos ter ultrapassado a atração terrestre e que Newton está errado, quando nossa atenção é capturada: a bolinha começa a se mover, tão lentamente que, a princípio, precisamos observá-la com cuidado. Mas o ritmo vai aumentando gradualmente, de modo que a atração fica fora de qualquer dúvida, até que, ganhando cada vez mais velocidade, a bolinha segue sua longa jornada de um quarto de milhão de milhas em direção à Terra.

Mas certamente, dir-se-á, tal experimento deve ser completamente impossível; e, sem dúvida, não pode ser realizado da maneira descrita. A ideia ousada ocorreu a Newton de utilizar a própria Lua, que está a quase um quarto de milhão de milhas acima da Terra, com o objetivo de responder à pergunta. Nunca antes nosso satélite foi usado para um propósito tão nobre. Na verdade, ele está a cada momento caindo em direção à Terra. Podemos calcular quanto ele é desviado em direção à Terra a cada segundo, e assim obter uma medida da força de atração da Terra. Por meio dessas investigações, Newton conseguiu saber que um corpo liberado a uma distância de 240.000 milhas acima da superfície da Terra ainda seria atraído pela Terra.

que, em virtude da atração, o corpo começaria a se mover em direção à Terra — não, de fato, com a velocidade com que um corpo cai na superfície, mas com uma velocidade muito menor. Um corpo deixado cair a partir da distância da Lua começaria sua longa jornada tão lentamente que passaria um minuto, em vez de um segundo, antes de percorrer uma distância de dezesseis pés.[11]

Foi refletindo sobre as informações obtidas assim da Lua que Newton fez sua descoberta imortal. A gravitação terrestre é uma força que se estende amplamente pelo espaço. Quanto mais distante estiver o corpo, mais fraca se torna a gravitação; foi aqui que Newton encontrou o meio de determinar o grande problema relativo à lei segundo a qual a intensidade da gravitação diminui. As informações obtidas da Lua, de que um corpo a 240.000 milhas de distância leva um minuto para cair por uma distância equivalente àquela que cairia em um segundo aqui na Terra, eram de importância fundamental. Em primeiro lugar, elas mostram que o poder atrativo da Terra, pelo qual ela atrai todos os corpos em direção a si, torna-se mais fraco à medida que aumenta a distância. Isso poderia, de fato, ter sido previsto. É tão razoável supor que, à medida que nos afastamos cada vez mais nas profundezas do espaço, o poder de atração diminua, quanto supor que o brilho da luz diminua à medida que nos afastamos dela; e é notável que a lei segundo a qual a atração gravitacional diminui com o aumento da distância seja exatamente a mesma lei segundo a qual o brilho de uma luz diminui à medida que sua distância aumenta.

A lei da natureza, expressa em sua forma mais simples, afirma que a intensidade da gravitação varia inversamente ao quadrado da distância. Deixe-me tentar esclarecer essa afirmação um tanto abstrata por meio de uma ou duas ilustrações simples. Suponhamos que um corpo seja elevado acima da superfície da Terra até uma altura de quase 4.000 milhas, de modo a estar a uma altitude igual ao raio da Terra. Em outras palavras, um corpo assim situado estaria duas vezes mais distante do centro da Terra do que um corpo que estivesse na superfície. A lei da gravitação diz que a intensidade da atração então seria reduzida para um quarto, de modo que a força exercida pela Terra sobre um corpo a 4.000 milhas de altitude é

só um quarto da força de atração da Terra sobre esse corpo, desde que ele esteja no chão. Podemos imaginar que o efeito dessa atração seja demonstrado de diferentes maneiras. Deixe o corpo cair: no intervalo de um segundo, ele cairá apenas quatro pés, que é meramente um quarto da distância que a gravidade causaria perto da superfície terrestre.

Podemos considerar o assunto de outra forma, supondo que a atração da Terra seja medida por uma daquelas pequenas máquinas de pesagem conhecidas como balança de mola. Se um peso de quatro libras for pendurado em tal dispositivo, na superfície da Terra, o indicador mostrará naturalmente um peso de quatro libras; mas imagine que essa balança, ainda carregando o peso pendurado nela, seja levada cada vez mais para cima; a tensão indicada tornar-se-á cada vez menor, até que, quando a balança atingir uma altitude de 4.000 milhas, onde estará duas vezes mais distante do centro da Terra do que no início, a tensão indicada será reduzida à quarta parte, e a balança mostrará apenas uma libra. Se pudermos imaginar que o instrumento seja levado ainda mais para as profundezas do espaço, a indicação da escala continuará a diminuir constantemente. Quando o aparelho atingir uma altitude de 8.000 milhas, estando então três vezes mais distante do centro da Terra do que no início, a lei da gravitação nos diz que a atração deve ter diminuído para um nono parte. A tensão assim indicada na balança seria apenas a nona parte de quatro libras, ou menos de meia libra. Mas vamos retomar a viagem e não fazer paradas desta vez, até que a balança e seu peso de quatro libras tenham alcançado aquela órbita que a Lua percorre em seu curso mensal ao redor da Terra. A distância assim alcançada é cerca de sessenta vezes o raio da Terra, e, consequentemente, a atração gravitacional diminui na proporção de um para o quadrado de sessenta; a mola será então tensionada apenas pela fração insignificante de 1/3.600 de quatro libras. Portanto, parece que um peso que na Terra pesava uma tonelada e meia, se levado a 240.000 milhas de distância, pesaria menos de uma libra. Mas mesmo a essa imensa distância não devemos parar; imagine que continuemos a nos afastar cada vez mais; a tensão indicada pela balança continuará a diminuir, mas ainda existirá, não importa quão longe formos. A astronomia parece nos ensinar

que a atração da gravitação pode se estender, com intensidade adequadamente enfraquecida, através dos mais profundos abismos do espaço.

O princípio da gravitação tem um alcance muito maior do que até agora indicamos. Falamos apenas da atração da Terra e afirmamos que essa força se estende por todo o espaço. Mas a lei da gravitação não é tão limitada. Não só a Terra atrai todos os outros corpos, e todos os outros corpos atraem a Terra, como cada um desses corpos também atrai o outro; assim, em sua forma mais completa, a lei da gravitação afirma que “todo corpo no universo atrai todo outro corpo com uma força que varia inversamente ao quadrado da distância”.

É impossível superestimar a importância dessa lei. Ela fornece a pista pela qual podemos desvendar os movimentos complexos dos planetas. Ela levou a descobertas maravilhosas, nas quais a lei da gravitação nos permitiu antecipar, mesmo antes de os corpos serem vistos, sua existência.

Uma objeção que pode ser levantada neste ponto precisa ser tratada primeiro. Na verdade, parece ser plausível. Se a Terra atrai a Lua, por que a Lua não cai sobre a Terra? Se a Terra é atraída pelo Sol, por que ela não cai para dentro do Sol? Se o Sol é atraído por outras estrelas, por que elas não se chocam entre si em uma colisão terrível? Pode-se argumentar, de maneira razoável, que, se todos esses corpos no céu se atraem mutuamente, parece que eles deveriam todos se chocar em consequência dessa atração, unindo assim todo o universo material em uma única massa imensa. Na verdade, sabemos que essas colisões não acontecem com frequência, e há uma probabilidade extremamente baixa de que ocorram. Vemos que, embora digam que a nossa Terra tenha sido atraída pelo Sol por incontáveis eras, ela continua tão distante do Sol quanto sempre esteve. Isso não está em conflito com a doutrina da gravitação universal? Nos primórdios da astronomia, tais objeções eram consideradas, e sem dúvida ainda são consideradas, quase insuperáveis; ainda hoje, às vezes as ouvimos ser levantadas, e por isso cabe ainda mais a nós explicar como isso

Acontece que o sistema solar conseguiu escapar da catástrofe que parecia ameaçá-lo.

Não há dúvida de que, se a Lua e a Terra tivessem sido inicialmente colocadas em repouso, elas teriam sido atraídas uma pela outra por sua atração mútua. Da mesma forma, se o sistema de planetas que orbitam o Sol tivesse sido deixado inicialmente em repouso, eles teriam colidido com o Sol, e o sistema teria sido aniquilado. É o fato de os planetas estarem em movimento, e também a Lua estar em movimento, que permitiu que esses corpos resistissem até agora à atração, pelo menos o suficiente para não serem levados à destruição total.

É tão desejável que o estudante entenda claramente como uma atração central é compatível com um movimento em órbita quase circular, que apresentamos uma ilustração para mostrar como a Lua percorre sua órbita mensal sob a orientação e o controle da Terra, que a atrai.

O esboço imaginário na Figura 36 representa uma seção da Terra com uma montanha alta nela.[12] Se um canhão fosse instalado no topo da montanha, em C, e se uma bala de canhão fosse disparada na direção CE com uma carga moderada de pólvora, a bola se moveria ao longo do primeiro caminho curvo. Se fosse disparada uma segunda vez com uma carga maior, o caminho seguiria a segunda linha curva, e a bola cairia novamente no chão. Mas tentemos da próxima vez com uma carga ainda maior, e, de fato, com um canhão muito mais potente do que qualquer outro já criado. A velocidade do projétil deve agora ser considerada de algumas milhas por segundo, mas podemos imaginar que ela seja ajustada de tal forma que a bola se mova ao longo do caminho CD, sempre à mesma altura acima da Terra, embora ainda seguindo uma trajetória curva, como todo projétil deve fazer, partindo da linha horizontal em que se movia no primeiro momento. Ao chegar a D, a bola ainda estará à mesma altura acima da superfície, e sua velocidade não deve diminuir. Portanto, ela continuará em seu caminho e percorrerá outro quadrante do círculo sem se aproximar da superfície. Dessa maneira, o projétil viajará ao redor de todo o globo, voltando novamente a C e então…

começar de novo no mesmo caminho. Se pudéssemos abolir a montanha e o canhão no topo, teríamos um corpo girando para sempre ao redor da Terra, em consequência da atração da gravidade.

Fig. 36 — Ilustração do movimento da Lua.

Faça agora um esforço ousado da imaginação. Conceba um canhão terrível, capaz de receber uma bala com diâmetro não inferior a 2.000 milhas. Dispare essa bala enorme com uma velocidade de cerca de 3.000 pés por segundo, o que é duas ou três vezes maior do que a velocidade realmente alcançável na artilharia moderna. Que essa bala seja disparada horizontalmente a partir de algum ponto a quase um quarto de milhão de milhas acima da superfície da Terra. Esse míssil assustador percorreria uma órbita quase circular ao redor da Terra e retornaria ao ponto de partida em aproximadamente quatro semanas. Ele…

então começaria outra revolução; quatro semanas depois, encontrar-se-ia novamente no ponto de partida, e esse movimento continuaria por eras.

Não pense que estejamos apenas fantasiando. De fato, não podemos mostrar o canhão, mas podemos apontar para um grande projétil. O vemos todos os meses: é a bela lua em si. Ninguém afirma que a lua tenha sido alguma vez disparada de tal canhão; mas deve-se admitir que ela se move como se tivesse sido. Em um capítulo posterior, investigaremos a história da lua e mostraremos como ela passou a orbitar dessa maneira maravilhosa.

Assim como a lua orbita a terra, também a terra orbita o sol. A ilustração mostra que um movimento circular ou quase circular está em harmonia com a concepção da lei da gravitação universal.

Estamos acostumados a considerar a gravitação como uma força de magnitude estupenda. A gravitação não controla a lua em sua revolução ao redor da terra? Até mesmo a poderosa terra é mantida em seu caminho ao redor do sol pelo poder extraordinário da atração solar? Sem dúvida, a força real que mantém a terra em seu caminho, assim como aquela que mantém a lua perto de nós, é de intensidade enorme, mas isso se deve ao fato de a gravitação estar associada, nesses casos, a corpos de massa enorme. Ninguém pode negar que todos os corpos acessíveis à nossa observação parecem atrair-se mutuamente de acordo com a lei da gravitação; mas deve-se confessar que, a menos que um ou ambos os corpos atratores tenham dimensões gigantescas, a intensidade é quase imensuravelmente pequena.

Vamos tentar ilustrar quão fraca é a gravitação entre massas de dimensões facilmente manejáveis. Por exemplo, tomemos dois pesos de ferro, cada um pesando cerca de 50 libras, separados por uma distância de um pé entre seus centros. Existe uma certa atração gravitacional entre esses pesos. Os dois pesos são atraídos um para o outro, mas não se movem. A atração entre eles, embora certamente exista, é uma força extremamente pequena, completamente incomparável em intensidade com a atração magnética. Todos sabem que um ímã atrai um pedaço de ferro com considerável força, mas o

A intensidade da gravitação é muito menor em massas de quantidade igual. A atração entre esses dois pesos de 50 libras é menor que um milionésimo de parte de uma única libra. Tal força é completamente infinitesimal em comparação com o atrito entre os pesos e a mesa sobre a qual se encontram, e, portanto, não há resposta à atração, nem mesmo por meio do mais leve movimento. No entanto, se pudermos conceber cada um desses pesos montados em rodas absolutamente isentas de atrito, e deslizando em trilhos horizontais perfeitamente perfeitos, então não há dúvida de que os corpos começariam lentamente a se atrair e, com o tempo, chegariam ao contato real.

Se quisermos conceber a gravitação como uma força de intensidade mensurável, devemos utilizar massas imensamente mais pesadas do que esses pesos de 50 libras. Imagine um par de esferas, cada uma composta por 417.000 toneladas de ferro fundido, e cada uma, se fosse sólida, teria aproximadamente 53 jardas de diâmetro. Imagine essas esferas colocadas a uma distância de uma milha uma da outra. Cada esfera atrai a outra pela força da gravitação. Não importa que haja edifícios e obstáculos de todo tipo no caminho; a gravitação passará por tais impedimentos tão facilmente quanto a luz passa pelo vidro. Nenhuma tela pode ser suficientemente densa para interceptar a passagem dessa força. Portanto, cada uma dessas esferas de ferro atrairá a outra em todas as circunstâncias; mas, apesar de suas proporções enormes, a intensidade dessa atração ainda é muito pequena, embora perceptível. A atração entre essas duas esferas é uma força não maior do que a pressão exercida por um peso de uma única libra. Uma criança poderia impedir que uma dessas esferas massivas fosse atraída pela outra. Suponhamos que tudo estivesse livre de obstáculos e que o atrito pudesse ser neutralizado a ponto de permitir que as esferas seguissem o impulso de sua atração mútua. As duas esferas então começariam a se aproximar, mas as massas são tão grandes, enquanto a atração é tão pequena, que a velocidade aumentaria muito lentamente. Seria necessário um microscópio para observar quando o movimento realmente começaria. Seriam necessários uma hora e meia para que a distância diminuísse em apenas um pé; e, embora o ritmo melhore posteriormente, ainda seriam necessários três ou quatro dias para que as duas esferas se unissem.

A característica mais notável da força da gravitação deve ser aqui mencionada especialmente. A intensidade parece depender apenas da quantidade de matéria nos corpos, e de forma alguma da natureza das substâncias de que esses corpos são compostos. Descrevemos os dois globos como feitos de ferro fundido, mas se um ou ambos fossem compostos de chumbo ou cobre, de madeira ou pedra, de ar ou água, a força atrativa continuaria sendo a mesma, desde que as massas permaneçam inalteradas. Nisso observamos uma diferença profunda entre a atração gravitacional e a atração magnética. No último caso, a atração não é perceptível na grande maioria das substâncias, sendo considerável apenas no caso do ferro.

Em nossa descrição do sistema solar, representamos a lua como orbitando a terra em um caminho quase circular, e os planetas como orbitando o sol em órbitas também aproximadamente circulares. Agora é nosso dever fornecer uma descrição mais detalhada desses caminhos notáveis; e, em vez de considerá-los simplesmente como círculos, devemos determinar com precisão em que aspectos eles diferem disso.

Se um planeta orbitasse o sol em um caminho verdadeiramente circular, no qual o sol estivesse sempre no centro, é óbvio que a distância do sol até o planeta, sendo sempre igual ao raio do círculo, deveria ter um valor constante. Não há dúvida de que a distância do sol até cada planeta é aproximadamente constante; mas, quando se fazem observações precisas, torna-se claro que a distância não é absolutamente constante. As variações na distância podem chegar a vários milhões de milhas, mas, mesmo nos casos extremos, a variação na distância do planeta é apenas uma pequena fração — geralmente uma fração muito pequena — do valor total dessa distância. As circunstâncias variam no caso de cada planeta. A órbita da própria terra é tal que a distância da terra até o sol se afasta pouco de seu valor médio. Vênus se aproxima ainda mais de um movimento perfeitamente circular; enquanto, por outro lado, a órbita de Marte, e muito mais ainda a de Mercúrio, apresentam flutuações relativas consideráveis na distância do planeta até o sol.

Foi frequentemente observado que muitas das grandes descobertas na ciência têm sua origem na boa observação e explicação de pequenas desvios de alguma lei aproximadamente verdadeira. Temos, neste campo da astronomia, uma excelente ilustração deste princípio. As órbitas dos planetas são quase circulares, mas não são exatamente circulares. Agora, por que isso? Deve haver algum motivo natural. Esse motivo foi identificado, e ele levou a várias das maiores descobertas que a mente humana já alcançou nos domínios da Natureza.

Em primeiro lugar, vejamos as conclusões que podem ser tiradas do fato de que a distância de um planeta do sol não é constante. O movimento em círculo é de tal beleza e simplicidade que relutamos em abandoná-lo, a menos que a necessidade disso se torne claramente evidente. Não poderíamos encontrar alguma maneira de preservar o movimento circular e, ao mesmo tempo, torná-lo compatível com as flutuações na distância entre o planeta e o sol? Isso é claramente impossível com o sol no centro do círculo. Mas suponhamos que o sol não ocupe o centro, enquanto o planeta, como antes, gira em torno do sol. A distância entre os dois corpos então necessariamente flutuaria. Quanto mais excêntrica for a posição do sol, maior seria a variação proporcional na distância do planeta nas diferentes partes de sua órbita. Poder-se-ia ainda supor que, ao colocar uma série de círculos ao redor do sol, as diversas órbitas planetárias poderiam ser explicadas. O centro do círculo pertencente a Vênus deve coincidir quase completamente com o centro do sol, e os centros das órbitas de todos os outros planetas devem estar a distâncias adequadas do sol, de modo a fornecer uma explicação satisfatória para o aumento e diminuição graduais da distância entre os dois corpos.

Não há dúvida de que os movimentos da lua e dos planetas seriam, em grande medida, explicados por um sistema de órbitas circulares; mas o espírito da investigação astronômica não se contenta com resultados aproximados. Repetidamente os planetas são observados, e repetidamente essas observações são comparadas com os locais que os planetas ocupariam se movessem de acordo com o sistema aqui indicado.

Os centros dos círculos são movidos para cá e para lá, e seus raios são ajustados com grande cuidado; mas tudo isso é inútil. As observações dos planetas são examinadas minuciosamente para ver se há algum erro; mas não existem erros suficientes para explicar as discrepâncias. A conclusão, portanto, é inevitável — os astrônomos são forçados a abandonar o movimento circular, que se considerava possuir uma simetria e beleza incomparáveis, e são compelidos a admitir que as órbitas dos planetas não são circulares.

Se essas órbitas não são círculos, então o que são? Esse era o grande problema que Kepler se propôs a resolver, e, para sua glória imortal, ele conseguiu resolvê-lo e prová-lo de forma demonstrativa. A grande descoberta da verdadeira forma das órbitas planetárias destaca-se como um dos eventos mais importantes na história da astronomia. De fato, pode-se duvidar se alguma outra descoberta em toda a área da ciência gerou resultados de tão grande importância.

Devemos aqui nos aventurar por um tempo no campo da ciência conhecido como geometria, e estudar ali a natureza daquela curva que a descoberta de Kepler elevou a uma importância incomparável. Sem dúvida, o assunto é difícil, e abordá-lo com detalhes envolveria muitos cálculos complexos que não se encaixariam neste volume; mas um esboço geral do assunto é indispensável, e devemos tentar prestá-lhe a justiça compatível com nossas limitações.

A curva que representa com perfeita fidelidade os movimentos de um planeta em sua revolução ao redor do sol pertence àquele grupo bem conhecido de curvas que os matemáticos descrevem como secções cônicas. A forma específica de secção cônica que indica a órbita de um planeta é chamada elipse; ela é também mencionada, de maneira menos precisa, como oval. A elipse é uma curva que pode ser facilmente construída. Não existe método mais simples para isso do que aquele conhecido pelos desenhistas, que descreveremos brevemente aqui.

Na página seguinte (Fig. 37), representamos dois alfinetes que atravessam uma folha de papel. Um laço de barbante passa por cima dos dois alfinetes da maneira indicada aqui e é esticado pela ponta de um lápis. Com um pouco de cuidado, o lápis pode ser guiado de modo a manter o barbante esticado, e sua ponta descreverá então uma curva ao redor dos alfinetes, retornando ao ponto de onde partiu. Assim, produzimos aquela famosa figura geométrica chamada elipse.

Será instrutivo desenhar várias elipses, variando, em cada caso, as condições sob as quais são formadas. Por exemplo, se os alfinetes permanecerem no mesmo lugar, enquanto o comprimento do laço aumenta, fazendo com que o lápis fique mais distante dos alfinetes, observará-se que a elipse perdeu parte de seu alongamento e se aproxima mais de um círculo. Por outro lado, se o comprimento do barbante no laço diminuir, mantendo os alfinetes no mesmo lugar, a elipse ficará mais ovalada, ou, como diria um matemático, sua excentricidade aumentará. Também é útil estudar as mudanças que a forma da elipse sofre quando um dos alfinetes é alterado, mantendo o comprimento do laço inalterado. Se os dois alfinetes forem aproximados, a excentricidade diminuirá e a elipse se aproximará mais da forma de um círculo. Se os alfinetes forem afastados, a excentricidade da elipse aumentará. Será evidente que o círculo é uma forma extrema de elipse se supusermos que os dois alfinetes sejam trazidos tão próximos um do outro que acabem coincidindo; nesse caso, a ponta do lápis simplesmente desenhará um círculo à medida que se move ao redor da figura.

Os pontos marcados pelos alfinetes possuem, obviamente, relações muito importantes em relação à curva. Cada um deles é chamado de foco, e uma elipse só pode ter um par de focos. Em outras palavras, existe apenas um único par de posições possíveis para os dois alfinetes, quando se deseja construir uma elipse de tamanho, forma e posição específicos.

A elipse difere principalmente de um círculo pelo fato de possuir variedade de formas. Podemos ter elipses grandes e pequenas, assim como círculos grandes e pequenos, mas também podemos ter elipses de maior ou menor...

A curva oval também possui a beleza derivada de um contorno de perfeita graça e de uma associação com conceitos nobres. Os geômetras antigos estudaram a elipse: eles observaram seus focos, conheciam suas relações geométricas; e assim Kepler já estava familiarizado com a elipse quando empreendeu suas célebres pesquisas sobre os movimentos dos planetas. Ele descobriu, como já indicamos, que os movimentos dos planetas não podiam ser explicados por órbitas circulares. Que forma de órbita deveria ser tentada então? A elipse estava à disposição, suas propriedades eram conhecidas, e era possível fazer a comparação; memorável, de fato, foi a consequência dessa comparação. Kepler constatou que o movimento dos planetas podia ser explicado ao se supor que o caminho pelo qual cada um deles girava era uma elipse. Isso em si mesmo foi uma descoberta de extrema importância. Por um lado, ela colocou em ordem os movimentos dos grandes corpos que circulam ao redor do sol.

Enquanto isso, foram utilizadas aquelas belas curvas que haviam desafiado os talentos geométricos dos antigos, atribuindo-lhes a dignidade de definir as “estradas” do universo.

Mas até agora apenas expusemos parcialmente a primeira descoberta de Kepler. Vimos que um planeta orbita em torno do sol em uma elipse, e que, portanto, o sol está em algum ponto no interior dessa elipse — mas em qual ponto? A resposta a essa pergunta é, de fato, interessante. Apontamos como os focos possuem uma importância geométrica que nenhum outro ponto possui. Kepler mostrou que o sol deve estar localizado em um dos focos da elipse ao redor da qual cada planeta orbita. Assim, formulamos a primeira lei do movimento planetário nas seguintes palavras: — Cada planeta orbita ao redor do sol por um caminho elíptico, tendo o sol em um dos focos.

Agora somos capazes de formar uma imagem clara das órbitas dos planetas, por mais numerosas que sejam, à medida que eles orbitam ao redor do sol. Primeiro, observamos que a elipse é uma curva plana; ou seja, cada planeta deve, ao longo de sua longa jornada, limitar seus movimentos a um único plano. Cada planeta, portanto, possui um plano específico para si. É verdade que todos esses planos são quase idênticos, pelo menos no que diz respeito aos grandes planetas; mas ainda assim eles são distintos, e a única característica em que todos concordam é que cada um deles passa pelo sol. Todas as órbitas elípticas dos planetas têm um foco em comum, e esse foco fica no centro do sol.

É útil ilustrar esta notável lei considerando as condições de dois ou três planetas diferentes. Vamos começar com a Terra, cujo caminho, embora na verdade seja uma elipse, é quase circular. De fato, se fosse desenhado com precisão em escala em um pedaço de papel, a diferença entre a órbita elíptica e o círculo mal seria detectada sem medições cuidadosas. No caso de Vênus, a elipse é ainda mais próxima de um círculo, e os dois focos da elipse estão quase exatamente no centro do círculo. Por outro lado, no caso de Mercúrio, temos…

Elipse que se afasta do círculo em grau muito acentuado; nas órbitas de alguns dos planetas menores, a excentricidade é ainda maior. É extremamente notável que todo planeta, não importa quão distante esteja do sol, se mova numa elipse de alguma forma. Vamos mostrar agora que a necessidade obriga cada planeta a seguir um caminho elíptico, e que nenhuma outra forma de trajetória é possível.

Ao iniciar seu percurso elíptico, o planeta segue seu curso constante, e após um determinado período de tempo, conhecido como tempo periódico, volta à posição de onde partiu. Novamente, o planeta traça o mesmo caminho elíptico, e assim, revolução após revolução, percorre uma trajetória idêntica ao redor do sol. Tentemos agora acompanhar o movimento desse corpo e observar sua história durante o tempo necessário para completar uma de suas voltas. As dimensões de uma órbita planetária são tão enormes que o planeta precisa se mover muito rapidamente para concluir a viagem dentro do tempo estipulado. A Terra, como já vimos, precisa se mover a dezoito milhas por segundo para completar uma de suas viagens ao redor do sol em 365 1/4 dias. Surge então a questão de saber se a velocidade com que um planeta se move é uniforme ou não. A Terra, por exemplo, realmente se move o tempo todo com a velocidade de dezoito milhas por segundo, ou nosso planeta às vezes se move mais rapidamente e às vezes mais devagar, de modo que a média de dezoito milhas por segundo ainda seja mantida? Esta é uma questão de grande importância, e podemos respondê-la da maneira mais clara e enfática possível. A velocidade de um planeta não é uniforme, e as variações dessa velocidade podem ser explicadas pela figura ao lado (Fig. 38).

Fig. 38.—Variação da Velocidade do Movimento Elíptico.

Imaginemos, antes de tudo, que o planeta esteja localizado naquela parte de sua órbita mais distante do sol, à direita da figura. Nessa posição, a velocidade do corpo é a menor; à medida que o planeta começa a se aproximar do sol, sua velocidade aumenta gradualmente até atingir seu valor médio. Depois de ultrapassar esse ponto, e quando o planeta se move rapidamente em direção ao sol, a velocidade com que se desloca torna-se cada vez maior, até que, finalmente, ao contornar o sol, sua velocidade atinge um máximo. Após passar pelo sol, a distância do planeta em relação ao astro aumenta, e a velocidade do movimento começa a diminuir; ela decresce gradualmente até voltar ao valor médio, e depois cai ainda mais, até que o corpo alcance sua maior distância do sol, momento em que a velocidade volta ao valor com o qual supusemos que começasse. Assim, observamos que, quanto mais próximo o planeta estiver do sol, mais rápido ele se move. No entanto, podemos dar uma definição numérica ao princípio segundo o qual a velocidade do planeta varia. A figura adjacente (Fig. 39) mostra uma órbita planetária, com o sol no foco S. Tomamos dois

As porções A B e C D contornam a elipse, e suas extremidades são conectadas ao foco. A segunda lei de Kepler pode ser enunciada da seguinte maneira: “Cada planeta se move ao redor do sol com uma velocidade tal, em cada ponto, que uma linha reta traçada a partir dele até o sol percorre áreas iguais em tempos iguais.”

Fig. 39 — Áreas iguais em tempos iguais.
Por exemplo, se as duas porções sombreadas, A B S e D C S, tiverem área igual, então os tempos necessários para que o planeta percorra as porções da elipse A B e C D também serão iguais. Se uma das áreas for maior que a outra, então os tempos necessários estarão na proporção das áreas.

Com a aceitação dessa lei, a razão para o aumento da velocidade do planeta à medida que ele se aproxima do sol torna-se imediatamente evidente. Para percorrer uma área determinada perto do sol, é obviamente necessário um arco maior do que em outras partes do caminho. Na extremidade oposta, um arco pequeno já é suficiente para cobrir uma área grande, e, consequentemente, a velocidade é menor.

Essas duas leis determinam completamente o movimento de um planeta ao redor do sol. A primeira define o caminho que o planeta segue; a segunda descreve como a velocidade do corpo varia em diferentes pontos ao longo desse caminho.

caminho. Mas Kepler acrescentou a esses uma terceira lei, que nos permite comparar os movimentos de dois planetas diferentes que orbitam ao redor do mesmo sol. Antes de enunciar essa lei, é necessário explicar exatamente o que se entende por distância média de um planeta. Em seu caminho elíptico, a distância do sol até o planeta está em constante mudança; mas ainda assim é fácil atribuir um significado específico àquela distância que representa a média de todas as distâncias. Essa média é chamada de distância média. A maneira mais simples de encontrar a distância média é somar o maior desses valores ao menor e tomar metade da soma. Já definimos o tempo periódico do planeta; ele é o número de dias que o planeta leva para completar uma volta em seu caminho. A terceira lei de Kepler estabelece uma relação entre as distâncias médias e os tempos periódicos dos vários planetas. Essa relação é expressa nas seguintes palavras: “Os quadrados dos tempos periódicos são proporcionais aos cubos das distâncias médias.”

Kepler sabia que os diferentes planetas tinham tempos periódicos distintos; ele também percebeu que, quanto maior a distância média de um planeta, maior era seu tempo periódico, e estava determinado a descobrir a conexão entre os dois. Foi facilmente constatado que não seria correto dizer que o tempo periódico é meramente proporcional à distância média. Se fosse esse o caso, então, se um planeta tivesse uma distância duas vezes maior que outro, o tempo periódico do primeiro seria o dobro do do segundo; no entanto, as observações mostraram que o tempo periódico do planeta mais distante ultrapassava o dobro, e na verdade era quase três vezes maior, que o do outro. Por meio de tentativas repetidas, que esgotariam a paciência de alguém menos confiante em sua própria perspicácia e menos certo da precisão das observações que buscava interpretar, Kepler finalmente descobriu a verdadeira lei e a expressou na forma que mencionamos.

Para ilustrar a natureza dessa lei, tomaremos como comparação a Terra e o planeta Vênus. Se denotarmos a distância média da Terra do sol por 1, então a distância média de Vênus do sol é 0,7233. Omitindo as casas decimais após a primeira, podemos representar o tempo periódico

o tempo de rotação da Terra é de 365,3 dias, e o tempo periódico de Vênus é de 224,7 dias. A lei que Kepler afirma é que o quadrado de 365,3 está na mesma proporção em relação ao quadrado de 224,7 que a unidade está em relação ao cubo de 0,7233. O leitor pode verificar facilmente a verdade dessa igualdade por meio da multiplicação efetiva. No entanto, deve-se lembrar que, como apenas quatro dígitos foram mantidos nas expressões dos tempos periódicos, apenas quatro dígitos devem ser considerados significativos nos cálculos.

A maneira mais marcante de realizar essa verificação é tratar o tempo de rotação de Vênus como uma quantidade desconhecida e deduzi-la a partir do tempo de rotação conhecido da Terra e da distância média de Vênus. Dessa forma, ao assumir a lei de Kepler, deduzimos o cubo do tempo periódico por meio de uma simples proporção, e então pode-se obter o valor resultante de 224,7 dias. Na verdade, nos cálculos astronômicos, as distâncias dos planetas são geralmente determinadas a partir da lei de Kepler. O tempo periódico do planeta é um elemento que pode ser medido com grande precisão; e, uma vez conhecido, o quadrado da distância média, e consequentemente a própria distância média, é determinado.

Essas são as três famosas leis do movimento planetário, que sempre foram associadas ao nome de seu descobridor. A habilidade extraordinária com que essas leis foram extraídas da massa de observações, a beleza intrínseca das próprias leis, sua ampla generalidade e o vínculo que estabeleceram entre os vários membros do sistema solar deram-lhes uma posição excepcional na astronomia.

Conforme estabelecido por Kepler, essas leis planetárias eram meros resultados de observações. Verificou-se, de fato, que os planetas realmente se movem em elipses, mas Kepler não apresentou nenhuma razão para que eles adotassem essa curva em vez de qualquer outra. Ainda menos conseguiu explicar por que esses corpos percorrem áreas iguais em tempos iguais, ou por que essa terceira lei era invariavelmente obedecida. As leis, tal como saíram das mãos de Kepler, destacavam-se como três verdades independentes; sem dúvida bem estabelecidas, mas

Não há argumentos que justifiquem por que esses movimentos, e não outros, seriam adequados para as revoluções dos planetas.

Foi o triunfo supremo da grande lei da gravitação universal o fato de ela ter eliminado esse caráter empírico das leis de Kepler. A grande descoberta de Newton uniu as três leis isoladas de Kepler em uma única doutrina maravilhosa. Ele não apenas mostrou que essas leis eram verdadeiras, mas também explicou por que elas tinham de ser verdadeiras e por que nenhuma outra lei poderia sê-lo. Em sua obra imortal, os “Princípios”, ele demonstrou que a explicação para as famosas leis planetárias estava na atração gravitacional. Newton afirmou que existe uma força de atração no sol, e que, como consequência necessária dessa atração, todo planeta deve orbitar o sol em uma trajetória elíptica, tendo o sol como um dos focos; o raio da órbita do planeta deve percorrer áreas iguais em tempos iguais; e, ao comparar os movimentos de dois planetas, é necessário que os quadrados dos tempos periódicos sejam proporcionais aos cubos das distâncias médias.

Como este não é um tratado matemático, será impossível para nós discutir as provas apresentadas por Newton, as quais conquistaram a aceitação imediata e universal de todos aqueles que se deram ao trabalho de compreendê-las. Devemos nos limitar aqui a uma visão muito breve e geral do assunto, que indicará o caráter do raciocínio utilizado, sem entrar em detalhes de natureza técnica.

Primeiro, tentemos imaginar um globo em equilíbrio livre no espaço, completamente isolado da influência de qualquer outro corpo no universo. Imagine-se que esse globo seja posto em movimento por algum impulso que o faça viajar rapidamente pelo espaço. Quando o impulso cessa, o globo continua em movimento. Mas qual será o caminho que ele seguirá? Estamos tão acostumados a ver uma pedra lançada no ar seguindo uma trajetória curva que poderíamos naturalmente pensar que um corpo projetado no espaço livre também se moveria em curva. No entanto, uma pequena reflexão mostra que os casos são muito diferentes. Em

Nos reinos do espaço livre, não encontramos qualquer concepção de cima ou de baixo; todos os caminhos são iguais; não há motivo para que o corpo se desvie para a direita ou para a esquerda; e, portanto, somos levados a supor que, nessas circunstâncias, um corpo, uma vez em movimento e livre de todas as interferências, se moveria em linha reta. É verdade que essa afirmação é uma que nunca pode ser submetida ao teste da experiência direta. Sendo como somos na superfície da Terra, não temos meios de isolar um corpo das forças externas. A resistência do ar, assim como o atrito de várias outras formas, bem como a gravidade em direção à própria Terra, interferem nos nossos experimentos. Uma pedra lançada sobre uma camada de gelo encontrará pouca resistência, e nesse caso vemos que a pedra seguirá um curso reto ao longo da superfície congelada. Uma pedra lançada igualmente no espaço vazio seguiria um percurso absolutamente retilíneo. Isso demonstramos, não por meio de tentativas de experimentos que necessariamente seriam inúteis, mas por raciocínio indireto. A verdade desse princípio nunca pode ser duvidada por quem tenha devidamente analisado os argumentos apresentados em seu favor.

Admitindo, então, o percurso retilíneo do corpo, a próxima questão que surge diz respeito à velocidade com que esse movimento é realizado. A pedra que desliza sobre o gelo liso de um lago congelado, como todos observaram, percorrerá uma longa distância antes de parar. Há pouco atrito entre o gelo e a pedra, mas mesmo assim, mesmo no gelo, o atrito não é completamente ausente; e como esse atrito sempre tende a interromper o movimento, a pedra acabará parando. Em uma viagem pelas solidões do espaço, um corpo não encontra atrito; não há tendência para que a velocidade diminua, e, consequentemente, acreditamos que o corpo poderia continuar a se mover para sempre com velocidade constante. Sem dúvida, tal afirmação parece contrária à nossa experiência cotidiana. Um navio a vela não avança no mar quando o vento para. Um trem perderá gradualmente sua velocidade quando o vapor for desligado. Um pião gira lentamente até parar. A partir de tais exemplos, poder-se-ia argumentar plausivelmente que, quando a força deixa de atuar, o movimento gerado por ela…

diminui gradualmente e, por fim, desaparece. Mas, em todos esses casos, ao refletir, percebe-se que o declínio do movimento deve ser atribuído à ação de forças de resistência. O navio a vela é retardado pelo atrito da água em seus lados; o trem é freado pelo atrito das rodas e pelo fato de ter de abrir caminho pelo ar; e a resistência atmosférica é a principal causa da parada do pião, pois, se o ar for removido, realizando o experimento em vácuo, o pião continuará a girar por um período muito mais longo. Somos assim levados a admitir que um corpo, uma vez projetado livremente no espaço e sem sofrer a ação de nenhuma resistência externa, continuará a se mover para sempre em linha reta, mantendo inalterada até o fim dos tempos a velocidade com que começou. Este princípio é conhecido como a primeira lei do movimento.

Vamos aplicar este princípio à importante questão do movimento dos planetas. Tomemos, por exemplo, o caso da nossa Terra, e discutamos as consequências da primeira lei do movimento. Sabemos que a Terra se move a cada momento com uma velocidade de cerca de dezoito milhas por segundo, e a primeira lei do movimento nos assegura que, se este globo não estivesse sujeito a nenhuma força externa, seguiria para sempre um caminho reto pelo universo, sem se desviar da velocidade exata que possui no momento atual. Mas a Terra se move dessa maneira? Obviamente que não. Já descobrimos que nosso globo está se movendo ao redor do Sol, e as leis completas de Kepler deram a esse movimento a maior precisão e clareza possíveis. A consequência é inevitável: a Terra não pode estar livre de forças externas. Alguma influência poderosa sobre nosso globo deve agir continuamente. Essa influência, seja ela qual for, constantemente desvia a Terra do caminho retilíneo que ela tende a seguir, forçando-a a traçar uma elipse em vez de uma linha reta.

O grande problema a ser resolvido agora é facilmente enunciado: deve haver algum agente externo influenciando constantemente a Terra. Qual é esse agente, de onde ele provém e a quais leis está sujeito? A questão também não se limita à Terra. Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno mostram, inequivocamente, que, como não se movem em caminhos retilíneos, eles

deve ser exposto a alguma força. Qual é essa força que guia os planetas em seus caminhos? Antes da época de Newton, essa pergunta poderia ter sido feita em vão. Foi o gênio brilhante de Newton quem forneceu a resposta, revolucionando assim toda a ciência moderna.

Os dados a partir dos quais se deve responder à pergunta devem ser obtidos por meio da observação. Não temos aqui nenhum problema que possa ser resolvido apenas por meio de reflexões matemáticas. A matemática é, sem dúvida, um instrumento útil, na verdade indispensável, na investigação; mas não devemos atribuir à matemática uma capacidade que ela não possui. Em um caso como este, tudo o que a matemática pode fazer é interpretar os resultados obtidos pela observação. Os dados a partir dos quais Newton partiu foram os fenômenos observados no movimento da Terra e dos outros planetas. Esses fatos encontraram uma expressão concisa com a ajuda das leis de Kepler. Foi, portanto, nas leis de Kepler que Newton baseou seu trabalho, e foi para interpretar essas leis que Newton recorreu àquele célebre raciocínio matemático que ele criou.

A pergunta deve então ser abordada da seguinte maneira: Sendo um planeta submetido a alguma influência externa, precisamos determinar qual é essa influência, com base no conhecimento de que o caminho de cada planeta é uma elipse e de que cada planeta percorre áreas iguais em tempos iguais ao redor do Sol. A influência sobre cada planeta é o que um matemático chamaria de força, e uma força deve ter uma direção. A concepção mais simples de força é a de uma tração transmitida ao longo de uma corda, sendo que a direção da corda é, nesse caso, a direção da força. Imaginemos que a força exercida sobre cada planeta seja transmitida por uma corda invisível. As leis de Kepler nos informarão sobre a direção dessa corda e sobre a intensidade da tensão transmitida por ela.

A análise matemática das leis de Kepler estaria fora do escopo deste volume. Portanto, devemos nos limitar aos resultados a que elas levam, omitindo os detalhes do raciocínio. Newton começou com a lei que afirmava que o planeta percorria áreas iguais em tempos iguais, e

Ele demonstrou, por meio de uma lógica irrefutável, que isso indicava imediatamente a direção em que a força atuava sobre o planeta. Ele mostrou que a “corda imaginária” pela qual o planeta é controlado deve estar invariavelmente voltada para o sol. Em outras palavras, a força exercida sobre cada planeta estava sempre direcionada do planeta para o sol.

Ainda restava explicar a intensidade dessa força e mostrar como ela variava quando o planeta se encontrava em diferentes pontos de seu trajeto. A primeira lei de Kepler permite responder a essa pergunta. Se o trajeto do planeta for elíptico, e se a força estiver sempre direcionada para o sol, que está em um dos focos dessa elipse, então a análise matemática nos obriga a concluir que a intensidade da força deve variar inversamente ao quadrado da distância entre o planeta e o sol.

Os movimentos dos planetas, de acordo com as leis de Kepler, poderiam assim ser explicados até nos menores detalhes, se admitirmos que existe uma força atrativa que puxa o planeta em direção ao sol, e que a intensidade dessa atração varia inversamente ao quadrado da distância. Podemos hesitar em dizer que tal atração realmente existe? Já vimos como a Terra atrai um corpo em queda; vimos também como a atração da Terra se estende até a Lua, explicando assim sua revolução ao redor da Terra. Agora sabemos que o movimento dos planetas ao redor do sol também pode ser explicado como consequência dessa lei da atração. Mas as evidências em apoio à lei da gravitação universal são, na verdade, muito mais fortes do que quaisquer outras que já apresentamos. Teremos oportunidade de discutir esse assunto mais adiante. Mostraremos não apenas como o sol atrai os planetas, mas também como os planetas se atraem mutuamente; e descobriremos como essa atração mútua entre os planetas levou a descobertas notáveis, que elevaram a lei da gravitação acima de qualquer possibilidade de dúvida.

Ao admitir a existência dessa lei, podemos mostrar que os planetas devem orbitar ao redor do sol em trajetórias elípticas, com o sol no foco comum dessas trajetórias. Podemos mostrar ainda que eles devem percorrer áreas iguais em tempos iguais. Podemos provar que os quadrados dos tempos periódicos devem ser proporcionais a…

cubos de suas distâncias médias. Além disso, podemos mostrar como os movimentos misteriosos dos cometas podem ser explicados. Pela mesma grande lei, podemos explicar as revoluções dos satélites. Podemos explicar as marés e outros fenômenos em todo o Sistema Solar. Finalmente, mostraremos que, ao estender nossa visão para além dos limites do nosso Sistema Solar, até os belos sistemas estelares espalhados pelo espaço, encontramos mesmo lá evidências da grande lei da gravitação universal.

CAPÍTULO VI.
O PLANETA DO ROMANCE.
Esboço do assunto — Mercúrio é o planeta mais próximo do Sol? — Trânsito de um planeta interno
através do Sol — Já se viu algum trânsito de Vulcano? — Visibilidade dos planetas
durante um eclipse total do Sol — As pesquisas do professor Watson em 1878.

Com uma visão geral do Sistema Solar e com esse esboço da lei da gravitação universal que o capítulo anterior nos proporcionou, começamos a análise mais detalhada dos planetas e de seus satélites. Começaremos pelos planetas mais próximos do Sol e, em seguida, avançaremos gradualmente para fora, um planeta após outro, até chegarmos aos limites do sistema. Encontraremos muitos aspectos que merecem nossa atenção. Cada planeta é, por si só, um globo, e caberá a nós descrever tudo o que se sabe sobre ele. Os satélites que acompanham muitos desses planetas possuem vários pontos de interesse. As circunstâncias de sua descoberta, seus tamanhos, seus movimentos e suas distâncias devem ser devidamente considerados. Veremos também que os movimentos dos planetas oferecem muito material para reflexão e análise. Teremos oportunidade de mostrar como os planetas se perturbam mutuamente e quais consequências notáveis surgiram dessas influências. Também precisaremos nos referir ocasionalmente aos importantes problemas de medição celeste e de pesagem celeste. Devemos mostrar como os tamanhos, os pesos e as distâncias dos vários membros do nosso sistema podem ser determinados. Felizmente, a maior parte de nossa tarefa nos levará a áreas que são completamente certas, onde os resultados foram confirmados por observações frequentes. No entanto, logo no início de nosso estudo somos obrigados a lidar com observações que estão longe de serem certas. Foi afirmada por autoridades competentes a existência de um planeta muito mais próximo do Sol do que aqueles conhecidos até então. A questão ainda não foi resolvida, mas o planeta não pode estar…

Não pode ser encontrado. Por isso é que chamamos o tema deste capítulo de “O Planeta do Romance”.

Muitas vezes se pensou que Mercúrio, há muito considerado o planeta mais próximo do sol, talvez não fosse realmente o corpo digno dessa distinção. Mercúrio orbita ao redor do sol a uma distância média de cerca de 36.000.000 de milhas. No intervalo entre ele e o sol, poderia haver um ou vários outros planetas. Poderia haver um que orbitasse a dez milhões de milhas, outro a quinze, e assim por diante. Mas esses planetas existiam mesmo? Existia pelo menos um planeta que orbitasse dentro da órbita de Mercúrio? Havia certas razões para acreditar na existência de tal planeta. Nos movimentos de Mercúrio, percebiam-se indícios de uma influência que, em tempos, se achava que poderia ser explicada pela suposição da existência de um planeta interno.[13] Mas havia uma grande dificuldade em observar esse objeto. Ele sempre tinha de estar perto do sol, e mesmo com o melhor telescópio, geralmente era impossível ver um ponto semelhante a uma estrela nessa posição. Além disso, tal planeta não podia ser visto após o pôr do sol, pois, nas condições mais favoráveis, ele se punha quase imediatamente após o sol, e uma dificuldade semelhante o tornaria invisível ao nascer do sol.

Portanto, os nossos meios habituais de observar um planeta falharam completamente. Somos forçados a recorrer a métodos extraordinários se quisermos resolver a grande questão relativa à existência dos planetas intra-mercurianos. Existem pelo menos duas linhas de observação que poderiam ajudar a responder à nossa pergunta.

Uma oportunidade para a primeira delas surgiria quando o planeta desconhecido se colocasse diretamente entre a Terra e o sol. No diagrama (Fig. 40), mostramos o sol no centro; o círculo pontilhado interno indica a órbita do planeta desconhecido, que já recebeu o nome de Vulcano, antes mesmo que sua existência fosse devidamente comprovada. O círculo externo indica a órbita da Terra. Como Vulcano se move mais rapidamente que a Terra, acontecerá frequentemente que o planeta ultrapasse a Terra, de modo que os três corpos terão as posições representadas no

diagrama. No entanto, isso não significa necessariamente que Vulcano estivesse exatamente entre a Terra e o corpo celeste. O caminho do planeta pode ser inclinado, de modo que, visto da Terra, Vulcano ficaria acima ou abaixo do Sol, dependendo das circunstâncias.

Se, porém, Vulcano realmente existir, poderíamos esperar que, às vezes, os três corpos estejam alinhados diretamente, o que proporcionaria a oportunidade desejada para fazer a descoberta telescópica do planeta. Nessa ocasião, deveríamos observar o planeta como uma mancha escura, movendo-se lentamente pelo disco solar. Os outros dois planetas localizados mais perto da Terra, ou seja, Mercúrio e Vênus, são ocasionalmente vistos em trânsito; e não há dúvida de que, se Vulcano existir, seus trânsitos pelo Sol devem ser mais frequentes do que os de Mercúrio, e muito mais frequentes do que os de Vênus. Por outro lado, é razoável supor que Vulcano seja um pequeno globo, e como estará muito mais distante de nós durante seu trânsito do que Mercúrio, não podemos esperar que o trânsito desse “planeta romântico” seja comparável, em termos de espetáculo, aos dos outros dois corpos que mencionamos.

Surge então a questão de saber se as pesquisas telescópicas já revelaram algo que possa ser considerado um trânsito de Vulcano. Sobre esse ponto, não é possível falar com certeza alguma. Em mais de uma ocasião, observadores afirmaram ter visto uma mancha atravessando o Sol, e, pela sua forma e aparência geral, presumiram que se tratasse de um planeta interior a Mercúrio. Mas um exame detalhado das circunstâncias em que tais observações foram feitas não aumentou a confiança nessa suposição. Tais descobertas geralmente foram feitas por pessoas pouco familiarizadas com as observações telescópicas. É certamente um fato significativo que, apesar da análise minuciosa a que o Sol foi submetido ao longo do século passado por astrônomos dedicados especialmente a essa área de pesquisa, nenhum astrônomo realmente experiente anunciou alguma descoberta telescópica de Vulcano sobre o Sol. O último anúncio de um planeta que cruzou o Sol data de 1876, e foi feito por um amador alemão, mas o que ele

Pensava-se que se tratasse de um planeta, mas logo ficou claro que se tratava de uma pequena mancha solar, que havia sido fotografada em Greenwich no âmbito do trabalho diário, e que também foi observada em Madrid. Após analisar todo o assunto, tendemos a acreditar que, neste momento, não existem evidências telescópicas confiáveis do trânsito de um planeta interior a Mercúrio sobre a superfície da estrela central.

Fig. 40 — O Trânsito do Planeta do Romance.
Mas existe ainda outro método pelo qual podemos esperar detectar novos planetas nas proximidades do sol. No entanto, este método raramente está disponível. Só é possível quando o sol é totalmente eclipsado.

Quando a lua fica diretamente entre a Terra e o sol, o brilho do dia é temporariamente substituído pela escuridão da noite. Se a

Quando o céu está livre de nuvens, as estrelas surgem e podem ser vistas ao redor do sol obscurecido. Mesmo que um planeta estivesse bastante próximo da estrela luminosa, ele seria visível em tal ocasião se sua magnitude fosse comparável à de Mercúrio. É necessária uma preparação cuidadosa quando se pretende realizar um teste desse tipo. O perigo a ser evitado especialmente é confundir o planeta com as estrelas comuns, às quais provavelmente se assemelhará. O distinto astrônomo americano do passado, o professor Watson, preparou-se especialmente para se dedicar a essa pesquisa durante o notável eclipse total de 1878. Quando o eclipse ocorreu, a luz do sol desapareceu e as estrelas surgiram. Entre elas, o professor Watson viu um objeto que, para ele, parecia ser o tão procurado planeta dentro de Mercúrio. Deve-se acrescentar que esse observador zeloso viu outro objeto, que inicialmente tomou por estrela conhecida como Zeta, na constelação de Câncer. Quando descobriu posteriormente que a posição registrada desse objeto não correspondia tão bem quanto esperava à posição conhecida dessa estrela, concluiu que não podia ser Zeta, mas sim algum outro planeta desconhecido. As posições relativas dos dois objetos que ele considerou planetas coincidem, no entanto, de maneira suficientemente precisa, considerando as dificuldades da observação, com as posições relativas das estrelas Theta e Zeta de Câncer; agora é difícil duvidar de que Watson tenha visto apenas essas duas estrelas. Ele afirmou, no entanto, ter notado tanto Theta de Câncer quanto os dois planetas, mas sem registrar sua posição. Há, porém, uma terceira estrela, conhecida como 20 de Câncer, perto do mesmo local, e é provável que Watson a tenha confundido com Theta. É necessário registrar que Vulcano não foi observado, embora tenha sido procurado especialmente, durante os eclipses que ocorreram desde 1878; por isso, a crença geral entre os astrônomos é de que nenhum planeta ainda foi detectado dentro da órbita de Mercúrio.

CAPÍTULO VII.
MERCÚRIO.
As descobertas astronômicas antigas — Como Mercúrio foi descoberto pela primeira vez — Não é fácil de ser visto —
Mercúrio era conhecido desde os tempos mais remotos — Habilidade necessária para sua descoberta — A distinção entre Mercúrio e uma estrela — Mercúrio no Oriente e no Ocidente — A previsão — Como observar Mercúrio — Sua aparência por telescópio — Dificuldade em observar sua aparência — Órbita de Mercúrio — Velocidade do planeta — Pode haver vida no planeta? — Mudanças em sua temperatura — Trânsito de Mercúrio sobre o Sol — As observações de Gassendi — Rotação de Mercúrio — O peso de Mercúrio.

Longo e glorioso é o registro das descobertas astronômicas. As descobertas dos tempos modernos sucedem-se com tal rapidez que, com frequência, deslumbram nossa imaginação com seu brilho, a ponto de às vezes pensarmos que a descoberta astronômica é um produto puramente moderno. Mas não poderia haver ideia mais fundamentalmente errada. Enquanto apreciamos ao máximo as conquistas dos tempos modernos, esforcemo-nos por fazer justiça aos trabalhos dos astrônomos da antiguidade.

E quando falamos dos astrônomos da antiguidade, vamos entender claramente o que se quer dizer. A ciência está crescendo tão rapidamente que cada século testemunha um avanço surpreendente; cada geração, cada década, cada ano, tem suas próprias recompensas para aqueles astrônomos diligentes que examinam os céus com tanto cuidado. No entanto, devemos voltar nosso olhar para uma época distante no passado, se quisermos conhecer a memorável descoberta de Mercúrio. Em comparação com ela, as descobertas de Newton devem ser consideradas conquistas muito modernas; até mesmo o anúncio do sistema copernicano dos céus é, em si, um evento recente em comparação com a detecção deste planeta que agora será discutido.

Quem fez esta grande descoberta? Vamos ver se a pergunta pode ser respondida através da análise dos registros astronômicos. No final de sua vida memorável, ouviu-se Copérnico expressar seu sincero arrependimento por ele

Nunca teve a oportunidade de contemplar o planeta Mercúrio. Ele desejava ardentemente ver este corpo celeste, cujos movimentos ilustravam de maneira tão marcante a teoria dos movimentos celestes que lhe trouxe glória imortal ao estabelecê-la, mas nunca conseguiu vê-lo. Mercúrio não costuma ser visto com tanta facilidade quanto alguns outros planetas, e é bem possível que os vapores da imensa lagoa na foz do Vístula tenham obscurecido o horizonte em Frauenburg, onde Copérnico vivia; assim, suas oportunidades de observar Mercúrio eram provavelmente ainda mais raras do que em outros lugares.

A existência de Mercúrio era certamente um fato bem conhecido na época de Copérnico; portanto, devemos buscar sua descoberta em uma época anterior. Na escassa literatura astronômica da Idade Média encontramos referências ocasionais à existência deste corpo celeste. Podemos rastrear observações de Mercúrio por séculos remotos até o início da nossa era. Não faltam registros de datas ainda mais antigas, até que finalmente chegamos a uma observação que chegou até nós há mais de 2.000 anos, feita no ano 265 antes da era cristã. No entanto, não se pretende que esta observação registre a descoberta do planeta. Ainda mais cedo, encontramos o chefe dos astrônomos de Nínive fazendo alusão a Mercúrio em um relatório que apresentou a Assurbanipal, rei da Assíria. Não parece, de forma alguma, provável que a descoberta tenha sido recente naquela época. É possível que o planeta tenha sido descoberto independentemente em duas ou mais localidades, mas todos os registros dessas descobertas são completamente ausentes; e desconhecemos tanto os nomes dos descobridores quanto as nações às quais pertenciam, bem como as épocas em que viveram.

Embora esta descoberta seja de tão grande antiguidade, embora tenha sido feita antes que se tivessem concepções corretas sobre o verdadeiro sistema do universo, e, é desnecessário acrescentar, muito antes da invenção do telescópio, não se deve supor que a detecção de Mercúrio tenha sido de forma alguma algo simples ou óbvio. Isso ficará evidente quando tentarmos imaginar como a descoberta provavelmente foi feita.

Algum astrônomo primitivo, há muito familiarizado com os céus, havia aprendido a reconhecer as diversas estrelas e constelações. A experiência lhe ensinou sobre a permanência desses objetos; ele viu que Sirius aparecia invariavelmente nas mesmas estações do ano, e observou como se posicionava em relação a Órion e às outras constelações vizinhas. Da mesma forma, cada uma das outras estrelas brilhantes era para ele um objeto familiar, sempre encontrado em uma região específica dos céus. Ele percebeu que as estrelas surgiam e se punham de tal maneira que, embora cada estrela parecesse se mover, as posições relativas delas não podiam ser alteradas. Sem dúvida, esse astrônomo antigo conhecia Vênus; ele conhecia a estrela vespertina; conhecia a estrela matutina; e pode ter concluído que Vênus era um corpo que oscilava de um lado ao outro do Sol.

Podemos facilmente imaginar como a descoberta de Mercúrio ocorreu nos céus claros de um deserto oriental. O sol se pôs, o breve crepúsculo quase terminou, quando, eis que, perto daquela parte do horizonte onde o brilho do sol poente ainda iluminava o céu, via-se uma estrela brilhante. O astrônomo primitivo sabia que não havia nenhuma estrela brilhante naquele lugar nos céus. Se o objeto de sua atenção não era uma estrela, então o que poderia ser? Ansioso para investigar essa questão, ele observou os céus na noite seguinte, e lá, ainda mais acima do horizonte, ainda mais brilhante, estava o mesmo objeto visto na noite anterior. A cada noite, o corpo ganhava mais e mais brilho, até finalmente se tornar uma joia notável. Talvez subisse cada vez mais alto; talvez aumentasse de brilho até alcançar a intensidade de Vênus própria. Tais eram as suposições, plausíveis, feitas por aqueles que primeiro observaram esse objeto; mas elas não se concretizaram. Após algumas noites de esplendor excepcional, o brilho dessa esfera misteriosa diminuiu. O planeta voltou a se aproximar do horizonte ao pôr do sol, até finalmente se pôr tão logo após o sol que se tornou invisível. Será que se perdeu para sempre? Podem passar anos antes que surja outra oportunidade de observar o objeto após o pôr do sol; mas então, novamente, ver-se-á que ele passa pela mesma série de mudanças, embora...

Talvez, em circunstâncias muito diferentes. Tanto a maior altura acima do horizonte quanto o maior brilho variam consideravelmente.

Foram necessárias observações longas e cuidadosas antes que o astrônomo primitivo pudesse ter certeza de que todas essas aparições podiam ser atribuídas a um único corpo celeste. Nos desertos orientais, os fenômenos do nascer do sol devem ter sido tão familiares quanto os do pôr do sol, e nos céus claros, no ponto onde os raios solares começavam a surgir acima do horizonte, às vezes podia-se perceber um ponto brilhante semelhante a uma estrela. A cada dia, esse objeto subia cada vez mais alto acima do horizonte antes do momento do nascer do sol, e seu brilho aumentava com a distância; depois, voltava a se aproximar do sol, voltando à invisibilidade por muitos meses. Esses eram os dados que chegavam ao conhecimento do astrônomo primitivo: um corpo era visto após o pôr do sol, outro corpo era visto antes do nascer do sol. Para nós, pode parecer uma inferência óbvia, a partir dos fatos observados, que os dois corpos eram idênticos. A inferência é correta, mas de forma alguma óbvia. Observações longas e pacientes estabeleceram a regra notável de que um desses corpos nunca era visto até que o outro desaparecesse. Assim, concluiu-se que os fenômenos, tanto ao nascer quanto ao pôr do sol, eram causados pelo mesmo corpo, que oscilava ao redor do sol.

Podemos facilmente imaginar que a afirmação da identidade desses dois objetos era algo que precisaria ser cuidadosamente testado antes de poder ser aceito. Como aplicar esses testes em um caso como este? Quase não há dúvida de que a demonstração mais completa e convincente da verdade científica encontra-se no cumprimento das previsões. Quando Mercúrio foi observado por anos, notou-se uma certa regularidade na recorrência de sua visibilidade. Uma vez que a periodicidade foi completamente estabelecida, tornou-se possível fazer previsões. O momento em que Mercúrio seria visto após o pôr do sol, o momento em que seria visto antes do nascer do sol, podia ser previsto com precisão! Quando descobriu-se que essas previsões eram cumpridas à risca — ou seja, que o planeta sempre era visto quando procurado de acordo com as previsões — tornou-se impossível recusar a hipótese.

em que essas previsões se baseavam. Por trás dessa hipótese estava a suposição de que todas as diversas aparências do planeta resultavam das oscilações de um único corpo celeste; portanto, a descoberta de Mercúrio foi estabelecida sobre uma base tão sólida quanto a descoberta de Júpiter ou de Vênus.

Nas latitudes das Ilhas Britânicas, geralmente é possível ver Mercúrio em algum momento ao longo do ano. Não é viável estabelecer, dentro de limites razoáveis, nenhuma regra geral para determinar as datas em que se deve procurá-lo; mas o observador determinado a vê-lo geralmente terá sucesso com um pouco de paciência. Ele deve primeiro consultar um almanaque que indique as posições do planeta e escolher um momento em que Mercúrio esteja visível como estrela da noite ou da manhã. Um período como esse, durante os meses de primavera, é especialmente adequado, pois a elevação de Mercúrio acima do horizonte costuma ser maior do que em outras estações; e, no crepúsculo da noite, cerca de três quartos de hora após o pôr do sol, será possível contemplar este objeto tímido, mas belo, o que recompensará a atenção do observador.

Para aqueles astrônomos que dispõem de telescópios equatoriais, tais instruções são desnecessárias. Para desfrutar de uma visão telescópica de Mercúrio, recorremos primeiro ao Almanaque Náutico para encontrar a posição em que o planeta se encontra. Se ele estiver acima do horizonte, podemos imediatamente direcionar o telescópio para aquele local, e mesmo durante o dia claro o planeta costuma ser visto com facilidade. No entanto, a aparência telescópica de Mercúrio é decepcionante. Embora seja muito maior que a lua, está suficientemente distante para parecer insignificante. Há, porém, um aspecto na visão deste planeta que chama imediatamente a atenção: Mercúrio geralmente não é observado como um objeto circular, mas sim mais ou menos em forma de crescente, como uma lua em miniatura. As fases do planeta também devem ser explicadas pelos mesmos princípios das fases da lua. Mercúrio é um globo composto, assim como a nossa Terra, de materiais que não possuem fonte própria de iluminação. Um hemisfério do planeta precisa necessariamente estar voltado para o sol, e esse lado é, consequentemente, brilhantemente iluminado pelos raios solares. Quando olhamos para Mercúrio, não vemos nada do lado não iluminado, e o formato em crescente se deve à visão distorcida que obtemos dele.

parte iluminada. O planeta é um objeto tão pequeno que, no brilho da visão a olho nu, não é possível definir a forma do corpo luminoso. De fato, mesmo no crescente muito maior de Vênus, é preciso recorrer ao telescópio para se poder observar sua forma característica. Além disso, embora Mercúrio tenha a forma de um crescente e passe por diferentes fases de acordo com as mudanças em sua posição relativa em relação à Terra e ao Sol, não conseguimos ver grande parte do planeta. Ele é muito pequeno e muito brilhante para permitir a delimitação fácil de detalhes em sua superfície. Sem dúvida, foram feitas tentativas e foram registradas observações sobre certas marcas muito fracas e indistintas no planeta, mas tais afirmações devem ser recebidas com grande cautela.

Fig. 41 — O movimento de Mercúrio, mostrando as variações de fase e de tamanho aparente.

Os fatos que foram completamente estabelecidos a respeito de Mercúrio são principalmente declarações numéricas sobre o caminho que ele percorre ao redor do Sol. O tempo necessário para o planeta completar uma de suas revoluções é de quase oitenta e oito dias. A distância média em relação ao Sol é de cerca de 36.000.000 de milhas, e a velocidade média com que o corpo se move é superior a vinte e nove milhas por segundo. Já mencionamos a característica mais marcante da órbita de Mercúrio: essa órbita difere das trajetórias de todos os outros planetas grandes por ser muito maior.

Afastamento da forma circular. Na maioria dos casos, as órbitas planetárias são tão pouco elípticas que um diagrama da órbita desenhado com precisão em escala não seria percebido como diferente de um círculo, a menos que se fizessem medições cuidadosas. No caso de Mercúrio, as circunstâncias são diferentes. A forma elíptica do seu percurso seria completamente evidente até para o observador mais casual. A distância do sol ao planeta varia entre limites bastante consideráveis: o valor mínimo é de aproximadamente 30.000.000 de milhas; o valor máximo é de cerca de 43.000.000 de milhas. De acordo com a segunda lei de Kepler, a velocidade do planeta deve sofrer mudanças correspondentes. Ele deve se mover rapidamente pela parte do seu percurso próxima ao sol e mais devagar pelas partes mais distantes. A maior velocidade é de cerca de trinta e cinco milhas por segundo, e a menor é de vinte e três milhas por segundo.

Para uma concepção adequada dos movimentos de Mercúrio, não devemos separar a velocidade das verdadeiras dimensões do corpo pelo qual ela é realizada. Sem dúvida, uma velocidade de vinte e nove milhas por segundo é enorme quando comparada às velocidades com as quais estamos acostumados no dia a dia. A velocidade do planeta é pelo menos cem vezes maior que a velocidade de uma bala de rifle. Mas quando comparamos os tamanhos dos corpos…

Com suas velocidades, a velocidade de Mercúrio parece ser relativamente muito menor do que a da bala. Uma bala de fuzil percorre uma distância igual ao seu próprio diâmetro muitos milhares de vezes por segundo. Mas, embora Mercúrio se mova muito mais rápido, suas dimensões são tão consideráveis que será necessário um período de dois minutos para que ele percorra uma distância igual ao seu diâmetro. Ao considerar o planeta como um todo, a velocidade de seu movimento é apenas um avanço majestoso e digno, adequado às suas dimensões.

Como podemos saber pouco ou nada sobre a verdadeira superfície de Mercúrio, é absolutamente impossível para nós dizer se a vida pode existir em sua superfície. Podemos, no entanto, concluir razoavelmente que não pode haver vida em Mercúrio de qualquer forma análoga à vida que conhecemos na Terra. O calor e a luz do sol atingem Mercúrio com uma intensidade muitas vezes maior do que aquela que experimentamos. Quando este planeta está na maior distância do sol, a intensidade da radiação solar ainda é mais de quatro vezes maior do que o maior calor já registrado na Terra. Mas, quando Mercúrio, em seu notável ciclo de variações de distância, se aproxima da parte mais quente de sua órbita, fica exposto a um calor intenso. A intensidade do calor solar deve então ser pelo menos nove vezes maior do que a maior radiação a que estamos expostos.

Essas enormes mudanças climáticas ocorrem com muito mais rapidez do que as variações das estações em nossa Terra. Em Mercúrio, o intervalo entre o verão e o inverno é de apenas 44 dias, enquanto o ano inteiro dura apenas 88 dias. Tais variações rápidas no calor solar certamente exercem um profundo efeito sobre a habitabilidade de Mercúrio. O Sr. Ledger observa, em seu interessante trabalho,[14], que, se houver habitantes em Mercúrio, os conceitos de “períhelio” e “afélio”, que aqui são frequentemente vistos como expressões de ideias complexas ou obscuras, devem ser familiares a todos na superfície desse planeta. Essas palavras significam “perto do sol” e “longe do sol”; mas não associamos essas expressões a nenhum fenômeno óbvio, pois as mudanças na distância da Terra do sol são insignificantes. Mas em Mercúrio…

onde, em seis semanas, o sol surge com um tamanho aparente mais do que o dobro, e emite mais do que o dobro da quantidade de luz e calor. Tais mudanças, representadas pelo periélio e afélio, incorporam ideias obviamente e intimamente relacionadas com toda a dinâmica do planeta.

No entanto, é imprudente tirar quaisquer conclusões sobre o clima apenas com base na proximidade ou distância do sol. O clima depende de outros fatores além da distância do sol. A atmosfera que envolve a Terra tem uma influência profunda no calor e no frio, e se Mercúrio possuir uma atmosfera — como muitas vezes se supôs — seu clima pode ser modificado na medida necessária. Parece, porém, quase impossível supor que qualquer atmosfera possa oferecer proteção adequada aos habitantes contra as flutuações violentas e rápidas da radiação solar. Tudo o que podemos dizer é que o problema da vida em Mercúrio pertence à categoria dos mistérios não resolvidos, e talvez insolúveis.

Foi no ano de 1629 que Kepler fez um anúncio importante a respeito de eventos astronômicos iminentes. Ele havia estudado profundamente os movimentos dos planetas; e, com base em seus estudos do passado, ousou prever o futuro. Kepler anunciou que, no ano de 1631, os planetas Vênus e Mercúrio fariam ambos um trânsito em frente ao sol, indicando as datas de 7 de novembro para Mercúrio e 6 de dezembro para Vênus. Naquela época, essa era uma previsão muito notável. Estamos tão acostumados a consultar nossos almanaques para saber todos os fenômenos astronômicos esperados ao longo do ano, que tendemos a esquecer como, nos tempos antigos, isso era impossível. Foi somente gradualmente que a astronomia se tornou tão precisa a ponto de nos permitir prever com exatidão a ocorrência dos fenômenos mais delicados. A previsão desses trânsitos por Kepler, alguns anos antes de eles acontecerem, foi justamente considerada na época como uma conquista extraordinária.

O ilustre Gassendi preparou-se para aplicar o teste da observação real aos anúncios de Kepler. Hoje podemos determinar com precisão o momento dos trânsitos, dentro de poucos minutos, mas, naquelas primeiras tentativas, era igualmente

A precisão não era viável. Gassendi considerou necessário começar a observar o trânsito de Mercúrio dois dias inteiros antes do tempo indicado por Kepler, e elaborou um plano engenhoso para realizar suas observações. A luz do sol era introduzida em uma sala escura por meio de um buraco na persiana, e uma imagem do sol era formada em uma tela branca por meio de uma lente. Trata-se, de fato, de uma maneira admirável e muito satisfatória de estudar a superfície do sol; mesmo nos dias de hoje, com nossos melhores telescópios, um dos métodos para observar nosso astro se baseia no mesmo princípio.

Gassendi iniciou suas observações no dia 5 de novembro, estudando cuidadosamente a imagem do sol em todas as oportunidades possíveis. No entanto, somente cinco horas após o horário estipulado por Kepler é que o trânsito de Mercúrio realmente começou. Os preparativos de Gassendi foram feitos com todos os recursos de que dispunha, mas esses recursos parecem bastante imperfeitos em comparação com os equipamentos dos nossos observatórios modernos. Ele estava ansioso para registrar o momento em que o planeta aparecia; para isso, colocou um assistente na sala abaixo, encarregado de observar a altitude do sol no momento indicado por Gassendi. O sinal para o assistente seria transmitido por um aparelho muito primitivo: Gassendi deveria bater no chão quando chegasse o momento crítico. Apesar do longo atraso, que esgotou a paciência do assistente, algumas observações valiosas foram obtidas, e assim foi possível registrar a primeira passagem de um planeta pelo sol.

Os trânsitos de Mercúrio não são fenômenos raros (houve treze deles durante o século XIX), e são importantes principalmente devido à precisão que suas observações conferem aos nossos cálculos dos movimentos do planeta. Muitas vezes se esperou que as oportunidades oferecidas por um trânsito permitissem obter informações sobre as características físicas do globo de Mercúrio, mas tais expectativas não se concretizaram.

As observações espectroscópicas de Mercúrio são bastante escassas. Elas parecem indicar que o vapor d’água é um componente provável na atmosfera de Mercúrio, assim como na nossa própria.

Há alguns anos, um distinto astrônomo italiano, o professor Schiaparelli, anunciou uma descoberta notável sobre a rotação do planeta Mercúrio. Ele descobriu que o planeta gira em torno de seu eixo no mesmo período em que orbita ao redor do sol. A consequência prática dessa identidade entre os dois períodos é que Mercúrio sempre vira a mesma face para o sol. Se a nossa Terra girasse de maneira semelhante, então o hemisfério voltado para o sol teria dia eterno, enquanto o hemisfério oposto ficaria submetido à noite perpétua. De acordo com essa descoberta, Mercúrio orbita ao redor do sol da mesma forma que a lua orbita ao redor da Terra. Como a velocidade com que Mercúrio se move ao redor do sol é muito variável, devido à forma altamente elíptica de sua órbita, enquanto a rotação em torno de seu eixo ocorre a uma velocidade constante, conclui-se que um pouco mais do que um hemisfério (cerca de cinco oitavos da superfície) recebe mais ou menos a luz do sol ao longo de um ano mercuriano.

Essa importante descoberta de Schiaparelli foi recentemente confirmada por um astrônomo americano, o Sr. Lowell, do Arizona, EUA, que observou o planeta em condições muito favoráveis, usando um telescópio refrator de 24 polegadas de abertura. Ele detectou no globo de Mercúrio certas linhas estreitas e escuras, cuja lenta mudança indica um período de rotação em torno de seu eixo exatamente coincidente com o período de órbita ao redor do sol. O mesmo observador mostrou que o eixo de rotação de Mercúrio é perpendicular ao plano de sua órbita. O Sr. Lowell não percebeu nenhum sinal de nuvens ou obscurecimentos, e, de fato, nenhuma indicação de qualquer envelope atmosférico; a superfície de Mercúrio é incolor, “uma geografia em preto e branco”.

Podemos afirmar que existe uma forte probabilidade, à priori, a favor da realidade da descoberta de Schiaparelli. Mercúrio, sendo um dos planetas desprovidos de lua, será influenciado exclusivamente pelo sol, no que diz respeito aos fenômenos de maré.

preocupam. Além disso, devido à proximidade de Mercúrio do Sol, as marés solares nesse planeta possuem uma intensidade especial. Como a tendência das marés é fazer com que Mercúrio fique sempre voltado para o Sol, não há necessidade de hesitação ao aceitar o testemunho de que as marés produziram exatamente o resultado que sabemos ser possível delas.

Aqui nos despedimos do planeta Mercúrio — um objeto interessante e belo, que estimula nossa curiosidade intelectual, ao mesmo tempo em que escapa às nossas tentativas de conhecê-lo mais de perto. Há, no entanto, um ponto de conhecimento acessível que devemos mencionar como conclusão. É uma tarefa difícil, mas de modo algum impossível, pesar Mercúrio na balança celestial e determinar sua massa em comparação com os outros corpos do nosso sistema. Trata-se de uma operação delicada, mas que nos leva por alguns dos caminhos mais interessantes da descoberta astronômica. O peso do planeta, conforme determinado recentemente por Von Asten, é de aproximadamente um vigésimo quarto do peso da Terra, mas o resultado é mais incerto do que as determinações da massa de qualquer outro planeta maior.

CAPÍTULO VIII.
VÊNUS.
Interesse associado a este planeta — A inesperança de sua aparição — A estrela vespertina — Visibilidade durante o dia — Iluminada apenas pelo Sol — As fases de Vênus — Por que a meia-lua não é visível a olho nu — Variações no tamanho aparente do planeta — A rotação de Vênus — Semelhança de Vênus com a Terra — O trânsito de Vênus — Por que é de tão especial interesse — A escala do Sistema Solar — As órbitas da Terra e de Vênus não estão no mesmo plano — Recorrência dos trânsitos em pares — Aparência de Vênus em trânsito — Os trânsitos de 1874 e 1882 — Os trânsitos anteriores de 1631 e 1639 — As observações de Horrocks e Crabtree — O anúncio de Halley — Como a trajetória do planeta difere em diferentes lugares — Ilustrações da paralaxe — Viagem a Otaheite — O resultado de Encke — Valor provável da distância ao Sol — Observações em Dunsink do último trânsito de Vênus — A questão de uma atmosfera em Vênus — Outras determinações da distância ao Sol — Estatísticas sobre Vênus.

Por um motivo, poderia não ter sido inadequado começarmos nossa análise do sistema planetário com a descrição do planeta Vênus. Este corpo não se destaca especialmente por seu tamanho, pois existem outros planetas centenas de vezes maiores. A órbita de Vênus é, sem dúvida, maior que a de Mercúrio, mas é muito menor que a dos planetas externos. Vênus nem sequer possui aquele esplêndido séquito de corpos menores que confere tanta dignidade e interesse aos planetas poderosos do nosso sistema. No entanto, permanece o fato de que Vênus é incomparável entre todos os planetas. Não falamos agora apenas de corpos celestes vistos apenas pelo telescópio; referimo-nos à observação comum que permitiu detectar Vênus muito antes da invenção dos telescópios.

Quem não se encantou com a visão deste objeto glorioso? Ele não pode ser visto o tempo todo. Durante meses a fio, a estrela vespertina fica oculta aos olhos dos mortais. Suas belezas são ainda realçadas pelo capricho e pela incerteza que acompanham sua aparição. Não dizemos que haja algum capricho nos movimentos de Vênus, como sabem aqueles que consultam diligentemente seus almanaques. Os movimentos desse adorável planeta estão lá

Descrito com detalhes prosaicos, dificilmente em harmonia com o caráter geralmente atribuído à Deusa do Amor. Mas para aqueles que não dedicam atenção especial às estrelas, justamente a inesperança de seu aparecimento é um de seus maiores encantos. Vênus não foi notado, não foi lembrado, por muitos meses. É uma noite lindamente clara; o sol acaba de se pôr. O amante da natureza vira-se para admirar o pôr do sol, como todo amante da natureza faria. Na glória dourada do ocidente, vê-se uma joia deslumbrante brilhando; é a estrela da noite — o planeta Vênus. Algumas semanas depois, vê-se outro belo pôr do sol, e agora o planeta já não está mais como um ponto baixo no brilho ocidental; ele subiu alto acima do horizonte e continua sendo um objeto brilhante muito tempo após as sombras da noite caírem. Mais tarde ainda, Vênus alcança todo o seu brilho e esplendor. Todo o exército celeste — até mesmo Sírius e Júpiter — deve empalidecer diante do esplendor deslumbrante de Vênus, a rainha incomparável do firmamento.

Após semanas de esplendor, a altura de Vênus ao pôr do sol diminui, e seu brilho começa a declinar gradualmente. Ele desaparece, tornando-se invisível, e é esquecido pela grande maioria da humanidade; mas a deusa caprichosa apenas se moveu de um lado do céu para outro. Antes do sol nascer, a estrela da manhã será vista no leste. Seu brilho aumenta gradualmente, até rivalizar com a beleza da estrela da noite. Depois, o planeta volta a se aproximar do sol e permanece fora de vista por muitos meses, até que o mesmo ciclo de mudanças recomece, após um intervalo de um ano e sete meses.

Quando Vênus está no seu ponto mais brilhante, pode ser facilmente visto durante o dia, a olho nu. Esse espetáculo impressionante declara, de maneira inequívoca, a supremacia incomparável deste planeta em comparação com seus companheiros planetários e com as estrelas fixas. De fato, nesse momento Vênus é de quarenta a sessenta vezes mais brilhante do que qualquer objeto estelar nos céus do norte.

A bela estrela da noite costuma ser um objeto tão visível que, a princípio, pode parecer difícil perceber que ela não é autoluminescente. No entanto, é impossível duvidar de que o planeta seja na verdade apenas uma esfera escura, e, nesse aspecto, assemelha-se à nossa própria Terra. O brilho do planeta não é tão grande assim…

Muito maior do que o da Terra em um dia ensolarado. O esplendor de Vênus deriva inteiramente da luz refletida do Sol, da mesma maneira já explicada em relação à Lua.

Não podemos distinguir a forma característica em forma de crescente do planeta a olho nu, que mostra apenas um ponto brilhante pequeno demais para ter uma forma perceptível. Isso se deve a razões fisiológicas. Os mecanismos ópticos do olho formam uma imagem do planeta na retina, que é necessariamente muito pequena. Mesmo quando Vênus está mais próximo da Terra, o diâmetro do planeta forma um ângulo não muito maior que um minuto de arco. Na delicada membrana, a imagem de Vênus tem, portanto, um diâmetro de cerca de um sexto de milímetro. Por mais delicada que seja a retina, ela não é suficiente para perceber a forma de uma imagem tão minúscula. A estrutura nervosa, descrita como fonte da visão, é também muito grossa para captar os detalhes dessa pequena imagem. Por isso, a Vênus brilhante, a olho nu, aparece apenas como um ponto luminoso. A visão comum não consegue determinar sua forma; muito menos consegue revelar a verdadeira beleza de seu formato em forma de crescente.

Se o diâmetro de Vênus fosse várias vezes maior do que realmente é — se esse corpo fosse, por exemplo, do tamanho de Júpiter ou de algum outro grande planeta — então seu formato em forma de crescente poderia ser facilmente discernido a olho nu. É interessante especular sobre qual teria sido a história da astronomia se Vênus tivesse apenas o tamanho de Júpiter. Se todos pudessem ver seu formato em forma de crescente sem telescópio, então teria sido uma verdade elementar e quase óbvia que Vênus era um corpo escuro que orbitava ao redor do Sol. A analogia entre Vênus e nossa Terra teria sido imediatamente percebida; e a doutrina que só foi descoberta por Copérnico em tempos relativamente modernos poderia muito bem ter sido transmitida a nós juntamente com as outras descobertas provenientes das nações antigas do Oriente.

Fig. 43. Vênus, 29 de maio de 1889.
Talvez o desenho mais perfeito de Vênus já obtido até hoje seja aquele feito (Fig. 43) pelo professor E.E. Barnard, em 29 de maio de 1889, com um telescópio equatorial de 12 polegadas, no Observatório Lick. Para esse propósito e nessa ocasião, o professor Barnard considerou que esse telescópio era superior ao de 36 polegadas. As marcas mostradas parecem, sem dúvida, existir no planeta. Em 1897, o professor Barnard escreveu: “As circunstâncias em que este desenho foi feito são inesquecíveis para mim, pois nunca mais tive condições tão perfeitas para observar Vênus.”

Na Fig. 44, mostramos três vistas de Vênus sob diferentes aspectos. O planeta está muito mais próximo da Terra quando se vê a sua forma em crescente; nesse caso, parece fazer parte de um círculo muito maior do que aquele formado por Vênus quando está quase cheio. Este desenho mostra os diferentes aspectos do planeta em suas verdadeiras proporções relativas. É muito difícil perceber claramente qualquer coisa…

marcas na superfície brilhantemente iluminada. Às vezes, os observadores viram manchas ou outras características, e ocasionalmente as extremidades pontiagudas dos chifres eram irregulares, como se isso mostrasse que a superfície de Vênus não é lisa. Alguns observadores relataram ter visto manchas brancas nos polos de Vênus, que, até certo ponto, se assemelhavam às características mais visíveis do mesmo tipo que podem ser vistas em Marte.

Como é muito difícil ver quaisquer marcas em Vênus, ainda não somos capazes de dar uma resposta definitiva à importante questão sobre o período de rotação deste planeta em torno de seu eixo. Vários observadores, ao longo dos últimos duzentos anos, concluíram, com base em dados muito insuficientes, que Vênus rotacionava em cerca de vinte e três horas. Schiaparelli, de Milão, voltou sua atenção para este planeta em 1877 e notou uma tonalidade escura e duas manchas brilhantes, todas localizadas não muito longe da extremidade sul da meia-lua. Este astrônomo extremamente meticuloso observou essas marcas por três meses e constatou que não havia nenhuma mudança perceptível em sua posição. Isso era particularmente verdadeiro quando ele continuava sua observação por várias horas consecutivas. Esse fato parecia mostrar de forma conclusiva que Vênus não podia rotacionar em vinte e três horas, nem em nenhum outro período curto. Semana após semana, as manchas permaneceram inalteradas, até que Schiaparelli ficou convencido de que suas observações só podiam ser explicadas por um período de

rotação entre seis e nove meses. Ele concluiu naturalmente que o período era de 225 dias — ou seja, o período que Vênus leva para completar uma revolução ao redor do sol; em outras palavras, Vênus sempre vira a mesma face para o sol.

Esse resultado notável foi confirmado por observações feitas em Nice; mas foi vigorosamente questionado por vários observadores, que afirmam que seus próprios desenhos só podem concordar com um período aproximadamente igual ao da rotação da nossa própria Terra. No entanto, o resultado de Schiaparelli é bem sustentado pelas cartas do Sr. Lowell. Ele publicou vários desenhos de Vênus feitos com seu refrator de 24 polegadas, e constatou que a rotação ocorre no mesmo tempo que a revolução orbital do planeta, sendo o eixo de rotação perpendicular ao plano da órbita. As marcas vistas pelo Sr. Lowell eram longas e estreitas, e estavam sempre visíveis sempre que as condições atmosféricas eram razoavelmente boas.

Vimos que a lua gira de modo a manter sempre a mesma face voltada para a Terra. Agora vimos que os planetas Vênus e Mercúrio parecem girar de tal forma que mantêm sempre a mesma face voltada para o sol. Todos esses fenômenos são de grande interesse nos campos mais avançados da pesquisa astronômica. Eles não são meras coincidências. Eles surgem da ação das marés, de uma maneira que será explicada em um capítulo posterior.

Acontece que a nossa Terra e Vênus têm volumes quase iguais. A diferença é dificilmente perceptível, mas a Terra tem um diâmetro alguns quilômetros maior que o de Vênus. Há indícios da existência de uma atmosfera ao redor de Vênus, e as evidências obtidas com o espectróscopo mostram que há vapor d’água lá presente.

Se houver oxigênio na atmosfera de Vênus, então parece possível que possa haver vida nesse planeta, não essencialmente diferente em características de algumas formas de vida na Terra. Sem dúvida, o calor do sol em Vênus é muito maior do que o calor do sol que conhecemos.

Mas isso não é uma dificuldade insuperável. Atualmente, vemos na Terra vida em regiões muito quentes e vida em regiões muito frias. De fato, à medida que nos aproximamos do Equador, encontramos vida cada vez mais exuberante; portanto, se houver água na superfície de Vênus e se o oxigênio for um componente de sua atmosfera, podemos esperar encontrar nesse planeta uma vida tropical exuberante, talvez análoga, em alguns aspectos, à vida na Terra.

Em nossa descrição do planeta Mercúrio, bem como na breve descrição do planeta hipotético Vulcano, foi necessário fazer alusão aos fenômenos apresentados pelo trânsito de um planeta sobre a face do Sol. Tal evento é sempre de interesse para os astrônomos, especialmente no caso de Vênus. Nos últimos anos, tivemos a oportunidade de testemunhar duas dessas ocorrências raras. Talvez não seja exagero afirmar que os trânsitos de 1874 e 1882 receberam um grau de atenção nunca antes dado a qualquer fenômeno astronômico.

O trânsito de Vênus não pode ser descrito como um espetáculo muito impressionante ou belo. Não é nem de longe uma visão tão magnífica quanto a de um grande cometa ou um chuveiro de estrelas cadentes. Por que, então, ele é considerado de tanta importância científica? É porque o fenômeno nos ajuda a resolver um dos maiores problemas que já ocuparam a mente humana. Através do trânsito de Vênus, podemos determinar a escala na qual nosso sistema solar está estruturado. Realmente, este é um problema nobre. Vamos nos deter nele por um momento. No centro de nosso sistema está o Sol — uma esfera majestosa, mais de um milhão de vezes maior que a Terra. Ao redor do Sol orbitam os planetas, dos quais a Terra é apenas um. Existem centenas de planetas pequenos. Há alguns comparáveis à Terra; há outros que a superam em muito. Além dos planetas, existem outros corpos em nosso sistema. Muitos planetas são acompanhados por sistemas de luas em órbita. Existem centenas, talvez milhares, de cometas. Cada membro desse imenso conjunto move-se em uma órbita predeterminada ao redor do Sol, e juntos eles formam o sistema solar.

É relativamente fácil aprender as proporções deste sistema, medir as distâncias relativas dos planetas em relação ao sol e até mesmo os tamanhos relativos dos próprios planetas. No entanto, surgem dificuldades particulares quando tentamos determinar o tamanho real do sistema, bem como sua forma. É justamente esta última questão que o trânsito de Vênus nos oferece um método para resolver.

Observe, por exemplo, um mapa comum da Europa. Vemos os vários países representados com precisão; podemos identificar o curso dos rios; podemos dizer que a França é maior que a Inglaterra, e a Rússia maior que a França; mas, por mais perfeito que seja o mapa, algo mais é necessário antes que possamos ter uma concepção completa das dimensões do país. Precisamos conhecer a escala na qual o mapa foi desenhado. O mapa contém uma linha de referência com certas marcas nela. Essa linha serve para indicar a escala do mapa. Sua função é nos dizer que uma polegada no mapa corresponde a tantas milhas na superfície real. Sem essa escala, o mapa seria completamente inútil para muitos fins. Suponhamos que o consultemos para escolher uma rota de Londres para Viena: podemos ver imediatamente a direção a seguir e as várias cidades e países que devem ser atravessados; mas, a menos que consultemos a pequena escala no canto, o mapa não nos dirá quantas milhas terá a viagem.

Um mapa do sistema solar pode ser facilmente elaborado. Podemos desenhar nele as órbitas de alguns dos planetas e de seus satélites, e podemos incluir muitos cometas. Podemos atribuir aos planetas e às suas órbitas as proporções adequadas. Mas, para que o mapa seja realmente útil, algo mais é necessário. Precisamos da escala que nos indique quantos milhões de milhas no céu correspondem a uma polegada do mapa. É aqui que encontramos uma dificuldade. Existem, no entanto, várias maneiras de resolver o problema, embora todas sejam difíceis e trabalhosas. O método mais conhecido (embora longe de ser o melhor) é aquele apresentado durante o trânsito de Vênus. É nisso, então, que reside a importância deste evento raro. É um dos meios mais conhecidos para determinar a escala real na qual nosso sistema está estruturado. Observe a grande importância deste problema. Uma vez que a escala seja conhecida…

Uma vez que isso foi determinado, tudo fica conhecido. Sabemos o tamanho do Sol; sabemos a sua distância; sabemos o volume de Júpiter e as distâncias nas quais os seus satélites orbitam; sabemos as dimensões dos cometas e a distância a que eles se afastam durante as suas viagens; sabemos a velocidade das estrelas cadentes; e aprendemos a lição importante de que a nossa Terra é apenas um dos membros menores da família do Sol.

Como a órbita de Vênus está dentro da órbita da Terra, e como Vênus se move mais rapidamente do que a Terra, segue-se que a Terra é frequentemente ultrapassada por este planeta, e, no momento crítico, às vezes acontece de a Terra, o planeta e o Sol ficarem alinhados na mesma reta. Podemos então ver Vênus sobre a superfície do Sol, e esse é o fenômeno que chamamos de trânsito de Vênus. É, de fato, bastante claro que, se os três corpos estivessem exatamente alinhados, um observador na Terra, ao olhar para o planeta, veria-o destacado vividamente contra o brilhante fundo do Sol.

Considerando que a Terra é ultrapassada por Vênus a cada dezenove meses, poderia parecer que os trânsitos do planeta deveriam ocorrer com frequência correspondente. Não é o caso; o trânsito de Vênus é um fenômeno extremamente raro, e muitas vezes passam cem anos ou mais sem que ocorra nenhum. A raridade desses fenômenos decorre do fato de que a órbita do planeta está inclinada em relação ao plano da órbita terrestre; assim, durante metade da sua trajetória, Vênus fica acima do plano da órbita terrestre, e na outra metade, abaixo. Quando Vênus ultrapassa a Terra, a linha que vai da Terra a Vênus geralmente passará por cima ou por baixo do Sol. No entanto, se acontecer de Vênus ultrapassar a Terra no ponto ou perto do ponto em que o plano da órbita de Vênus atravessa o plano da órbita terrestre, então os três corpos estarão alinhados, e haverá um trânsito de Vênus. A raridade da ocorrência de um trânsito não precisa mais ser um mistério. A Terra passa por uma das posições críticas a cada dezembro, e pela outra a cada junho. Se acontecer de a conjunção de Vênus ocorrer em ou perto de 6 de junho ou 7 de dezembro, então haverá um trânsito de Vênus nessa conjunção, mas em nenhuma outra circunstância.

A lei mais notável em relação à repetição do fenômeno é o bem conhecido intervalo de oito anos. Os trânsitos podem ser agrupados todos em pares, sendo que os dois trânsitos de cada par são separados por um intervalo de oito anos. Por exemplo, um trânsito de Vênus ocorreu em 1761 e novamente em 1769. Não houve mais trânsitos até os observados em 1874 e 1882. Em seguida, surge outro longo intervalo, pois outro trânsito só acontecerá em 2004, mas será seguido por outro em 2012.

Esse arranjo dos trânsitos em pares permite uma explicação muito simples. Acontece que o período periódico de Vênus tem uma relação notável com o período periódico da Terra. O planeta completa treze revoluções ao redor do Sol em praticamente o mesmo tempo que a Terra leva para completar oito revoluções. Portanto, se Vênus e a Terra estiverem alinhados com o Sol em 1874, então, oito anos depois, a Terra estará novamente no mesmo lugar; e Vênus também, pois acabou de completar treze revoluções. Como um trânsito de Vênus já ocorreu na primeira ocasião, um trânsito deve ocorrer também na segunda.

No entanto, não se deve supor que, a cada oito anos, os planetas voltem a ocupar a mesma posição com precisão suficiente para que ocorra regularmente um intervalo de oito anos entre os trânsitos. É apenas aproximadamente verdadeiro que treze revoluções de Vênus coincidem com oito revoluções da Terra. Cada recorrência dessa conjunção acontece em uma posição ligeiramente diferente dos planetas, de modo que, quando os dois planetas se reuniram novamente em 1890, o ponto de conjunção estava tão distante do ponto crítico que a linha que vai da Terra a Vênus não interceptou o Sol. Assim, embora Vênus tenha passado muito perto do Sol, nenhum trânsito ocorreu.

A Figura 45 representa o trânsito de Vênus em 1874. Ela foi tirada de uma fotografia obtida durante o evento por M. Janssen. Seu telescópio foi direcionado para o Sol durante os minutos cruciais em que o trânsito ocorreu, e assim uma imagem do Sol foi registrada na placa fotográfica colocada no telescópio. O círculo mais claro representa o disco do Sol. Nessa

No disco vemos a imagem redonda e nítida de Vênus, que mostra a aparência característica do planeta durante o transito. As únicas outras características que podem ser observadas são algumas manchas solares, mostradas de forma bastante fraca, e uma rede de linhas marcadas em uma placa de vidro ao longo do campo de visão do telescópio, para facilitar as medições.

O esboço adjunto (Fig. 46) mostra o percurso que o planeta seguiu em sua passagem pelo sol nas duas ocasiões de 1874 e 1882. Nossa geração teve a sorte de testemunhar essas duas ocorrências indicadas nesta imagem. O círculo branco denota o disco do sol; o planeta invade a superfície branca e, inicialmente, parece um pedaço arrancado da borda do sol. Gradualmente, a mancha preta avança à frente do sol, até que, após quase meia hora, o disco preto se torna completamente visível. Lentamente…

O planeta atravessa o céu, seguido por centenas de telescópios de todas as regiões acessíveis do globo, de onde o fenômeno é visível, até que, finalmente, ao longo de algumas horas, ele aparece do outro lado.

Será útil fazer uma breve retrospectiva dos diferentes trânsitos de Vênus dos quais existem registros históricos. Eles não são numerosos. Centenas de tais fenômenos ocorreram desde que o homem chegou à Terra. Só com a aproximação do ano de 1631 é que a atenção começou a ser direcionada para o assunto, embora o trânsito que, sem dúvida, ocorreu naquele ano não tenha sido percebido por ninguém. O sucesso de Gassendi em observar o trânsito de Mercúrio, ao qual nos referimos no capítulo anterior, levou-o a esperar ter a mesma sorte ao observar o trânsito de Vênus, que Kepler também havia previsto. Gassendi observou o sol nos dias 4, 5 e 6 de dezembro. Observou-o novamente no dia 7, mas não viu nenhum sinal do planeta. Agora conhecemos o motivo: o trânsito de Vênus ocorreu durante a noite, entre o 6 e o 7, e, portanto, deve ter ficado invisível aos observadores europeus.

Kepler não percebeu que outro trânsito ocorreria em 1639. Essa descoberta foi feita por outro astrônomo, e é com ela que se pode dizer que começa a história desse assunto. Foi a primeira vez que o fenômeno foi realmente observado; nem mesmo muitas pessoas o viram naquela ocasião. Pelo que se sabe, apenas duas pessoas o testemunharam.

Um jovem e entusiasta astrônomo inglês, chamado Horrocks, realizou alguns cálculos sobre os movimentos de Vênus. Ele descobriu que o trânsito de Vênus se repetiria em 1639 e preparou-se para verificar esse fato. O sol nasceu brilhante na manhã daquele dia — que por acaso era um domingo. A profissão de clérigo, que Horrocks exercia, entrou em conflito com seus desejos como astrônomo. Ele nos conta que, às nove horas, foi chamado para cuidar de assuntos de extrema importância — referindo-se, sem dúvida, a suas obrigações oficiais; mas o serviço foi rapidamente concluído, e pouco antes das dez ele estava novamente de vigia, apenas para encontrar o brilhante disco solar sem nenhuma característica incomum.

com uma mancha, mas nada que pudesse ser confundido com um planeta. Mais uma vez, ao meio-dia, houve uma interrupção; ele foi à igreja, mas voltou às uma da tarde. Esses também não foram os únicos obstáculos às suas observações. O sol estava mais ou menos nublado durante parte do dia. No entanto, às três e quinze da tarde, seu trabalho clerical terminou; as nuvens se dispersaram, e ele retomou suas observações. Para sua grande alegria, viu então no sol a mancha redonda e escura, que foi imediatamente identificada como o planeta Vênus. As observações não puderam durar muito; era pleno inverno, e o sol se punha rapidamente. Apenas meia hora estava disponível, mas ele havia feito preparativos tão cuidadosos com antecedência que isso foi suficiente para lhe permitir obter algumas medições valiosas.

Horrocks já havia informado seu amigo, William Crabtree, sobre o evento iminente. Crabtree, portanto, ficou atento e conseguiu ver o trânsito; uma imagem impressionante da famosa observação de Crabtree está mostrada em um dos belos afrescos na Câmara Municipal.

Manchester. Mas Horrocks não comunicou essa informação a mais ninguém; como ele diz: “Espero ser perdoado por não ter informado os outros meus amigos sobre o fenômeno esperado, pois a maioria deles pouco se importa com coisas desse tipo, preferindo, para dizer o mínimo, seus falcões e cães de caça; e, embora a Inglaterra não esteja desprovida de admiradores da astronomia, alguns dos quais conheço, não consegui transmitir-lhes essa notícia agradável, já que eu mesmo tinha tido tão pouca informação a respeito.”

Só muito tempo depois é que se compreendeu a importância total do trânsito de Vênus. Quase um século se passou antes que o grande astrônomo Halley (1656–1742) chamasse a atenção para o assunto. O próximo trânsito ocorreria em 1761, e quarenta e cinco anos antes desse evento, Halley explicou seu famoso método para determinar a distância do Sol por meio do trânsito de Vênus.[15] Naquela época, ele tinha sessenta anos; não podia esperar viver o suficiente para testemunhar esse evento; mas, em palavras nobres, ele levantou o problema à atenção dos eruditos, dirigindo-se assim à Sociedade Real de Londres: “E é isso que agora desejo apresentar a esta ilustre sociedade, que prevejo continuará por eras, para que eu possa explicar antecipadamente aos jovens astrônomos, que talvez vivam o suficiente para observar essas coisas, um método pelo qual a imensa distância do Sol pode ser verdadeiramente determinada.... Portanto, recomendo repetidamente àqueles astrônomos curiosos que, quando eu morrer, terão a oportunidade de observar essas coisas, que se lembrem deste meu conselho e se esforcem diligentemente com todas as suas forças para fazer as observações, e desejo sinceramente a eles todo o sucesso imaginável — primeiro, para que não sejam privados dessa visão tão desejável devido à obscuridade prematura de um céu nublado, e depois, para que, ao determinarem com maior precisão as magnitudes das órbitas planetárias, isso contribua para sua fama e glória imortais.” Halley viveu até uma idade avançada, mas morreu dezenove anos antes do trânsito ocorrer.

O estudante de astronomia que deseja saber como o trânsito de Vênus permitirá determinar a distância do Sol deve se preparar para enfrentar um problema geométrico de não pequena complexidade. Não podemos fornecer detalhes sobre o assunto.

seria necessário para uma explicação completa. Tudo o que podemos tentar é apresentar um relato geral do método, suficiente para que o leitor perceba que o trânsito de Vênus realmente contém todos os elementos necessários para a solução do problema.

Devemos primeiro explicar claramente o conceito conhecido pelos astrônomos como paralaxe; pois é por meio da paralaxe que se deve determinar a distância do Sol, ou, de fato, a distância de qualquer outro corpo celeste. Vamos usar uma ilustração simples. Fique perto de uma janela de onde possa observar prédios, árvores, nuvens ou quaisquer objetos distantes. Coloque uma tira fina de papel verticalmente no meio de uma das vidraças. Feche o olho direito e, com o olho esquerdo, anote a posição da tira de papel em relação aos objetos ao fundo. Em seguida, mantendo-se na mesma posição, feche o olho esquerdo e observe novamente a posição da tira de papel com o olho direito. Você verá que a posição da tira de papel em relação aos objetos ao fundo mudou. Quando estou sentado no meu escritório e olho pela janela, vejo, com o olho direito, uma tira de papel à frente de um certo galho de árvore a algumas centenas de metros de distância; com o olho esquerdo, a tira de papel não está mais à frente desse galho, tendo se movido para uma posição perto do contorno da árvore. Esse deslocamento aparente da tira de papel em relação ao fundo distante é o que se chama de paralaxe.

Aproxime-se mais da janela e repita a observação; você verá que o deslocamento aparente da tira aumenta. Afaste-se da janela, e o deslocamento diminui. Vá para o outro lado do cômodo: o deslocamento é muito menor, embora provavelmente ainda visível. Assim, vemos que a mudança na posição aparente da tira de papel, vista com o olho direito ou com o olho esquerdo, varia conforme a distância muda; mas ela varia de maneira oposta à distância, pois, à medida que uma aumenta, a outra diminui. Podemos, portanto, associar a cada distância específica um deslocamento correspondente. A partir disso, será fácil concluir que, se tivermos meios de medir a magnitude do deslocamento, então teremos meios de calcular a distância do observador até a janela.

É esse princípio, aplicado em escala gigantesca, que nos permite medir as distâncias dos corpos celestes. Vejamos, por exemplo, o planeta Vênus; que ele corresponda à faixa de papel, e que o sol, no qual Vênus é visto em trânsito, seja o fundo. Em vez dos dois olhos do observador, colocamos agora dois observatórios em regiões distantes da Terra; observamos Vênus de um observatório e de outro; medimos a quantidade de deslocamento e, a partir disso, calculamos a distância do planeta. Tudo depende, então, dos meios que temos para medir o deslocamento de Vênus visto das duas estações diferentes. Existem várias maneiras de fazer isso, mas a mais simples é a proposta originalmente por Halley.

Do observatório em a, Vênus parece seguir a trajetória superior das duas mostradas na figura adjunta (Fig. 47). Do observatório em b, segue-se a trajetória inferior, e cabe a nós medir a distância entre as duas trajetórias. Isso pode ser feito de várias maneiras. Suponhamos que o observador em a anote o tempo que Vênus leva para atravessar o disco, e que observações semelhantes sejam feitas em b. Como a trajetória vista de b é maior, deve-se concluir que o tempo observado em b será maior do que o em a. Quando as observações dos diferentes hemisférios são comparadas, os tempos observados permitem calcular os comprimentos das trajetórias. Sabendo-se esses comprimentos, determina-se sua posição no disco circular do sol, e assim fica apurada a quantidade de deslocamento de Vênus em trânsito. É assim que se mede a distância de Vênus e se conhece a escala do sistema solar.

Os dois trânsitos aos quais se referiram as pesquisas memoráveis de Halley ocorreram nos anos de 1761 e 1769. Os resultados do primeiro não foram muito satisfatórios, apesar do trabalho árduo daqueles que realizaram as observações. O trânsito de 1769 é de especial interesse, não apenas para a determinação da distância do sol, mas também porque deu origem à primeira das célebres viagens do Capitão Cook. Foi para ver o trânsito de Vênus que o Capitão Cook foi encarregado de navegar até Otaheite, e lá, em 3 de junho, num dia esplêndido naquele clima exuberante, o fenômeno

Foi cuidadosamente observado e medido por diferentes observadores. Simultaneamente a essas observações, outras foram obtidas na Europa e em outros lugares, e, a partir da combinação de todas as observações, foi adquirido um conhecimento aproximado da distância do Sol. A Figura 47 ilustra a observação do trânsito de Vênus a partir de duas localidades na Terra, a e b. A discussão mais completa dessas observações, no entanto, só ocorreu algum tempo depois. Só em 1824 é que o ilustre Encke calculou a distância do Sol, dando como resultado definitivo 95.000.000 de milhas. Por muitos anos, esse número foi invariavelmente adotado, e muitos da geração atual se lembram de terem aprendido, em seus tempos de escola, que o Sol estava a 95.000.000 de milhas de distância. Por fim, começaram a surgir dúvidas quanto à precisão desse resultado. Essas dúvidas surgiram em diferentes lugares e foram apresentadas com diferentes graus de importância; mas todas apontavam para uma mesma direção: todas indicavam que a distância do Sol não era realmente tão grande quanto o resultado obtido por Encke. Deve-se lembrar que existem várias maneiras de determinar a distância do Sol.

E será nosso dever mencionar alguns outros métodos mais adiante. Foi constatado que o resultado obtido por Encke a partir das observações feitas em 1761 e 1769, com instrumentos inferiores aos nossos atuais, era excessivo, e que a distância do sol pode provavelmente ser agora estimada em 92.000.000 de milhas.

Arrisco-me a registrar nossa experiência pessoal com o último trânsito de Vênus, que tivemos a sorte de observar do Observatório Dunsink na tarde de 6 de dezembro de 1882.

A manhã daquele dia marcante parecia ser tão desfavorável para um espetáculo astronômico grandioso quanto se poderia imaginar. Neve, com alguns centímetros de espessura, cobria o chão, e mais neve caía, sem interrupção, durante toda a manhã. Parecia quase impossível obter uma visão do fenômeno daquele observatório; mas, em tais casos, é bom lembrar a instrução dada aos observadores durante uma famosa expedição para observar um eclipse. Eles foram orientados, independentemente das condições climáticas, a fazer todos os preparativos exatamente como fariam se o sol brilhasse com todo seu esplendor. Sem dúvida, muitos observadores se beneficiaram desse conselho; e nós o seguimos, com grande sucesso.

Naquela época, havia no observatório dois telescópios equatoriais: um deles era um instrumento antigo, mas ainda razoavelmente bom, com abertura de cerca de seis polegadas; o outro era o grande telescópio equatorial do Sul, com abertura de doze polegadas, já mencionado anteriormente. Às onze horas, a situação parecia pior do que nunca; mas imediatamente começamos a fazer todos os preparativos. Coloquei o Sr. Rambaut ao comando do pequeno telescópio equatorial, enquanto eu mesmo assumi o controle do telescópio do Sul. A neve continuava caindo quando as cúpulas foram abertas; mas, de acordo com o plano pré-estabelecido, os telescópios foram direcionados, não para o sol propriamente dito, mas para o local onde sabíamos que o sol estava, e o mecanismo foi acionado para fazer com que os telescópios continuassem sempre apontando para o sol invisível. O horário previsto para o trânsito ainda não havia chegado.

O ocular utilizado no equatorial sul também precisa receber uma breve explicação. É óbvio, claro, que o brilho intenso do sol precisa ser consideravelmente atenuado antes que os olhos possam vê-lo sem problemas. A luz do sol incide sobre um pedaço de vidro transparente inclinado em um determinado ângulo; a maior parte do calor do sol, bem como uma certa quantidade de sua luz, passa pelo vidro e se perde. No entanto, uma fração da luz é refletida pelo vidro e entra no ocular. Essa luz já está muito mais fraca em intensidade, mas pode ser ainda mais reduzida por meio de um mecanismo engenhoso. O vidro que reflete a luz faz isso no chamado ângulo de polarização; entre o ocular e o olho existe uma placa de turmalina. Essa placa de turmalina pode ser girada pelo observador. Em uma posição, ela quase não interfere na luz polarizada, enquanto, na posição perpendicular, ela bloqueia quase toda a luz. Ao ajustar simplesmente a posição da turmalina, o observador consegue tornar a imagem da qualquer brilho que seja conveniente, permitindo assim que as observações do sol sejam feitas com o grau adequado de iluminação.

Mas, nessa ocasião, tais dispositivos pareciam ser meras farsas. A turmalina estava pronta, mas até as uma hora não era possível ver nenhum sinal do sol. Pouco depois das uma hora, porém, percebemos que o dia estava ficando mais claro; e, ao olhar para o norte, de onde vinham o vento e a neve, vimos, para nossa imensa alegria, que as nuvens estavam se dissipando. Por fim, o céu ao sul começou a melhorar, e, finalmente, à medida que o momento crítico se aproximava, conseguimos detectar o local onde o sol começava a ficar visível. Mas o momento previsto chegou e passou, e o sol ainda não havia rompido as nuvens, embora a certeza de que isso aconteceria ficasse cada vez mais evidente. Portanto, o contato externo não foi realizado. Tentamos nos consolar pensando que aquela não era, afinal, uma fase muito importante, e esperávamos que o contato interno fosse mais bem-sucedido.

Por fim, os feixes de luz conseguiram penetrar a obstrução, e eu vi o disco redondo e nítido do sol no visor; olhei ansiosamente para aquele ponto.

sobre o qual a atenção estava concentrada. Já haviam se passado alguns minutos desde o momento previsto para o primeiro contato, e, para minha alegria, vi a pequena fenda na borda do sol, indicando que o trânsito já havia começado e que o planeta estava então em um terço sobre o sol. Mas o momento crítico ainda não havia chegado. Com a expressão “primeiro contato interno” queremos nos referir ao momento em que o planeta entra completamente sobre o sol. Esse primeiro contato estava programado para ocorrer vinte e um minutos depois do contato externo já mencionado. Mas as nuvens mais uma vez frustraram nossa esperança de ver o contato interno. Enquanto observava atentamente aquela cena extremamente bela do avanço gradual do planeta, percebi que havia outros objetos entre mim e o sol. Eram os flocos de neve, que novamente começaram a cair rapidamente. Devo admitir que o fenômeno era singularmente belo. O efeito telescópico de uma tempestade de neve com o sol como pano de fundo eu nunca tinha visto antes. Isso me lembrou da “chuva dourada” que às vezes é vista caindo de foguetes durante espetáculos pirotécnicos; eu teria preferido não presenciar esse espetáculo, pois isso significava necessariamente que o sol e Vênus desapareceriam novamente de vista. As nuvens se acumularam, a tempestade de neve caiu com a mesma intensidade de sempre, e mal ousávamos esperar ver algo mais; 1 hora e 57 minutos se passaram, o primeiro contato interno terminou, e Vênus havia entrado completamente sobre o sol. Tínhamos tido apenas uma visão breve, e ainda não tínhamos conseguido fazer nenhuma medição ou outra observação útil. Ainda assim, ter visto, mesmo que fosse apenas parte do trânsito de Vênus, é um evento digno de ser lembrado por toda a vida, e sentimos uma alegria difícil de expressar mesmo diante desse pequeno sucesso.

Mas havia coisas melhores por vir. Meu assistente veio com o relatório de que também havia conseguido ver Vênus na mesma fase que eu. Ambos retomamos nossos postos, e às duas e meia as nuvens começaram a se dispersar, e as perspectivas de ver o sol melhoraram. Agora não se tratava mais de observações relacionadas ao contato. Nesse momento, Vênus já estava bem sobre o sol, e portanto preparamo-nos para fazer observações com o micrômetro acoplado ao ocular. Finalmente, as nuvens se dispersaram, e às

Desta vez, Vênus havia entrado tão completamente no Sol que a distância entre a borda do planeta e a borda do Sol era aproximadamente o dobro do diâmetro do planeta. Medimos a distância da borda interna de Vênus em relação à extremidade mais próxima do Sol. Essas observações foram repetidas com a maior frequência possível, mas deve-se acrescentar que elas só puderam ser feitas com grande dificuldade. O Sol estava agora muito baixo, e as bordas do Sol e de Vênus não tinham, de forma alguma, aquela característica estável necessária para medições micrométricas. A margem do Sol tremulava, e Vênus, embora sem dúvida às vezes fosse circular, ficava frequentemente distorcido a tal ponto que tornava as medições muito incertas.

Conseguimos obter um total de dezesseis medições; mas o Sol já estava se pondo, as nuvens começaram a interferir novamente, e percebemos que a observação do trânsito deveria ser deixada para os milhares de astrônomos em climas mais favoráveis que aguardavam ansiosamente por isso. Mas, antes que o fenômeno terminasse, reservei alguns minutos do trabalho um tanto mecânico com o micrômetro para observar o trânsito na forma mais pitoresca que o grande campo do visor oferecia. O Sol já começava a adquirir as tonalidades avermelhadas do pôr do sol, e ali, bem no seu centro, estava o disco negro, redondo e nítido de Vênus. Era então fácil simpatizar com a imensa alegria de Horrocks, quando, em 1639, ele testemunhou esse espetáculo pela primeira vez. O interesse intrínseco do fenômeno, sua raridade, o cumprimento da previsão e o nobre problema que o trânsito de Vênus nos ajuda a resolver estão todos presentes em nossos pensamentos ao contemplarmos essa imagem encantadora, cuja repetição só ocorrerá novamente quando as flores florescerem no mês de junho do ano 2004.

A ocasião de um trânsito de Vênus também oferece uma oportunidade para estudar a natureza física do planeta, e podemos aqui indicar brevemente os resultados obtidos. Em primeiro lugar, um trânsito pode esclarecer a questão de saber se Vênus é acompanhado por um satélite. Se Vênus tivesse um pequeno corpo em proximidade, seria concebível que, em circunstâncias normais, o brilho do planeta ofuscasse o fraco feixe de raios proveniente desse companheiro minúsculo.

E assim, o satélite permaneceria desconhecido. Portanto, era de grande interesse examinar as proximidades do planeta durante o trânsito. Se existisse um satélite – e a existência de um ou mais desses corpos já foi frequentemente suspeitada – então ele seria capaz de ser detectado contra o brilhante fundo do sol. Atenção especial foi dada a esse ponto durante os trânsitos recentes, mas nenhum satélite de Vênus foi encontrado. Parece, portanto, muito improvável que Vênus tenha algum companheiro celeste de dimensões consideráveis.

As observações direcionadas à investigação da atmosfera que envolve Vênus tiveram mais sucesso. Se o planeta estivesse desprovido de atmosfera, então ele seria totalmente invisível logo antes de começar a entrar em contato com o sol, e voltaria a ficar totalmente invisível assim que deixasse o sol. As observações feitas durante os trânsitos não estão de acordo com tais suposições. Atenção especial foi dada a esse ponto durante os trânsitos recentes. O resultado foi muito notável e provou, de maneira conclusiva, a existência de uma atmosfera ao redor de Vênus. À medida que o planeta se afastava gradualmente do sol, viu-se que a borda circular do planeta, que se estendia para a escuridão, era delimitada por um arco circular de luz. O Dr. Copeland, que observou esse trânsito em condições muito favoráveis, conseguiu realmente seguir o planeta até que ele passasse completamente para longe do sol; nesse momento, o planeta, embora invisível em si mesmo, era claramente marcado pelo cinto de luz que o cercava. Esse círculo luminoso só pode ser explicado pela suposição de que o globo de Vênus é cercado por uma camada atmosférica, da mesma forma que a Terra.

Pode-se perguntar: qual é a vantagem de dedicar tanto tempo e esforço a um fenômeno celestial como o trânsito de Vênus, que tem tão pouco impacto nas questões práticas? Qual importância tem o fato de o sol estar a 95.000.000 de milhas de distância, ou apenas a 93.000.000, ou qualquer outra distância? Devemos admitir imediatamente que essa investigação tem pouca relação com questões de utilidade prática. Sem dúvida, uma pessoa fantasiosa poderia argumentar que, para calcular nossos almanaques náuticos com perfeita precisão, precisamos de…

conhecimento preciso da distância do sol. Nosso vasto comércio depende de uma navegação hábil, e um fator necessário para o sucesso é a confiabilidade do “Almanaque Náutico”. Portanto, o aperfeiçoamento contínuo do almanaque deve estar relacionado ao aperfeiçoamento da navegação. Como boas autoridades nos dizem que, ao tentar chegar a um porto em uma noite tempestuosa ou em outras emergências críticas, até mesmo um metro de distância no mar costuma ser de grande importância, pode-se supor que seja justamente a influência ínfima do trânsito de Vênus no “Almanaque Náutico” que garante a segurança de um navio.

Mas o tempo, o trabalho e o dinheiro gastos na observação do trânsito de Vênus devem ser justificados por motivos completamente diferentes. Vemos nele uma fonte valiosa de informações. Ele nos informa a distância do sol, que é a base de todas as grandes medições do universo. Satisfaz a curiosidade intelectual do homem ao mostrar as verdadeiras dimensões do majestoso sistema solar, no qual a Terra desempenha um papel digno, embora ainda subordinado; além disso, nos leva a compreender a escala impressionante na qual o universo foi construído.

Não é possível, tendo em conta os limites deste volume, prolongar ainda mais nossa discussão sobre o trânsito de Vênus. Ao começarmos a estudar os detalhes das observações, deparamo-nos imediatamente com uma infinidade de questões técnicas e complexas. Infelizmente, existem grandes dificuldades para realizar as observações com a precisão necessária. Os momentos em que Vênus entra e sai do disco solar não podem ser observados com muita precisão, em parte devido a uma ilusão ótica conhecida como “a gota preta”, pela qual Vênus parece permanecer agarrado à borda do sol por vários segundos, e em parte devido à influência da atmosfera do planeta, que contribui para tornar incerto o tempo de contato observado. Essas circunstâncias dificultam a determinação da distância do sol a partir das observações dos trânsitos de Vênus, com a precisão exigida pela ciência moderna. Parece, portanto, provável que a determinação final da distância do sol seja obtida por meio de um método completamente diferente. Isso será explicado

No Capítulo XI, e por isso sentimos menos relutância em deixar de lado qualquer aspecto relacionado ao trânsito de Vênus como método de levantamento celeste.

Agora devemos encerrar nossa descrição deste adorável planeta; mas antes disso, vamos acrescentar – ou, em alguns casos, repetir – alguns fatos estatísticos sobre o tamanho e as dimensões do planeta e de sua órbita.

O diâmetro de Vênus é de aproximadamente 7.660 milhas, e o planeta não apresenta desvios significativos em relação à forma esférica, embora dificilmente possamos duvidar de que seu diâmetro polar seja realmente um pouco menor que o diâmetro equatorial. Esse diâmetro é apenas cerca de 258 milhas menor que o da Terra. A massa de Vênus é de aproximadamente três quartos da massa da Terra; ou, se, como é mais comum, compararmos a massa de Vênus com a do Sol, ela pode ser representada pela fração 1 dividida por 425.000. Vale ressaltar que a massa de Vênus não é tão grande em comparação com seu volume quanto se poderia esperar. A densidade deste planeta é de aproximadamente 0,850 da densidade da Terra. Vênus teria um peso 4,81 vezes maior do que uma esfera de água do mesmo tamanho. A gravidade em sua superfície será, em pequena medida, menor do que a gravidade na superfície da Terra. Um corpo aqui cairia 16 pés por segundo; um corpo deixado cair na superfície de Vênus cairia cerca de 3 pés a menos. Não parece improvável que o tempo de rotação de Vênus seja igual ao período de sua revolução ao redor do Sol.

A órbita de Vênus é notável pelo fato de estar muito próxima de ser circular. A maior distância deste planeta do Sol não excede em 1% a menor distância. Sua distância média do Sol é de aproximadamente 67.000.000 de milhas, e o movimento em torno do Sol ocorre a uma velocidade média de quase 22 milhas por segundo, sendo que toda a viagem é completada em 224,70 dias.

CAPÍTULO IX.
A TERRA.

A Terra é um grande globo — Como se mede o tamanho da Terra — A linha de base — A latitude obtida pela elevação do polo — Um grau do meridiano — A Terra não é uma esfera — O experimento com o pêndulo — O movimento da Terra é lento ou rápido? — Coincidência do eixo de rotação e do eixo de simetria — A existência de calor na Terra — A Terra já esteve em estado mole — Efeitos da força centrífuga — Comparação com o Sol e Júpiter — A protuberância do equador — O peso da Terra — Comparação entre o peso da Terra e um globo de água do mesmo tamanho — Comparação da Terra com um globo de chumbo — O pêndulo — Uso do pêndulo para medir a intensidade da gravitação — O princípio do isocronismo — Forma da Terra medida pelo pêndulo.

Que a Terra deve ser um corpo redondo é uma verdade que é imediatamente sugerida por simples considerações astronômicas. O Sol é redondo, a Lua é redonda, e os telescópios mostram que os planetas também são redondos. Sem dúvida, os cometas não são redondos, mas então um cometa parece, de forma alguma, ser um corpo sólido. Podemos ver através desses objetos frágeis, e seu peso é muito pequeno para que nossos métodos de medição possam detectá-lo. Se, portanto, todos os corpos sólidos que podemos ver são globos redondos, não é provável que a Terra também seja um globo? Mas temos informações muito mais diretas do que meras suposições.

Não há maneira melhor de ver, de fato, que a superfície do oceano é curva do que observando um navio distante no mar aberto. Quando o navio está bem longe e continua se afastando, seu casco irá desaparecer gradualmente, enquanto os mastros permanecerão visíveis. Em um dia ensolarado de verão, podemos frequentemente ver o topo do funil de um navio a vapor acima do mar, enquanto o corpo do navio fica abaixo. Para ver isso melhor, o olho deve ser colocado o mais próximo possível da superfície do mar. Se o mar fosse perfeitamente plano, nada impediria a visão do corpo do navio, e ele estaria visível enquanto o funil permanecesse visível. Se o mar for realmente curvo, a parte protuberante bloqueia a visão do casco, enquanto o funil ainda pode ser visto.

Assim, aprendemos como o mar é curvo em todas as partes, e por isso é natural supor que a Terra seja uma esfera. Quando fazemos medições mais precisas, descobrimos que o globo não é perfeitamente redondo. Ele é achatado até certo ponto em cada um dos polos. Isso pode ser facilmente ilustrado por um…

Bola de borracha indiana, que pode ser comprimida em dois lados opostos de modo a se projetar para fora no centro. A Terra é igualmente achatada nos polos e se projeta para fora no equador. No entanto, a divergência da Terra em relação à forma verdadeiramente esférica não é muito grande, e não seria perceptível sem medições muito precisas.

A determinação do tamanho da Terra envolve operações de grande delicadeza. Muita habilidade e muito trabalho foram dedicados a esse trabalho, e as dimensões da Terra são conhecidas com alto grau de precisão, embora talvez não com toda a precisão que poderíamos esperar alcançar. A importância científica de uma medição precisa da Terra dificilmente pode ser superestimada. O raio da Terra é, por si só, a unidade na qual muitas outras grandezas astronômicas são expressas. Por exemplo, quando se fazem observações com o objetivo de determinar a distância da Lua, essas observações, após análise, indicam que a distância da Lua é igual a cinquenta e nove vezes o raio equatorial da Terra. Se quisermos encontrar a distância da Lua em milhas, precisamos saber quantas milhas há no raio da Terra.

Depois de escolher uma área plana na superfície terrestre, mede-se uma linha com alguns quilômetros de comprimento. Isso é chamado de base, e como todas as medidas subsequentes dependem, em última análise, dessa base, é necessário que essa medição seja feita com extrema precisão. Medir uma linha de quatro ou cinco quilômetros de comprimento com tal precisão que se excluam erros maiores que alguns centímetros exige as mais meticulosas precauções. Não entraremos agora na descrição das operações necessárias. É um trabalho extremamente laborioso, e muitos volumes volumosos foram dedicados à discussão dos resultados. Mas, quando algumas linhas de base são obtidas em diferentes locais na superfície terrestre, as varas de medição devem ser deixadas de lado, e a tarefa subsequente de levantamento da Terra deve ser realizada pela medição de ângulos de um ponto a outro e por cálculos trigonométricos baseados nisso. Partindo de uma linha de base com alguns quilômetros de comprimento, calculam-se distâncias maiores, até que, finalmente, sejam alcançados trechos de 100 milhas.

pode ser alcançado um comprimento maior, ou até mesmo ainda maior. Assim, é possível determinar o comprimento de uma linha longa que se estende de norte a sul.

Até agora, o trabalho foi apenas o do topógrafo terrestre. A distância assim determinada é entregue ao astrônomo para que ele possa deduzir, a partir dela, as dimensões da Terra. O astrônomo instala seu observatório na extremidade norte dessa linha longa e procede a determinar sua latitude por meio de observações. Existem várias maneiras de fazer isso. Elas serão descritas em detalhes em obras sobre astronomia prática. Aqui, indicaremos apenas de forma muito breve o princípio segundo o qual tais observações devem ser feitas.

Todos deveriam estar familiarizados com a Estrela Polar, que, embora de forma alguma a mais brilhante, é provavelmente a estrela mais importante de todo o céu. Nessas latitudes, estamos acostumados a encontrar a Estrela Polar a uma elevação considerável, e lá sempre a encontramos, sempre no mesmo lugar no céu do norte. Mas suponhamos que iniciemos uma viagem para o hemisfério sul: à medida que nos aproximamos do equador, descobrimos, noite após noite, que a Estrela Polar se aproxima cada vez mais do horizonte. No equador, ela está no horizonte; enquanto, se cruzarmos essa linha, ao entrarmos no hemisfério sul, descobrimos que esse útil corpo celeste tornou-se invisível. Isso, por si só, já é suficiente para nos mostrar que a Terra não pode ser uma superfície plana, como parece indicar a experiência superficial.

Por outro lado, um viajante que parte da Inglaterra para a Noruega observa que a Estrela Polar fica cada noite mais alta no céu do que ele estava acostumado a vê-la. Se ele continuar sua jornada mais para o norte, o mesmo objeto continuará subindo cada vez mais alto, até que, finalmente, ao se aproximar do polo da Terra, a Estrela Polar esteja bem acima de sua cabeça. Isso nos leva a perceber que, quanto maior for nossa latitude, maior, em geral, será a elevação da Estrela Polar. Mas não podemos usar linguagem precisa até substituirmos esse ponto cintilante pelo próprio polo do céu. O polo do céu está próximo à Estrela Polar, que, por sua vez, gira em torno do polo do céu, assim como todas as outras estrelas, uma vez por dia. O círculo descrito pela Estrela Polar

é, no entanto, tão pequeno que, a menos que lhe demos atenção especial, o movimento não será percebido. O verdadeiro polo não é um ponto visível, mas pode ser definido com precisão, e isso nos permite determinar com extrema precisão a relação entre o polo e a latitude. A afirmação é que a elevação do polo acima do horizonte é igual à latitude do local.

O astrônomo posicionado em uma das extremidades da longa linha mede a elevação do polo acima do horizonte. Trata-se de uma operação bastante delicada. Primeiramente, como o polo é invisível, ele precisa obter sua posição indiretamente. Ele mede a altitude da Estrela Polar quando essa altitude é maior e repete a operação doze horas depois, quando a altitude da Estrela Polar é menor; a média entre as duas, após correções de diversos tipos que não é necessário discutir agora, dá a verdadeira altitude do polo. Basta dizer que, por meio dessas operações, é determinada a latitude de uma das extremidades da linha. Em seguida, o astrônomo, com todo o seu equipamento de instrumentos, vai até a outra extremidade da linha. Lá, ele repete o processo e constata que o polo agora tem uma elevação diferente, correspondente à latitude diferente. A diferença entre as duas elevações fornece, assim, uma medida precisa do número de graus e frações de grau entre as latitudes das duas estações. Isso pode ser comparado com a distância real, em milhas, entre as duas estações, que foi determinada por levantamentos trigonométricos. Um cálculo simples então mostrará o número de milhas e frações de milha correspondentes a um grau de latitude — ou, como costuma-se expressar, o comprimento de um grau do meridiano.

Essa operação precisa ser repetida em diferentes partes da Terra — no hemisfério norte e no sul, em altas e baixas latitudes. Se o nível do mar em toda a Terra fosse uma esfera perfeita, seguiria-se uma consequência importante: o comprimento de um grau do meridiano seria o mesmo em todos os lugares. Seria o mesmo no Peru quanto na Suécia, na Índia quanto na Inglaterra. Mas os comprimentos dos graus não são todos iguais, e assim aprendemos que nossa Terra não é realmente uma esfera. Os comprimentos medidos dos graus nos permitem saber até que ponto a forma da Terra

parte de uma esfera perfeita. Perto dos polos, o comprimento de um grau é maior do que perto do equador. Isso mostra que a Terra é achatada nos polos e protuberante no equador, e fornece o meio pelo qual podemos calcular os comprimentos reais dos eixos polar e equatorial. Dessa forma, constatou-se que o diâmetro equatorial é igual a 7.927 milhas, enquanto o diâmetro polar é 27 milhas menor.

O eixo polar da Terra pode ser definido como o diâmetro em torno do qual a Terra gira. Este eixo interseca a superfície nos polos norte e sul. O tempo que a Terra leva para fazer uma rotação completa em torno deste eixo é chamado de dia sideral. O dia sideral é um pouco mais curto do que o dia comum, sendo de apenas 23 horas, 56 minutos e 4 segundos. A rotação ocorre como se um eixo rígido passasse pelo centro da Terra; ou, para usar uma ilustração antiga e simples, a Terra gira assim como uma bola de lã pode ser feita girar ao redor de uma agulha de tricô inserida em seu centro.

É uma circunstância digna de nota o fato de o eixo em torno do qual a Terra gira ocupar uma posição idêntica à do diâmetro mais curto da Terra, conforme determinado por levantamentos reais. Trata-se de uma coincidência que seria completamente inconcebível se a forma da Terra não estivesse de alguma forma fisicamente relacionada ao fato de ela estar girando. Que conexão pode então ser estabelecida? Se investigarmos o assunto, descobriremos que a forma da Terra é consequência de sua rotação.

Atualmente, a Terra sofre, em várias localidades, erupções vulcânicas ocasionais. Os fenômenos dessas erupções, a ocorrência associada de terremotos, o fato bem conhecido de que o calor aumenta à medida que descemos mais fundo na Terra, a existência de fontes termais e os gêiseres encontrados na Islândia e em outros lugares, tudo isso testemunha o fato de que existe calor no interior da Terra. Se esse calor é, como alguns supõem, universal no interior da Terra, ou se é apenas local nos vários locais onde suas manifestações são sentidas, é algo que não precisa ser considerado agora.

Tudo o que é necessário para o nosso propósito atual é o reconhecimento de que o calor está presente, em certa medida. Esse calor interno, seja ele grande ou pequeno, tem obviamente uma origem diferente do calor que conhecemos na superfície. O calor de que dispomos provém do sol. O calor interno não pode ter origem no sol; sua intensidade é muito grande demais, e existem outras dificuldades insuperáveis associadas à suposição de que ele venha do sol. De onde, então, vem esse calor? Essa é uma pergunta que, no momento, dificilmente podemos responder — nem, na verdade, ela diz muito respeito ao nosso argumento, que exige que a respondamos. Uma vez admitido que o calor existe, tudo o que precisamos fazer é aplicar uma ou duas das leis térmicas bem conhecidas à interpretação dos fatos. Primeiro, devemos considerar o princípio geral segundo o qual o calor tende a se difundir e se espalhar para longe de sua fonte original. O calor, localizado nas profundezas da Terra, é transmitido através das rochas superiores e chega lentamente à superfície. É verdade que as rochas e os materiais que cobrem a Terra não são bons condutores de calor; na verdade, a maioria deles é extremamente ineficiente nesse sentido; mas, bons ou maus, eles são, de alguma forma, condutores, e por meio deles o calor deve chegar à superfície. Não se pode argumentar contra essa conclusão dizendo que não sentimos esse calor. Alguns metros de alvenaria podem restringir tanto o calor de um grande forno que pouquíssimo dele escapa através dos tijolos; mas algum calor ainda escapa, e nunca foram feitos, nem poderiam ser feitos, tijolos capazes de bloquear completamente todo o calor. Se alguns metros de alvenaria podem assim quase mascarar o calor de um forno, não podem algumas dezenas de milhas de rocha quase mascarar o calor nas profundezas da Terra, mesmo que esse calor seja sete vezes mais quente do que o mais potente forno já existente? O calor escaparia lentamente, e talvez de maneira imperceptível, mas, a menos que todo o nosso conhecimento sobre a natureza seja uma ilusão, nenhuma rocha, por mais espessa que seja, pode impedir, com o passar do tempo, a fuga do calor para a superfície. Quando esse calor chega à superfície da Terra, ele deve, em virtude de outra lei térmica, irradiar-se gradualmente e se perder para a Terra.

Levaria-nos longe demais discutir completamente as objeções que talvez possam ser levantadas contra o que aqui foi afirmado. Diz-se frequentemente que o calor no interior da Terra é produzido por combinação química ou por processos mecânicos, e que, assim, o calor pode ser constantemente renovado, na mesma velocidade ou até mais rápido do que escapa. No entanto, isso é mais uma diferença de forma do que de substância. Se o calor for produzido da maneira suposta (e não há dúvida de que pode haver tal origem para parte do calor no interior do globo), deve haver um certo gasto de energias químicas ou mecânicas que provoca um certo esgotamento. Para cada unidade de calor que escapa, haverá ou uma perda de uma unidade de calor do globo, ou, o que é quase o mesmo, uma perda de uma unidade de capacidade geradora de calor a partir das energias químicas ou mecânicas. O resultado substancial é o mesmo: o calor, real ou potencial, da Terra deve estar diminuindo. Claro, deve-se observar que grande parte das perdas térmicas sofridas pela Terra é de caráter óbvio e não depende dos lentos processos de condução. Cada erupção vulcânica libera uma quantidade enorme de calor, que desaparece muito rapidamente da Terra; enquanto nas fontes termais encontradas em muitos lugares há uma liberação contínua do mesmo tipo, que, ao longo dos anos, atinge proporções enormes.

A Terra está, portanto, perdendo calor, sem nunca adquirir novos suprimentos do mesmo tipo para substituir essas perdas. A consequência é óbvia: o interior da Terra deve estar ficando cada vez mais frio. Sem dúvida, este é um processo extremamente lento; a vida de um indivíduo, a vida de uma nação, talvez até a própria vida da raça humana, não foi suficientemente longa para testemunhar qualquer mudança significativa no estoque de calor terrestre. Mas a lei é inevitável, e, embora a diminuição do calor possa ser lenta, ela é contínua e, com o passar dos tempos, necessariamente produzirá resultados grandes e importantes.

Não é nosso objetivo atual fazer qualquer previsão sobre as mudanças que necessariamente surgirão desse processo. Desejamos, por enquanto, olhar para o passado e ver quais consequências podemos inferir legitimamente. Intervalos de tempo com os quais estamos familiarizados na vida cotidiana, ou mesmo em

A história comum é, para os nossos propósitos atuais, completamente irrelevante. Como a nossa Terra perde diariamente calor interno, ou o equivalente a calor, ela deve ter contido mais calor ontem do que hoje, mais no ano passado do que este ano, e mais há vinte anos do que há dez anos. Esse efeito não tem sido perceptível no tempo histórico; mas quando passamos de centenas de anos para milhares de anos, de milhares de anos para centenas de milhares de anos, e de centenas de milhares de anos para milhões de anos, o efeito não só se torna perceptível, como também assume uma magnitude surpreendente.

Deve ter existido um momento em que a Terra continha muito mais calor do que atualmente. Deve ter havido um tempo em que a superfície da Terra estava consideravelmente quente devido a essa fonte de calor. Não podemos afirmar com precisão há quantos milhares ou milhões de anos esse período ocorreu; mas podemos ter certeza de que, ainda antes disso, a Terra era ainda mais quente, até que, finalmente, parece que a temperatura aumentou a ponto de gerar um calor vermelho; a partir desse calor vermelho, voltamos ainda mais atrás, a uma época em que a Terra estava incandescente, e ainda mais longe, até descobrirmos que a superfície do nosso globo, agora sólido, estava na verdade derretida. Por enquanto, não precisamos ir mais longe no passado, nem é necessário tentarmos determinar a origem provável desse calor. Vale ressaltar que isso não é exigido no nosso raciocínio. Encontramos calor agora, e sabemos que ele está sendo perdido a cada dia. A conclusão a que já chegamos parece inevitável, e assim somos levados de volta a alguma época remota no abismo do tempo passado, quando a nossa Terra sólida era um globo totalmente derretido e macio.

Uma gota de orvalho no pétalo de uma flor é quase esférica; mas não é exatamente uma esfera, pois a gravidade a pressiona contra a flor, distorcendo um pouco seu formato. Uma gota de chuva em queda é uma esfera; uma gota de óleo suspensa em um líquido com o qual não se mistura também forma uma esfera. Passando de coisas pequenas para coisas grandes, tentemos conceber uma esfera enorme feita de matéria derretida. Que essa esfera seja do tamanho da Terra, e que seus materiais sejam tão macios a ponto de obedecer às forças de atração exercidas por cada parte da esfera sobre todas as outras partes. Não pode haver dúvida quanto ao efeito dessas atrações; elas tenderiam a suavizar quaisquer irregularidades na superfície.

superfície da mesma forma que a superfície do oceano é lisa quando está livre das influências perturbadoras do vento. Podemos, portanto, esperar que o nosso globo derretido, isolado de todas as interferências externas, assumisse a forma de uma esfera.

Mas agora suponhamos que esta grande esfera, que até agora consideramos em repouso, seja feita girar em torno de um eixo que passa pelo seu centro. Não precisamos supor que este eixo seja um objeto material, nem nos preocupamos com qualquer suposição sobre como a velocidade de rotação foi causada. Podemos, no entanto, ver facilmente quais seriam as consequências da rotação. A esfera se deformaria: a força centrífuga faria com que o corpo derretido se projetasse para fora no equador e se achatasse nos polos. Quanto maior a velocidade de rotação, maior seria esse deslocamento. A cada velocidade de rotação corresponderia um certo grau de projeção. Assim, a Terra derretida se projetava numa medida que dependia do fato de girar uma vez por dia. Agora suponhamos que a Terra, enquanto ainda está girando, comece a passar do estado líquido para o estado sólido. A forma que a Terra assumiria após a consolidação seria, sem dúvida, muito irregular na superfície; seria irregular devido às perturbações e explosões decorrentes da transformação de uma massa tão imensa de matéria; mas, por mais irregular que seja, podemos ter certeza de que, no geral, a forma da superfície terrestre coincidiria com a forma que adquiriu devido ao movimento de rotação. Portanto, podemos explicar a forma protuberante do equador da Terra e podemos recorrer a essa forma como prova de que este globo já esteve em estado mole ou derretido.

O argumento pode ser sustentado e ilustrado comparando a forma da nossa Terra com as formas de alguns outros corpos celestes. O Sol, por exemplo, parece ser quase uma esfera perfeita. Nenhuma medição que possamos fazer mostra que o diâmetro polar do Sol seja menor que o diâmetro equatorial. Mas era isso que poderíamos esperar. Sem dúvida, o Sol gira em torno de seu eixo, e, como é a rotação que causa a protuberância, por que a rotação não deformaria o Sol da mesma forma que a Terra?

A probabilidade é de que realmente exista uma diferença entre os dois diâmetros do Sol, mas que essa diferença seja pequena demais para que possamos medi-la. É impossível não relacionar isso com a lentidão da rotação do Sol. O Sol leva vinte e cinco dias para completar uma rotação, e a protuberância correspondente a uma velocidade tão baixa não é perceptível.

Por outro lado, quando observamos um dos planetas que rotam rapidamente, obtemos um resultado muito diferente. Vamos tomar como exemplo o planeta Júpiter, que é bastante marcante nesse aspecto. Quando visto pelo telescópio, Júpiter não parece ser uma esfera. A diferença é tão evidente que não são necessárias medições precisas para demonstrar que o diâmetro polar de Júpiter é menor que o diâmetro equatorial. O desvio de Júpiter em relação à forma verdadeiramente esférica é, de fato, muito maior do que o desvio da Terra. É impossível não relacionar isso com a rotação muito mais rápida de Júpiter. Em breve teremos que dedicar um capítulo à análise deste esplêndido planeta. Podemos, no entanto, antecipar o que diremos então, afirmando que o tempo de rotação de Júpiter é inferior a dez horas, apesar de Júpiter ser mais de mil vezes maior que a Terra. Sua rotação extremamente rápida fez com que ele se expandisse significativamente no equador.

Após a observação da nossa Terra e a medição de suas dimensões, a próxima tarefa do astrônomo é determinar seu peso. Aqui, de fato, está um problema que exige ao máximo os recursos da ciência. Sobre o interior da Terra sabemos pouco — quase poderíamos dizer que não sabemos nada. Sem dúvida, cavamos minas profundas na Terra. Essas minas nos permitem penetrar meia milha, ou até mesmo uma milha, nas profundezas do interior. Mas isso é, afinal, apenas uma tentativa insignificante de explorar o interior da Terra. O que representa um avanço de uma milha em comparação com a distância até o centro da Terra? É apenas cerca de um quarto de milésimo do total. Nosso conhecimento sobre a Terra se estende apenas a uma profundidade completamente insignificante abaixo da superfície, e não temos ideia de qual pode ser a natureza do nosso planeta a poucas milhas abaixo de onde estamos. Portanto,

Nossa quase total ignorância sobre o conteúdo sólido da Terra faz com que pareça uma tarefa impossível tentar pesar todo o planeta. No entanto, esse problema foi resolvido, e o resultado é conhecido – não, de fato, com a precisão alcançada em outras pesquisas astronômicas, mas ainda assim com uma aproximação aceitável.

É desnecessário expressar o peso da Terra em nossas unidades habituais. A menção de bilhões de toneladas não transmite nenhuma impressão concreta. É muito mais natural comparar a massa da Terra com a de um globo de água do mesmo tamanho. Devemos estar preparados para descobrir que nossa Terra é mais pesada do que um volume igual de água. As rochas que formam sua superfície são, em termos de volume, mais pesadas do que os oceanos que se encontram sobre elas. A abundância de metais na Terra, o aumento gradual de sua densidade, que deve resultar da enorme pressão em grandes profundidades – todas essas considerações nos levam a concluir que a Terra é muito mais pesada do que um globo de água do mesmo tamanho.

Newton supôs que a Terra era entre cinco e seis vezes mais pesada do que um volume igual de água. Também não é difícil perceber que tal sugestão é plausível. As rochas e materiais na superfície costumam ser cerca de duas ou três vezes mais pesados que a água, mas a densidade do interior deve ser muito maior. Há bons motivos para acreditar que, nas profundezas da Terra, existe uma grande proporção de ferro. Uma Terra feita de ferro teria um peso aproximadamente sete vezes maior do que um globo de água do mesmo tamanho. Assim, concluímos que o peso da Terra provavelmente é mais do que três, e provavelmente menos do que sete, vezes o de um globo de água do mesmo tamanho; e, por isso, ao fixar a densidade entre cinco e seis, Newton adotou um resultado plausível na época, que posteriormente se mostrou provavelmente correto. Foram propostos vários métodos pelos quais essa questão importante pode ser resolvida com precisão. De todos esses métodos, descreveremos aqui apenas um, pois ele ilustra, de maneira muito notável, a lei da gravitação universal.

No capítulo sobre Gravitação, foi apontado que a intensidade dessa força entre duas massas de dimensões moderadas era extremamente pequena.

E a dificuldade em pesar a Terra surge por essa causa. A aplicação prática do processo é obstaculizada por inúmeros detalhes, que não é necessário considerarmos no momento. O princípio do processo é bastante simples. Para dar precisão à nossa descrição, imaginemos um grande globo com cerca de dois pés de diâmetro; e, como é desejável que este globo seja o mais pesado possível, suponhamos que seja feito de chumbo. Um pequeno globo, ao ser colocado perto do grande, é atraído pela força da gravitação. A intensidade dessa atração é extremamente pequena, mas, ainda assim, pode ser medida por um processo refinado que torna sensíveis forças extremamente pequenas. A intensidade da atração depende tanto das massas dos globos quanto da distância entre eles, bem como da força da gravitação. Também podemos medir facilmente a atração que a Terra exerce sobre o pequeno globo. Na verdade, isso não é nada mais nem menos do que o peso do pequeno globo, no sentido comum da palavra. Podemos, assim, comparar a atração exercida pelo globo de chumbo com a atração exercida pela Terra.

Se o centro da Terra e o centro do globo de chumbo estivessem à mesma distância do corpo atraído, então a intensidade de suas atrações indicaria imediatamente a razão entre suas massas, por meio de uma simples proporção. Neste caso, porém, as coisas não são tão simples: a esfera de chumbo está a apenas alguns centímetros de distância da esfera atraída, enquanto o centro da atração terrestre fica a quase 4.000 milhas de distância, no centro da Terra. É preciso levar em conta essa diferença, e a atração da esfera de chumbo precisa ser reduzida ao valor que teria se ela estivesse a 4.000 milhas de distância. Felizmente, isso pode ser feito por meio de um cálculo simples, baseado na lei geral de que a intensidade da gravitação varia inversamente com o quadrado da distância. Podemos, assim, parcialmente por cálculo e parcialmente por experimento, comparar a intensidade da atração da esfera de chumbo com a atração da Terra. Sabe-se que as atrações são proporcionais às massas, portanto as massas comparativas da Terra e da esfera de chumbo foram medidas; e constatou-se que a Terra tem aproximadamente metade do peso de um globo de chumbo do mesmo tamanho. Podemos, assim, afirmar

Por fim, a massa da Terra é aproximadamente cinco vezes e meia maior do que a massa de um globo de água com o mesmo volume.

No capítulo sobre gravitação, mencionamos o fato de que um corpo deixado cair perto da superfície da Terra percorre dezesseis pés no primeiro segundo. Essa distância varia ligeiramente em diferentes partes da Terra. Se a Terra fosse uma esfera perfeita, então a atração seria a mesma em todos os lugares, e o corpo cairia sempre a mesma distância. A Terra não é redonda, portanto a distância que o corpo percorre em um segundo difere ligeiramente em diferentes locais. No polo, o raio da Terra é menor do que no equador, e, consequentemente, a atração da Terra no polo é maior do que no equador. Se tivéssemos medições precisas da distância que um corpo percorreria em um segundo tanto no polo quanto no equador, teríamos meios de determinar a forma da Terra.

No entanto, é difícil medir com precisão a distância que um corpo percorrerá em um segundo. Por isso, fomos obrigados a recorrer a outros métodos para determinar a força de atração da Terra no equador e em outras partes acessíveis de sua superfície. Os métodos adotados baseiam-se no pêndulo, que é, talvez, o instrumento filosófico mais simples e certamente um dos mais úteis. O pêndulo ideal é um peso pequeno e pesado suspenso de um ponto fixo por um fio fino e flexível. Se desviarmos o pêndulo de sua posição vertical e depois o soltarmos, o peso oscilará para frente e para trás.

Para fazer esse movimento de vaivém, o pêndulo precisa de um curto período de tempo. É muito interessante que esse período não dependa significativamente do comprimento do arco circular pelo qual o pêndulo oscila. Para verificar essa lei, suspendemos outro pêndulo ao lado do primeiro, ambos com o mesmo comprimento. Se desviarmos ambos os pêndulos e depois os soltarmos, eles oscilarão juntos e retornarão juntos. Isso era esperado. Mas se desviarmos um pêndulo para um lado considerável, e o outro apenas um pouco, os dois pêndulos ainda oscilam de maneira sincronizada. Isso, talvez, não fosse esperado. Tente novamente, com uma diferença ainda maior no arco de

vibração, e ainda assim vemos que os dois pesos ocupam o mesmo tempo para o balanço.

Podemos variar o experimento de outra maneira. Vamos trocar os pesos dos pêndulos, de modo que sejam de tamanhos diferentes, embora ambos sejam de ferro. Encontraremos alguma diferença nos períodos de vibração? Tentamos novamente: o período é o mesmo de antes; balance-os por arcos diferentes, grandes ou pequenos, o período continua o mesmo. Mas pode-se dizer que isso se deve ao fato de ambos os pesos serem do mesmo material. Tentemos novamente, usando um peso de chumbo em vez de um dos pesos de ferro; o resultado é idêntico. Mesmo com uma bola de madeira, o período de oscilação é o mesmo da bola de ferro, e isso vale independentemente do arco pelo qual ocorre a vibração.

No entanto, se mudarmos o comprimento do fio pelo qual o peso é sustentado, então o período não permanecerá inalterado. Isso pode ser ilustrado muito facilmente. Pegue um pêndulo curto com um fio cujo comprimento é apenas um quarto do do pêndulo longo; suspenda os dois próximos um do outro e compare os períodos de vibração do pêndulo curto com o do longo; descobrimos que o primeiro tem um período apenas metade do do segundo. Podemos generalizar o resultado, dizendo que o tempo de vibração de um pêndulo é proporcional à raiz quadrada do seu comprimento. Se quadruplicarmos o comprimento do fio de suspensão, dobraremos o tempo de sua vibração; se aumentarmos o comprimento do pêndulo nove vezes, aumentaremos seu período de vibração três vezes.

É a gravidade da Terra que faz o pêndulo balançar. Quanto maior a atração, mais rapidamente o pêndulo oscilará. Isso pode ser explicado facilmente. Se a Terra puxar o peso para baixo com muita força, o tempo será curto; se a força de atração da Terra diminuir, ela não conseguirá puxar o peso tão rapidamente, e o período será prolongado.

O tempo de vibração do pêndulo pode ser determinado com grande precisão. Deixe-o oscilar por 10.000 oscilações e meça o tempo que essas oscilações levaram. O arco percorrido pelo pêndulo pode não ter permanecido totalmente constante, mas isso não afeta significativamente o tempo de suas oscilações. Suponha que haja um erro de um segundo na determinação do tempo de 10.000 oscilações; isso resultará apenas em um erro da décima milésima parte de segundo no tempo de uma única oscilação, permitindo assim uma determinação correspondentemente precisa da força da gravidade no local onde o experimento foi realizado.

Leve um pêndulo ao equador. Deixe-o realizar 10.000 oscilações e determine com cuidado o tempo necessário para essas oscilações. Leve o mesmo pêndulo para outra região da Terra e repita o experimento. Assim, temos um meio de comparar a gravidade nos dois locais. Sem dúvida, existem muitas precauções a serem observadas, mas elas não precisam nos preocupar aqui. Não é necessário entrar em detalhes sobre como manter o movimento do pêndulo, nem sobre o efeito das mudanças de temperatura na alteração de seu comprimento. Basta para nós saber como o tempo de oscilação do pêndulo pode ser medido com precisão e como, a partir dessa medição, a intensidade da gravidade pode ser calculada.

O pêndulo, portanto, nos permite realizar um levantamento gravitacional da superfície da Terra com o mais alto grau de precisão. No entanto, não podemos concluir que apenas a gravidade afeta as oscilações do pêndulo. Vimos como a Terra gira em torno de seu eixo e atribuímos o abaulamento da Terra no equador a essa influência. Mas a força centrífuga resultante da rotação tem o efeito de diminuir o peso aparente dos corpos, sendo essa alteração maior no equador e diminuindo gradualmente à medida que nos aproximamos dos polos. Somente por esse motivo a atração exercida pelo pêndulo no equador é menor do que em outros lugares; portanto, as oscilações do pêndulo levarão mais tempo lá do que em outras localidades. Parte da alteração aparente na gravidade se deve, portanto, à força centrífuga; mas existe, além disso, uma alteração real.

Em um trabalho sobre astronomia, não está ao nosso alcance entrar em maiores detalhes sobre o nosso planeta. A superfície da Terra, seu contorno e seus oceanos, suas cadeias montanhosas e seus rios são assuntos de competência do geógrafo físico; enquanto suas rochas e seu conteúdo, seus vulcões e seus terremotos devem ser estudados pelos geólogos e pelos físicos.

CAPÍTULO X.
MARTE.
Nossos vizinhos mais próximos no céu — A superfície de Marte pode ser examinada pelo telescópio — A órbita notável de Marte — Semelhança de Marte com uma estrela — Significado da oposição — A excentricidade da órbita de Marte — Diferentes oposições de Marte — Movimentos aparentes do planeta — Efeito do movimento da Terra — Medição da distância de Marte — Investigação teórica da distância do Sol — Desenhos do planeta — Há neve em Marte? — Rotação do planeta — Gravitação em Marte — Marte tem satélites? — A grande descoberta do Prof. Asaph Hall — As revoluções dos satélites — Deimos e Fobos — “As Viagens de Gulliver”.

A relação especial que temos com um dos planetas do nosso sistema exigiu um tratamento um tanto diferente desse planeta em comparação com o tratamento adequado aos outros. Discutimos Mercúrio e Vênus como objetos distantes, conhecidos principalmente por meio de pesquisas telescópicas e por cálculos cuja base eram observações astronômicas. Nosso conhecimento da Terra é de natureza diferente e foi adquirido de maneira distinta. No entanto, foi necessário, por questões de simetria, discutir a Terra após o planeta Vênus, a fim de atribuir à Terra sua verdadeira posição no sistema solar. Mas agora que a Terra já foi ultrapassada em nosso progresso em direção ao Sol, chegamos ao planeta Marte; e aqui retomamos, ainda que de forma um tanto modificada, os métodos adequados para Vênus e Mercúrio.

Vênus e Marte têm, sob certo ponto de vista, um interesse bastante especial por parte nossa. Eles são nossos vizinhos planetários mais próximos, em ambos os lados. Podemos naturalmente esperar aprender mais sobre eles do que sobre os outros planetas mais distantes. No caso de Vênus, no entanto, essa expectativa dificilmente pode se concretizar, pois, como já mencionamos, sua atmosfera densa impede que façamos um exame satisfatório por meio do telescópio. Quando nos voltamos para nosso outro vizinho planetário, Marte, somos capazes de aprender muito a respeito dele.

à sua aparência. De fato, com exceção da Lua, conhecemos melhor os detalhes da superfície de Marte do que os de qualquer outro corpo celeste.

Este belo planeta oferece muitas características dignas de consideração, além daquelas apresentadas por sua estrutura física. A órbita de Marte tem proporções notáveis, e foram as observações dessa órbita que levaram à descoberta das famosas leis de Kepler. Durante as ocasionais aproximações de Marte da Terra, tornou-se possível medir sua distância com precisão, surgindo assim outro método para determinar a distância ao Sol, que, para dizer o mínimo, pode competir em precisão com o método baseado no trânsito de Vênus. Deve-se também observar que a maior conquista da pesquisa puramente telescópica deste século foi a descoberta dos satélites de Marte.

A olho nu, este planeta geralmente parece uma estrela de primeira magnitude. Geralmente se distingue por sua cor avermelhada, mas o iniciante em astronomia não pode confiar apenas nessa cor para identificar Marte. Existem várias estrelas quase, se não exatamente, tão avermelhadas quanto este planeta. A brilhante estrela Aldebaran, a mais brilhante da constelação do Touro, é frequentemente confundida com o planeta. Ela também se assemelha a Betelgeuze, um ponto brilhante na constelação de Órion. Erros desse tipo serão impossíveis se o estudante tiver primeiro estudado as principais constelações e as estrelas mais brilhantes. Ele então encontrará grande interesse em traçar as posições dos planetas e em observar seus movimentos incessantes.

A posição de cada planeta pode sempre ser determinada através do almanaque. Às vezes, o planeta estará muito perto do Sol para ser visto. Ele nascerá com o Sol e se porá com o Sol, e, consequentemente, não estará acima do horizonte durante a noite. O melhor momento para ver um dos planetas como Marte é durante o que se chama de oposição. Esse estado ocorre quando a Terra fica diretamente entre o planeta e o Sol. Nesse caso, a distância de Marte até a Terra é menor do que em qualquer outro momento. Há também outra vantagem em observar Marte durante a oposição.

O planeta encontra-se então de um lado da Terra e o Sol do lado oposto, de modo que, quando Marte está alto no céu, o Sol fica diretamente abaixo da Terra; em outras palavras, o planeta está então na sua maior elevação acima do horizonte à meia-noite. No entanto, algumas oposições de Marte são muito mais favoráveis do que outras. Isso é claramente mostrado na Figura 48, que representa a órbita de Marte e a órbita da Terra desenhadas com precisão em escala. Pode-se observar que, enquanto a órbita da Terra é quase circular, a órbita de Marte possui um grau considerável de excentricidade; de fato, com exceção da órbita de Mercúrio, a de Marte tem a maior excentricidade entre todas as órbitas dos planetas maiores do nosso sistema.

O valor de uma oposição de Marte para fins telescópicos variará muito dependendo das circunstâncias. As oposições favoráveis serão aquelas que ocorrem o mais próximo possível do dia 26 de agosto. O outro extremo é encontrado numa oposição que ocorre perto do dia 22 de fevereiro. Neste último caso, a distância entre o planeta e a Terra é quase o dobro daquela do primeiro caso. A última oposição adequada para os trabalhos de mais alta complexidade ocorreu no ano de 1877. Naquela época, Marte era um objeto magnífico e recebeu muita atenção, merecida. As oposições favoráveis ocorrem a intervalos um tanto irregulares; a última aconteceu em 1892, e outra ocorrerá em 1909.

Os movimentos aparentes de Marte de modo algum são simples. Podemos imaginar a dificuldade do astrônomo primitivo que se encarregou pela primeira vez de tentar decifrar esses movimentos. O planeta é visto como um objeto brilhante e notável. Ele atrai a atenção do astrônomo; este observa com cuidado e vê como ele se encontra entre as constelações com as quais está familiarizado. Algumas noites depois, ele observa novamente o mesmo corpo celeste; mas será que está exatamente no mesmo lugar? Ele acha que não. Observa com ainda mais precisão a posição do planeta. Vê como ele está situado em relação às estrelas. Mais algumas noites se passam, e suas observações são repetidas. Não resta mais dúvida alguma — Marte mudou claramente de posição. É verdadeiramente um errante.

Noite após noite, o astrônomo primitivo permanece em seu posto. Ele registra as mudanças de Marte. Percebe que agora o planeta se move ainda mais rapidamente do que no início. Será que ele vai completar o circuito dos céus? O astrônomo decide observar o planeta para verificar se essa suposição está correta. Continua sua tarefa noite após noite, e por fim começa a pensar que o corpo celeste não se move tão rapidamente quanto antes. Mais algumas noites, e ele tem certeza disso: o planeta está se movendo mais devagar. Ainda algumas noites, e ele começa a supor que o movimento pode parar; após pouco tempo, o movimento realmente para, e o objeto parece ficar imóvel; mas será que permanecerá assim para sempre? Sua longa jornada já terminou?

Em muitas noites parece ser esse o caso, mas, com o tempo, o astrônomo suspeita que o planeta deve estar começando a se mover para trás. Mais algumas noites, e o fato é confirmado sem qualquer possibilidade de dúvida, e a descoberta extraordinária do movimento direto e retrógrado de Marte é realizada.

Na maior parte de sua jornada ao redor dos céus, Marte parece se mover constantemente de oeste para leste. Na verdade, ele se move para trás, assim como a lua e o sol se movem. É apenas durante uma parte relativamente pequena de seu percurso que ocorrem aqueles movimentos complexos que representaram um grande enigma para o observador primitivo. Na figura ao lado (Fig. 49), mostramos o trajeto real percorrido por Marte durante a oposição de 1877. A figura indica apenas aquela parte de seu percurso que apresenta características anômalas; o resto da órbita é seguido, não necessariamente com velocidade constante, mas com direção inalterada.

Essa complexidade dos movimentos aparentes de Marte parece, à primeira vista, fatal para a aceitação de qualquer explicação simples e elementar do movimento planetário. Se o movimento de Marte fosse puramente elíptico, como, pode-se dizer, ele poderia realizar essa evolução extraordinária? A explicação encontra-se no fato de que a Terra, sobre a qual estamos, está ela mesma em movimento. Mesmo que Marte estivesse parado, o fato de a Terra se mover faria com que o planeta parecesse se mover. Os movimentos aparentes de Marte são, portanto, combinados com os movimentos reais. Essa circunstância não deixará embaraçado o geômetra. Ele é capaz de separar o verdadeiro movimento do planeta de sua associação com o movimento aparente, e de explicar completamente as evoluções complexas apresentadas por Marte. Se pudéssemos transferir nosso ponto de vista da Terra, que está em constante movimento, para um ponto de referência imóvel, veríamos então que a forma da órbita de Marte é uma elipse, descrita ao redor do Sol de acordo com as leis descobertas por Kepler por meio de observações desse planeta.

Marte leva 687 dias para dar uma volta ao redor do Sol, sendo sua distância média desse corpo celeste de 141.500.000 milhas. Nas circunstâncias mais favoráveis, o planeta, no momento da oposição, pode se aproximar da Terra a uma distância não maior que cerca de 35.500.000 milhas. Sem dúvida, isso parece uma distância enorme, quando avaliada por qualquer padrão adaptado para medições terrestres; no entanto, ela é quase igual à distância de Vênus quando está mais próxima, e muito menor do que a distância da Terra ao Sol.

Explicamos como a forma do sistema solar é conhecida graças às leis de Kepler, e como o tamanho absoluto do sistema e de suas diversas partes pode ser conhecido quando a medição direta de alguma delas é realizada. Uma aproximação próxima de Marte oferece uma oportunidade favorável para medir sua distância e, assim, de maneira diferente, resolver o mesmo problema investigado pelo trânsito de Vênus. Somos, portanto, levados pela segunda vez ao conhecimento da distância do Sol e das distâncias dos planetas em geral, bem como a muitos outros fatos numéricos sobre o sistema solar.

Por ocasião da oposição de Marte em 1877, foi feita uma tentativa bem-sucedida de aplicar esse processo aperfeiçoado à resolução do problema das medições celestes. Não se pode dizer que tenha sido a primeira vez que esse método foi sugerido, ou mesmo praticamente tentado. As observações de 1877 foram, no entanto, realizadas com tanta habilidade e com tão grande atenção às precauções necessárias que se tornaram uma contribuição importante para a astronomia. O Dr. David Gill, atual Astrônomo de Sua Majestade no Cabo da Boa Esperança, empreendeu uma viagem à Ilha de Ascensão com o objetivo de observar a paralaxe de Marte em 1877. Nessa ocasião, Marte aproximou-se tanto da Terra que ofereceu uma oportunidade admirável para a aplicação desse método. O Dr. Gill conseguiu obter uma série valiosa de medições e, com base nelas, determinou a distância do Sol com uma precisão ligeiramente superior à que podia ser alcançada pelo trânsito de Vênus.

Existe ainda outro método pelo qual Marte pode nos fornecer informações sobre a distância do Sol. Esse método é bastante delicado e é interessante por sua relação com as mais elevadas investigações da astronomia matemática. Ele foi antecipado na teoria dinâmica de Newton e aperfeiçoado por Le Verrier. Baseia-se na grande lei da gravitação e está intimamente associado às esplêndidas descobertas sobre perturbações planetárias, que constituem um capítulo marcante nas descobertas astronômicas modernas.

Existe uma certa relação entre duas grandezas que, à primeira vista, parecem completamente independentes. Essas grandezas são a massa da Terra e a distância do Sol. A distância do Sol mantém, em relação a uma certa distância (que pode ser calculada quando conhecemos a intensidade da gravitação na superfície terrestre, o tamanho da Terra e a duração do ano), a mesma proporção que a raiz cúbica da massa do Sol mantém em relação à raiz cúbica da massa da Terra. Não há incerteza quanto a esse resultado, e a consequência é óbvia. Se tivermos meios de pesar a Terra em comparação com o Sol, então a distância do Sol poderá ser imediatamente deduzida. Como podemos colocar nossa grande Terra na balança? Esse é o problema.

que Le Verrier nos mostrou como resolver, e ele faz isso recorrendo à ajuda do planeta Marte.

Se Marte, em sua revolução ao redor do sol, fosse influenciado apenas pela atração do sol, ele seguiria, de acordo com as bem conhecidas leis do movimento planetário, para sempre o mesmo caminho elíptico. Ao final de um século, ou mesmo de muitos séculos, a forma, o tamanho e a posição dessa elipse permaneceriam inalterados. Felizmente, para os nossos propósitos atuais, uma perturbação na órbita de Marte é causada pela Terra. Embora a massa do nosso planeta seja muito menor que a do sol, ele ainda é grande o suficiente para exercer uma atração considerável sobre Marte. A elipse descrita pelo planeta, portanto, não é imutável. A forma dessa elipse e sua posição mudam gradualmente, de modo que a posição do planeta depende, até certo ponto, da massa da Terra. O local onde o planeta se encontra pode ser determinado por observação; o local que o planeta teria se a Terra não existisse pode ser encontrado por cálculo. A diferença entre os dois é devida à atração da Terra, e, quando medida, a massa da Terra pode ser determinada. A quantidade de deslocamento aumenta de um século para outro, mas como a taxa de crescimento é pequena, são necessárias observações antigas para que as medições possam ser feitas com precisão.

Um acontecimento notável que ocorreu há mais de dois séculos permite, felizmente, que a posição de Marte seja determinada com grande precisão naquela data. Em 1º de outubro de 1672, três observadores independentes testemunharam a ocultação de uma estrela em Aquário pelo planeta avermelhado. A posição da estrela é conhecida com precisão, e assim dispomos dos meios para indicar o ponto exato no céu ocupado por Marte no dia em questão. A partir desse resultado, combinado com as observações modernas de meridiano, sabemos que o deslocamento de Marte devido à atração da Terra cresceu, ao longo de dois séculos, para cerca de cinco minutos de arco (294 segundos). Afirma-se que isso não pode estar errado em mais de um segundo, e, portanto, conclui-se que a massa da Terra é de aproximadamente um trezentésimo de sua quantidade real. Se não houver

Se estivessem presentes outros erros, isso resultaria em uma distância do Sol de aproximadamente um nono de centésimo.

Fig. 50 — Tamanhos relativos de Marte e da Terra.

Apesar da beleza intrínseca deste método, e das boas condições sob as quais foi introduzido, achamos que, no momento, ele dificilmente é confiável em comparação com alguns dos outros métodos. Como o deslocamento de Marte, devido à influência perturbadora da Terra, continua aumentando continuamente, ele acabará atingindo uma magnitude suficiente para fornecer um valor muito preciso da massa da Terra; então, este método nos dará a distância do Sol com grande precisão. Mas, por mais interessante e belo que este método seja, devemos considerá-lo, por enquanto, mais como uma confirmação impressionante da lei da gravitação do que como um meio preciso de medir a distância do Sol.

Fig. 51.—Desenho de Marte (30 de julho de 1894).

Fig. 54.—A calota polar sul de Marte (1º de julho de 1894).

As aproximações próximas de Marte à Terra oferecem-nos oportunidades para realizar um exame cuidadoso da sua superfície por meio do telescópio. Não se deve esperar que os detalhes de Marte possam ser observados com a mesma precisão que

aqueles na lua.
Mesmo nas circunstâncias mais favoráveis, Marte está ainda mais de cem vezes mais distante do que a lua e, portanto, as características do planeta têm de ser pelo menos cem vezes maiores para poderem ser vistas com a mesma clareza das características da lua.
Marte é muito menor do que a Terra. O diâmetro do planeta é de 4.200 milhas, mas um pouco menos da metade do diâmetro da Terra. A Fig. 50 mostra os tamanhos comparativos dos dois corpos. Aqui reproduzimos dois dos notáveis desenhos[16] de Marte feitos pelo Professor William H. Pickering no Observatório Lowell, em Flagstaff, Arizona. A Fig. 51 foi tirada em 30 de julho de 1894, e a Fig. 52 em 16 de agosto de 1894.

A calota polar sul de Marte, vista pelo Professor William H. Pickering no Observatório Lowell em 1º de julho de 1894, é representada na Fig. 54.[17] Notar-se-á a notável marca preta que se insere na área polar. Na Fig. 53 são mostradas uma série de elevações e depressões invulgarmente marcadas no “terminador” do planeta, desenhadas com a maior precisão possível em escala pela mesma mão habilidosa em 24 de agosto de 1894.

Ao examinar o planeta, observa-se que ele não apresenta, como a lua, sempre a mesma face voltada para o observador. Marte

roda em torno de um eixo da exata mesma maneira que a Terra. Não é pouco notável que o período necessário para Marte completar uma rotação seja apenas cerca de meia hora maior do que o período da Terra. O período exato é de 24 horas, 37 minutos e 22-3⁄4 segundos. Conclui-se, portanto, que a aparência do planeta muda a cada hora. O lado ocidental gradualmente desaparece de vista, enquanto o lado oriental passa a ser mais visível. Em doze horas, a aparência do planeta muda completamente. Essas mudanças, juntamente com os efeitos inevitáveis da abreviação das distâncias, tornam frequentemente difícil correlacionar os objetos no planeta com aqueles nos mapas. Estes últimos, deve-se confessar, ficam aquém dos mapas da Lua em termos de precisão e certeza; ainda assim, não há dúvida de que as principais características do planeta podem ser consideradas plenamente estabelecidas, e alguns astrônomos deram nomes a todos os objetos proeminentes.

As marcas na superfície de Marte são de duas categorias. Algumas delas têm uma cor cinza-ferroso que tende para o verde, enquanto as outras são geralmente amarelo-escuro ou laranja, ocasionalmente tendendo para o branco. As primeiras costumam ser consideradas como representando extensões oceânicas, enquanto as segundas representam os continentes.

massas no planeta avermelhado. Possuímos um grande número de desenhos de Marte, sendo os mais antigos feitos em meados do século XVII. Embora esses esboços primitivos sejam muito rudimentares e não tenham grande valor para a resolução de questões relacionadas à topografia, eles se mostraram muito úteis para nos ajudar a determinar o período de rotação do planeta em torno de seu eixo, por comparação com nossos desenhos modernos.

Os primeiros observadores já haviam notado que cada um dos polos de Marte é marcado por uma mancha branca. No entanto, foi a William Herschel que devemos o primeiro estudo sistemático dessas notáveis calotas polares. Esse ilustre astrônomo foi recompensado com uma descoberta muito interessante: ele constatou que essas regiões polares em Marte variam tanto em extensão quanto em nitidez conforme as estações do hemisfério em que se encontram. Elas atingem seu máximo desenvolvimento de três a seis meses após o solstício de inverno nesse planeta e, em seguida, diminuem até ficarem menores, cerca de três a seis meses após o solstício de verão. A analogia com o comportamento das massas de neve e gelo que cercam nossos próprios polos é perfeita, e até recentemente quase não havia dúvidas de que as manchas polares brancas de Marte têm uma estrutura semelhante.

Como o período de revolução de Marte ao redor do Sol é muito maior do que o nosso ano — 687 dias em vez de 365 —, as estações do planeta são, naturalmente, também muito mais longas do que as terrestres. No hemisfério norte de Marte, o verão dura pelo menos 381 dias, e o inverno deve durar 306 dias. Em ambos os hemisférios, a calota polar branca, durante a longa estação de inverno, aumenta de tamanho até atingir um diâmetro de 45° a 50°, enquanto o longo verão a reduz a uma área pequena, com apenas 4° ou 5° de diâmetro. É interessante notar que uma dessas regiões brancas — a que fica no polo sul — parece não ser concêntrica ao polo, mas está localizada de tal forma que o polo sul de Marte parece estar completamente livre de gelo ou neve uma vez por ano.

Embora muitas observações valiosas de Marte tenham sido feitas ao longo do século XIX, foi somente desde a oposição muito favorável de

Em 1877, o estudo da superfície de Marte fez avanços imensos, o que constitui uma das características mais notáveis da astronomia moderna. Entre os observadores que produziram desenhos valiosos do planeta em 1877, podemos mencionar o Sr. Green, cujas imagens exquisitas foram publicadas pela Royal Astronomical Society, e o Professor Schiaparelli, de Milão, que quase revolucionou nosso conhecimento sobre este planeta. Schiaparelli dispunha de um refrator com abertura de apenas oito polegadas, mas sem dúvida contou com a vantagem da pureza do céu italiano, o que lhe permitiu detectar nas áreas mais brilhantes da superfície de Marte um número considerável de linhas longas e estreitas. Ele denominou essas linhas de “canais”, pois elas partiam dos chamados oceanos e podiam ser seguidas ao longo dos supostos continentes por distâncias consideráveis, que às vezes chegavam a milhares de milhas.

Os canais pareciam formar uma espécie de rede que conectava os vários mares entre si. Alguns dos canais mais visíveis já apareciam em alguns dos desenhos feitos por Dawes e outros antes da época de Schiaparelli. No entanto, foi o ilustre astrônomo italiano quem percebeu que essas linhas estreitas estavam presentes em número tão grande a ponto de constituírem uma característica marcante do planeta. Algumas dessas características notáveis são mostradas nas Figuras 51 e 52, que são cópias de desenhos feitos pelo Professor William H. Pickering no Observatório Lowell em 1894.

Por maior que tenha sido a surpresa dos astrônomos quando Schiaparelli anunciou pela primeira vez a descoberta desses numerosos canais, ela foi talvez superada pela admiração com que sua declaração foi recebida em 1882, de que a maioria dos canais havia se tornado dupla. Entre dezembro de 1881 e fevereiro de 1882, trinta dessas duplicações pareceram ter ocorrido. Dezenove delas eram casos de uma linha paralela bem definida sendo formada perto de um canal já existente. Os demais canais eram menos claramente estabelecidos, ou eram casos em que as duas linhas não pareciam ser totalmente paralelas. Uma cópia do mapa de Marte que Schiaparelli elaborou a partir de suas observações de 1881–82 está apresentada na Placa XVIII. Ela mostra claramente

Estes estranhos canais duplos, tão diferentes de quaisquer características que conhecemos em qualquer outro planeta.

PLACA XVIII.
MAPA DE MARTE DE SCHIAPARELLI EM 1881–82.

Observações subsequentes feitas por Schiaparelli e por vários outros observadores parecem indicar que esse fenômeno da duplicação dos canais é de caráter periódico. Ele ocorre aproximadamente nas épocas em que Marte passa pelos seus equinócios. Uma das duas linhas paralelas é frequentemente sobreposta, da maneira mais precisa possível, ao percurso do canal original. No entanto, às vezes acontece que ambas as linhas ocupem lados opostos do antigo canal e estejam localizadas em terrenos completamente novos. A distância entre as duas linhas varia de aproximadamente 360 milhas, como valor máximo, até o menor limite discernível com nossos grandes telescópios, que é um pouco menos de trinta milhas. A largura de cada um desses canais notáveis pode variar, desde os limites da visibilidade, digamos, até mais de sessenta milhas.

A duplicação dos canais é talvez o problema mais difícil que Marte nos oferece para resolver. Mesmo admitindo que os canais em si representem entradas ou canais através dos quais a neve polar derretida se desloca pelos continentes equatoriais, não é fácil entender como os canais duplicados podem surgir. Isso é especialmente verdade nos casos em que o original

O canal parece desaparecer e ser substituído por dois canais bastante novos, cada um com aproximadamente a mesma largura do Canal da Mancha, localizados um de cada lado do percurso do antigo canal. A explicação bem óbvia de que toda essa duplicação é uma ilusão de ótica já foi apresentada mais de uma vez, mas nunca de maneira conclusiva. Talvez devamos nos contentar em deixar a solução deste problema para o momento, na esperança de que a extraordinária atenção que este planeta está recebendo agora venha, a seu tempo, esclarecer este enigma.

As marcas na superfície deste planeta são, em geral, de caráter permanente; assim, ao compararmos desenhos feitos há cem ou duzentos anos com desenhos feitos mais recentemente, podemos reconhecer nas duas versões as mesmas características. No entanto, essa permanência não é nem de longe tão absoluta quanto no caso da Lua. Além dos canais que já analisamos, muitas outras partes da superfície de Marte alteram seus contornos de tempos em tempos. Isso acontece especialmente com aquelas manchas escuras que chamamos de oceanos, cujos contornos às vezes sofrem modificações em detalhes bastante evidentes. Mudanças de cor são frequentemente observadas em partes do planeta, e, embora algumas dessas observações possam ser atribuídas à influência da nossa própria atmosfera sobre a aparência do planeta, nem todas podem ser explicadas dessa forma. Alguns dos fenômenos certamente devem se dever a mudanças reais que ocorreram na superfície de Marte.

Como exemplo de tais mudanças, podemos citar a parte noroeste da característica notável que Schiaparelli denominou Syrtis Major.[18] Esta região foi registrada em diferentes momentos como cinza, verde, azul, marrom e até violeta. Quando esta região (por volta do equinócio de outono no hemisfério norte) fica no centro do disco visível, a parte leste é claramente mais verde do que a oeste. À medida que a estação avança, essa cor característica fica cada vez mais fraca, até que o tom verde só seja percebido nas margens de Syrtis. A atmosfera de Marte costuma ser muito transparente, o que, felizmente, nos permite examinar a superfície do planeta sem que haja obstáculos no caminho da visão.

nuvens. Tais nuvens, no entanto, não estão invariavelmente ausentes. Nossa visão da superfície é ocasionalmente obstruída de tal maneira que se torna certo que nuvens ou neblina na atmosfera de Marte devem ser a causa do problema.

Se pudéssemos ter uma ideia da constituição física da superfície de Marte, então a questão sobre a natureza da atmosfera do planeta estaria entre as primeiras a serem consideradas. As observações espectroscópicas, nesse caso, não nos ajudam muito. Claro, sabemos que o planeta não possui luz intrínseca; ele brilha apenas por reflexo da luz solar. O hemisfério voltado para o sol é brilhante, enquanto o hemisfério voltado para longe do sol é escuro. Portanto, o espectro deveria, assim como o da lua, ser uma cópia exata, embora fraca, do espectro solar, a menos que os raios solares, ao passarem duas vezes pela atmosfera de Marte, sofram alguma absorção que possa gerar linhas escuras adicionais. Alguns dos observadores anteriores acharam que podiam distinguir claramente tais linhas, atribuídas, como se supunha, ao vapor d’água. No entanto, a presença dessas linhas é negada pelo Sr. Campbell, do Observatório Lick, e pelo Professor Keeler, do Observatório Allegheny,[19] que, com suas oportunidades incomparáveis, tanto instrumentais quanto climáticas, não encontraram diferença entre os espectros de Marte e da lua. Se Marte tivesse uma atmosfera de extensão considerável, seu efeito absorvente deveria ser perceptível, especialmente nas bordas do planeta; mas as observações do Sr. Campbell não mostram nenhum aumento na absorção nessas regiões. Portanto, parece que Marte não pode ter uma atmosfera extensa, e essa conclusão é confirmada de várias outras maneiras.

A nitidez com que vemos a superfície deste planeta tende a indicar que sua atmosfera deve ser muito fina em comparação com a nossa. Quase não há dúvidas de que um observador em Marte, com um bom telescópio, seria incapaz de distinguir muitas das características da superfície terrestre. Isso aconteceria não apenas devido à forte absorção da luz durante a dupla passagem pela nossa atmosfera, mas também devido à grande difusão da luz causada por essa mesma atmosfera.

Além disso, é desnecessário dizer que a grande quantidade de nuvens que geralmente pairam sobre a Terra obscureceria completamente muitas partes do nosso planeta para um observador marciano. Mas, embora, como já mencionado, encontremos ocasionalmente partes de Marte tornadas indistintas, deve-se reconhecer que as nuvens em Marte são muito leves. Esperaríamos que as calotas polares, se compostas de neve, ao derreterem, produzissem nuvens que mais ou menos esconderiam as regiões polares da nossa observação; no entanto, nada desse tipo foi jamais visto.

Vimos que existem dúvidas muito sérias quanto à existência de água em Marte. Sem dúvida, falamos frequentemente das manchas escuras como “oceânicos” e das áreas brilhantes como “continentes”. Que esse termo era inadequado tem sido a opinião dos astrônomos há muito tempo. Há alguns anos, o Sr. Schaeberle, do Observatório Lick, chegou à conclusão exatamente oposta. Ele argumentou que as partes escuras eram os continentes e as brilhantes eram os oceanos de água ou algum outro fluido. Ele apontou para a sombreamento irregular das áreas escuras, o que não sugere a ideia de luz refletida por uma superfície esférica de água, especialmente porque os contrastes entre luz e sombra são mais intensos no centro do disco.

Também deve-se notar que as regiões escuras são frequentemente atravessadas por faixas ainda mais escuras, que podem ser seguidas por centenas de quilômetros quase em linhas retas, enquanto os chamados canais nas áreas brilhantes parecem frequentemente ser continuações dessas mesmas linhas. O Sr. Schaeberle sugere, portanto, que os canais podem ser cadeias de montanhas que se estendem sobre mar e terra! O falecido Professor Phillips e o Sr. H.D. Taylor apontaram que, se houvesse lagos ou mares nas regiões tropicais de Marte, deveríamos ver com frequência o sol refletido diretamente neles, criando assim um ponto brilhante, semelhante a uma estrela, que não poderia passar despercebido. Até mesmo água moderadamente agitada revelaria sua presença dessa maneira, e, no entanto, nada desse tipo foi jamais registrado.

Sobre a questão da possibilidade de vida em Marte, podem ser acrescentadas algumas palavras. Se pudéssemos ter certeza da existência de água em Marte, então um dos

As condições fundamentais seriam cumpridas; e embora a atmosfera de Marte tivesse poucos pontos de semelhança, tanto em composição quanto em densidade, com a atmosfera da Terra, a vida ainda poderia ser possível. Mesmo que pudéssemos supor que um homem encontrasse nutrientes adequados para seu corpo e ar adequado para sua respiração, parece muito duvidoso que ele fosse capaz de viver. Devido ao pequeno tamanho de Marte e à pequena massa deste em comparação com a Terra, a intensidade da gravitação no planeta vizinho seria diferente da atração na superfície da Terra. Já mencionamos a baixa gravidade na Lua, e, em menor grau, os mesmos comentários se aplicam a Marte. Um corpo que pesa duas libras na Terra pesaria, na superfície de Marte, um pouco menos de uma libra. Quase o mesmo esforço necessário para levantar um peso de 56 libras na Terra seria suficiente para levantar dois pesos semelhantes em Marte.

A Terra possui uma lua. Júpiter possui quatro luas proeminentes. Marte é um planeta que orbita entre as órbitas da Terra e de Júpiter. É um corpo do mesmo tipo geral que a Terra e Júpiter. É regido pelo mesmo sol, e todos os três planetas fazem parte do mesmo sistema; mas, como a Terra tem uma lua e Júpiter quatro luas, por que Marte não deveria ter também uma lua? Sem dúvida, Marte é um corpo pequeno, até mesmo menor que a Terra, e muito menor que Júpiter. Não poderíamos esperar que Marte tivesse luas grandes, mas por que ele deveria ser diferente de seus dois vizinhos e não ter nenhuma lua? Assim raciocinaram os astrônomos, mas, até os tempos modernos, nenhum satélite de Marte foi encontrado. Por séculos, o planeta foi examinado diligentemente com esse objetivo específico, e, à medida que fracasso após fracasso era registrado, parecia quase justificado concluir que a cadeia de raciocínios analógicos havia se quebrado. Marte, sem lua, era considerado uma exceção à regra de que todos os grandes planetas, além de Vênus, tinham um conjunto de satélites. Parecia quase impossível iniciar novamente uma pesquisa que já havia sido tentada muitas vezes e que sempre levava à decepção; no entanto, felizmente, a geração atual testemunhou mais uma tentativa, realizada com equipamentos perfeitos e com

Habilidade consumada: Esta tentativa obteve o sucesso que tanto merecia, e o resultado foi a detecção memorável de dois satélites de Marte.

Esta descoberta foi feita pelo professor Asaph Hall, o distinto astrônomo do observatório de Washington. O Sr. Hall dispunha de um instrumento de proporções colossais e de acabamento excecional, conhecido como o grande refrator de Washington. É produto da famosa oficina dos senhores Alvan Clark e Filhos, da qual saíram tantos telescópios grandes, e, pelas suas nobres proporções, supera em muito qualquer outro telescópio já utilizado para a mesma pesquisa. A lente objetiva tem vinte e seis polegadas de diâmetro, e é igualmente notável pela perfeição da sua definição quanto pelo seu tamanho. Mas mesmo a habilidade do Sr. Hall e a capacidade do seu telescópio de penetrar no espaço não teriam sido suficientes, em circunstâncias normais, para descobrir os satélites de Marte. Foi por isso aproveitada aquela memorável oposição de Marte em 1877, quando, como já descrevemos, o planeta se aproximou excepcionalmente da Terra.

Se Marte tivesse uma lua com um centésimo do tamanho da nossa Lua, ela certamente já teria sido descoberta há muito tempo. Portanto, o Sr. Hall sabia que, se existissem satélites, eles deviam ser corpos extremamente pequenos, e preparou-se para uma busca rigorosa e diligente. Todas as circunstâncias eram favoráveis. Não só Marte estava o mais perto possível da Terra; não só o grande telescópio de Washington era o refrator mais potente existente na época; mas a localização de Washington era tal que Marte podia ser visto do observatório a uma grande altitude. Foi enquanto a Associação Britânica se reunia em Plymouth, em 1877, que um telegrama atravessou o Atlântico. Um sucesso brilhante recompensou os esforços do Sr. Hall. Ele esperava descobrir um único satélite. A descoberta de apenas um já teria feito todo o mundo científico vibrar; mas a sorte sorriu ao Sr. Hall. Ele descobriu primeiro um satélite e depois um segundo; e, em conexão com esses satélites, descobriu ainda um fato único no sistema solar.

Deimos, o satélite mais externo, orbita o planeta em um período de 30 horas, 17 minutos e 54 segundos; é o satélite interno, Fobos, que chamou a atenção especial de todos os astrônomos do mundo. Marte gira em torno de seu eixo em um dia marciano, cuja duração é quase igual à do nosso dia de vinte e quatro horas. O satélite interno de Marte completa uma órbita em 7 horas, 39 minutos e 14 segundos. Na verdade, Fobos gira três vezes ao redor de Marte no mesmo tempo que Marte consegue girar uma vez. Essa circunstância é sem precedentes no sistema solar; na verdade, até onde sabemos, é sem precedentes no universo. No caso do nosso próprio planeta, a Terra roda vinte e sete vezes para cada revolução da Lua. Até certo ponto, o mesmo pode ser dito de Júpiter e Saturno; enquanto, no grande sistema formado pelo Sol e pelos planetas, o Sol gira em torno de seu eixo várias vezes para cada revolução, mesmo daqueles planetas que se movem mais rapidamente. Não existe outro caso conhecido em que um satélite orbite seu planeta principal mais rapidamente do que este gira em torno de seu próprio eixo. No entanto, o movimento anômalo do satélite de Marte já foi explicado. Em um capítulo posterior, voltaremos a abordar esse assunto, pois ele está relacionado a um campo importante da astronomia moderna.

Os satélites são tão pequenos que não conseguimos medir seus diâmetros diretamente, mas, por meio de observações de sua brilho, é evidente que seus diâmetros não podem exceder vinte ou trinta milhas, podendo ser ainda menores. Devido ao seu rápido movimento, os dois satélites devem apresentar algumas peculiaridades notáveis para um observador em Marte. Fobos nasce no oeste, atravessa o céu e se põe no leste após cerca de cinco horas e meia, enquanto Deimos nasce no leste e permanece acima do horizonte por mais de dois dias.

Como os satélites orbitam em trajetórias verticalmente acima do equador de seu planeta principal – um a menos de 4.000 milhas e o outro a apenas cerca de 14.500 milhas acima da superfície –, segue-se que eles nunca podem ser vistos dos polos de Marte; na verdade, para se conseguir ver Fobos, a latitude do observador não pode ultrapassar 68-3⁄4°. Caso contrário, o satélite ficaria escondido pelo corpo do planeta.

Marte, assim como nós, nas Ilhas Britânicas, seríamos incapazes de ver um objeto que gira em torno da Terra a algumas centenas de milhas acima do equador.

Antes de passarmos para o tema interessante dos satélites, podemos mencionar dois pontos de caráter literário. O Sr. Hall consultou seus amigos especialistas em literatura clássica quanto à designação a ser dada aos dois satélites. Foi feita referência a Homero, e um trecho da “Ilíada” sugeriu os nomes Deimos e Fobos. Essas figuras eram os companheiros de Marte, e as passagens em que eles aparecem foram assim interpretadas por meu amigo, o professor Tyrrell:

—

“Marte falou e chamou Pavor e Desânimo
Para atrelar seus cavalos, e ele colocou em seu arnês
Um brilho.”

Uma circunstância curiosa em relação aos satélites de Marte será familiar para aqueles que conhecem “As Viagens de Gulliver”. Os astrônomos na Ilha Voadora de Laputa tinham, segundo Gulliver, visão aguçada e bons telescópios. O viajante diz que eles haviam encontrado dois satélites de Marte, um dos quais girava ao redor dele em dez horas, e o outro em vinte e uma horas e meia. Assim, o autor não apenas fez uma suposição correta sobre o número de satélites, mas também indicou com considerável precisão o período de rotação! Não sabemos o que pode ter sugerido essa última suposição. Alguns anos atrás, qualquer astrônomo que lesse sobre a viagem a Laputa diria que isso era absurdo. Podia haver dois satélites de Marte, sem dúvida; mas afirmar que um deles girava em dez horas seria dizer algo em que ninguém poderia acreditar. No entanto, a verdade foi ainda mais estranha do que a ficção.

E agora devemos encerrar nossa descrição deste belo e interessante planeta. Há muitas características adicionais sobre as quais seríamos tentados a nos demorar, mas tantos outros corpos celestes exigem nossa atenção no sistema solar, tantos outros corpos que superam Marte em tamanho e importância intrínseca, que somos forçados a desistir. No entanto, nosso próximo passo não será…

Uma vez que nos leve aos planetas gigantes. Encontramos, além de Marte, uma série de objetos,
de fato pequenos, mas de grande interesse; e com eles teremos ocupação abundante
para o capítulo seguinte.

CAPÍTULO XI.
OS PLANETAS MENORES.
Os membros menores do nosso sistema — A Lei de Bode — A região vazia no sistema planetário — As pesquisas — A descoberta de Piazzi — Esse corpo pequeno era um planeta? — O planeta torna-se invisível — Gauss empreende a busca por meio da matemática — O planeta é recuperado — Outras descobertas — Número de planetas menores conhecidos atualmente — A região a ser procurada — A construção do mapa para a busca por planetas menores — Como um planeta menor é descoberto — Natureza física dos planetas menores — Pequena gravitação nos planetas menores — Os cálculos de Berlim — Como os planetas menores nos indicam a distância do Sol — Precisão das observações — Como eles podem ser multiplicados — Victoria e Sappho — O método mais perfeito.

Nos nossos capítulos sobre o Sol e a Lua, sobre a Terra e Vênus, e sobre Mercúrio e Marte, discutimos as características e os movimentos de corpos de dimensões enormes. O menor de todos esses corpos é a Lua, mas mesmo ela tem 2.000 milhas de um lado ao outro. Ao abordarmos o tema dos planetas menores, devemos estar preparados para encontrar objetos de dimensões bastante insignificantes em comparação com as grandes esferas do nosso sistema. Sem dúvida, todos esses planetas menores têm alguns quilômetros, e alguns deles, muitos quilômetros, de diâmetro. Se estivessem perto da Terra, seriam objetos notáveis, e até mesmo esplêndidos; mas, como estão tão distantes, nem mesmo com os nossos maiores telescópios se tornam muito visíveis, enquanto a olho nu são quase todos invisíveis.

No diagrama (p. 234) das órbitas dos vários planetas, mostra-se que existe um grande espaço entre a órbita de Marte e a de Júpiter. Muitas vezes supôs-se que essa ampla região deveria ser ocupada por algum outro planeta. Essa suposição ficou ainda mais forte quando foi descoberta uma lei notável que indicava, com considerável precisão, as distâncias relativas dos grandes planetas do nosso sistema. Pegue a série de números 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96, onde cada número (exceto o segundo) é o dobro do anterior.

o número que o precede. Se agora somarmos quatro a cada um deles, obtemos a série 4, 7, 10, 16, 28, 52, 100. Com exceção do quinto desses números (28), todos eles são proporcionalmente semelhantes às distâncias dos vários planetas do sol. Na verdade, as distâncias são as seguintes: Mercúrio, 3,9; Vênus, 7,2; Terra, 10; Marte, 15,2; Júpiter, 52,9; Saturno, 95,4. Embora não tenhamos nenhuma razão física para explicar por que essa lei — geralmente conhecida como lei de Bode — deveria ser verdadeira, o fato de ela ser tão precisamente verdadeira no caso de todos os planetas conhecidos nos leva a questionar se não poderia haver também um planeta orbitando o sol à distância representada por 28.

Esse sentimento era tão forte no final do século XVIII que alguns astrônomos empenhados decidiram fazer um esforço conjunto para encontrar o planeta desconhecido. Parecia certo que o planeta não podia ser grande, pois, caso contrário, já teria sido encontrado há muito tempo. Se ele realmente existisse, seriam necessárias maneiras de distingui-lo entre as inúmeras estrelas espalhadas ao longo de sua órbita.

A busca pelo pequeno planeta logo foi recompensada com um sucesso que tornou memorável a primeira noite do século XIX na astronomia. Foi nos céus limpos de Palermo que ficava o observatório onde foi feita a memorável descoberta do primeiro planeta menor conhecido, por Piazzi. Esse astrônomo diligente e talentoso havia desenvolvido um sistema engenhoso para explorar o céu, perfeitamente adequado para distinguir um planeta entre as estrelas. Em uma determinada noite, ele selecionava uma série de cinquenta estrelas, mais ou menos, dependendo das circunstâncias. Com seu círculo meridiano, ele determinava as posições dos objetos escolhidos. Na noite seguinte, ou, pelo menos, assim que fosse conveniente, ele reobservava todas as cinquenta estrelas com o mesmo instrumento e da mesma maneira. Todo o processo era repetido em duas ou mais noites. Quando as observações eram comparadas, ele tinha informações sobre as posições de cada estrela em diferentes noites, completando assim toda a série. Ele teve a perseverança suficiente para continuar essas observações por

Muitos grupos de estrelas, e, por fim, ele foi recompensado com um sucesso que compensou amplamente todo o seu esforço.

Foi em 1º de janeiro de 1801 que Piazzi começou, pela cento e cinquenta e nona vez, a observar uma nova série de estrelas. Nessa noite, cinquenta estrelas foram vistas através do seu telescópio, e suas posições foram registradas com cuidado. Dos objetos observados, os primeiros doze eram, sem dúvida, estrelas; e, pelo que parecia, o décimo terceiro também era uma estrela de oitava magnitude na constelação de Touro. Não havia nada que diferenciasse a aparência telescópica desse objeto dos demais que o precediam ou o seguiam. Na noite seguinte, Piazzi, conforme seu costume, observou novamente todas as cinquenta estrelas; fez o mesmo em 3 de janeiro e mais uma vez em 4 de janeiro. Em seguida, como de costume, juntou as quatro posições encontradas para cada um dos vários corpos celestes. Ao fazer isso, percebeu imediatamente que o décimo terceiro objeto da lista era um corpo completamente diferente dos demais, bem como de todas as outras estrelas que já havia observado. As quatro posições desse objeto misterioso eram todas diferentes; em outras palavras, ele estava em movimento, sendo, portanto, um planeta.

Alguns dias de observação foram suficientes para mostrar como esse pequeno corpo, posteriormente chamado Ceres, orbitava ao redor do Sol e como se movia por aquele caminho vazio entre as órbitas de Marte e Júpiter. Realmente, grande foi o interesse despertado por essa descoberta e a influência que exerceu no progresso da astronomia. Os majestosos planetas do nosso sistema agora tinham de admitir que um objeto muito mais humilde também podia compartilhar dos benefícios fornecidos pelo Sol.

Depois que Piazzi obteve mais algumas observações, a época adequada para observar aquela região do céu passou, e o novo planeta, naturalmente, deixou de ser visível. Em poucos meses, sem dúvida, a mesma região do céu voltaria a ficar acima do horizonte após o anoitecer, e as estrelas poderiam ser vistas novamente como antes. No entanto, o planeta continuava em movimento e assim permaneceria; quando chegasse a próxima estação, ele teria se afastado para alguma região distante e voltaria a se misturar com as demais estrelas.

as estrelas às quais se assemelhava tanto. Como, então, o planeta poderia ser rastreado durante seu período de invisibilidade e identificado quando voltasse a estar ao alcance da observação?

Essa dificuldade chamou a atenção dos astrônomos, que buscaram algum método para determinar a posição do planeta, a fim de evitar que a descoberta de Piazzi caísse no esquecimento. Um jovem matemático alemão, cujo nome era Gauss, iniciou sua brilhante carreira com uma tentativa bem-sucedida de resolver esse problema. Um planeta, como já mostramos, descreve uma elipse ao redor do Sol, sendo que o Sol está localizado em um dos focos dessa curva. Pode-se demonstrar que, quando se conhecem três posições de um planeta, a elipse na qual ele se move é completamente determinada. Piazzi havia medido, em cada ocasião, a posição que o planeta ocupava. Essas informações estavam à disposição de Gauss, e o problema que ele precisava resolver podia ser assim formulado: sabendo a posição do planeta em três noites, era necessário, sem novas observações, determinar qual seria sua posição em uma data específica, alguns meses no futuro. Cálculos matemáticos, baseados nas leis de Kepler, permitiram resolver esse problema, e Gauss teve sucesso nisso. Ele demonstrou que, embora o telescópio do astrônomo não conseguisse detectar o planeta durante seu período de invisibilidade, a caneta do matemático podia acompanhá-lo com precisão infalível. Quando, portanto, o avanço das estações permitiu que as observações fossem retomadas, a busca foi reiniciada. O telescópio foi direcionado para o ponto indicado pelos cálculos de Gauss, e lá estava o pequeno Ceres. Desde sua redescoberta, o planeta ficou tão completamente submetido aos raciocínios matemáticos que sua posição pode ser determinada, todas as noites do ano, com uma precisão quase igual à obtida ao observar a Lua ou os grandes planetas do nosso sistema.

A descoberta de um planeta menor foi rapidamente seguida por sucessos semelhantes, de modo que, em sete anos, Pallas, Juno e Vesta foram adicionados ao sistema solar. As órbitas de todos esses corpos situam-se na região entre as órbitas de Marte e Júpiter, e, por muitos anos, pareceu que...

Pensava-se que o nosso sistema planetário estava agora completo. Quarenta anos depois, começaram novamente pesquisas sistemáticas. Planeta após planeta foi adicionado à lista; gradualmente, as descobertas se tornaram cada vez mais numerosas, até que, em 1897, o número total chegou a cerca de 430. Sua distribuição no sistema solar é mais ou menos como mostrado na Figura 55. Com o aperfeiçoamento dos telescópios astronômicos e com o empenho com que certos astrônomos se dedicaram a essa pesquisa interessante, foi criado um método especial de observação com o objetivo específico de encontrar esses pequenos objetos.

Sabe-se que as trajetórias pelas quais todos os grandes planetas se movem pelos céus coincidem quase totalmente com a trajetória que o sol parece seguir entre as estrelas, conhecida como eclíptica. É natural supor que os pequenos planetas também se movam pela mesma grande via, que os leva através de todos os signos do zodíaco, um após o outro. Sem dúvida, alguns dos pequenos planetas se desviam bastante da trajetória do sol, mas a grande maioria fica aproximadamente perto dela. Esse fato simplifica imediatamente a busca por novos planetas. É preciso examinar uma determinada zona ao redor dos céus, mas, em geral, há pouca vantagem em levar a pesquisa para outras partes do céu.

O próximo passo é criar um mapa contendo todas as estrelas dessa região. Trata-se de uma tarefa de enorme esforço; as estrelas visíveis nos grandes telescópios são tão numerosas que muitas dezenas de milhares, talvez até centenas de milhares, estão incluídas nessa região tão limitada. O fato é que muitos dos pequenos planetas conhecidos atualmente são objetos extremamente pequenos; só podem ser vistos com telescópios muito potentes, e para sua detecção é necessário usar mapas nos quais até as estrelas mais fracas foram representadas. Muitos astrônomos contribuíram para a criação desses mapas; entre eles pode-se citar Palisa, de Viena, que, por meio de seus mapas, encontrou oitenta e três pequenos planetas, e o falecido professor Peters, de Clinton, Nova York, que, de maneira semelhante, encontrou quarenta e nove desses corpos.

Fig. 55.—A Zona de Planetas Menores entre Marte e Júpiter.

O astrônomo que pretende encontrar um novo planeta direciona seu telescópio para aquela parte da trajetória do Sol que se encontra no meridiano à meia-noite; é lá, se é que existe algum lugar, que está a chance de sucesso, pois é nessa região que tal corpo está mais próximo da Terra do que em qualquer outra parte de sua trajetória. Ele compara com atenção seu mapa com o céu, e geralmente constata que as estrelas no céu e as estrelas no mapa correspondem; mas às vezes acontece de faltar um ponto no céu no mapa. Sua atenção é imediatamente chamada; ele acompanha o objeto com cuidado, e se este se mover

É um planeta. Ainda assim, ele não pode ter certeza de que realmente fez uma descoberta; ele encontrou um planeta, sem dúvida, mas pode ser um dos muitos já conhecidos. Para esclarecer esse ponto, ele precisa realizar uma investigação adicional, às vezes muito trabalhosa; deve consultar o Anuário de Berlim e outras tabelas astronômicas sobre tais planetas para ver se é possível que algum deles estivesse naquela posição na noite em questão. Se conseguir confirmar que nenhum corpo previamente descoberto poderia estar lá, então terá o direito de anunciar aos seus colegas astrônomos a descoberta de um novo membro do sistema solar. Parece certo que todos os planetas menores mais importantes já foram descobertos há muito tempo. As adições recentes à lista são, em geral, objetos extremamente pequenos, além da capacidade dos telescópios pequenos.

Desde 1891, o método de busca por planetas menores que acabamos de descrever foi quase completamente abandonado em favor de um processo muito superior. Descobriu-se que é viável utilizar a fotografia para criar mapas do céu. Uma placa fotográfica é exposta no telescópio a uma determinada região do céu por tempo suficiente para que as estrelas telescópicas, muito fracas, possam deixar suas imagens. É preciso ter cuidado para que o relógio que move a câmera acompanhe com precisão a rotação da Terra, de modo que as estrelas fixas apareçam na placa como pontos nítidos. Se, ao desenvolver a placa, se constatar que uma estrela deixou um rastro, fica evidente que essa estrela deve ter tido um movimento independente durante o período de exposição (geralmente algumas horas); em outras palavras, deve ser um planeta. Para maior segurança, geralmente é tirada uma segunda foto da mesma região após um curto intervalo. Se o local ocupado pelo rastro na primeira placa estiver agora vazio, enquanto na segunda placa aparece um novo rastro alinhado com o primeiro, não resta dúvida de que temos indícios reais de um planeta, e de que não fomos enganados por alguma imperfeição na placa ou por algumas estrelas pequenas que por acaso estavam muito próximas umas das outras. Wolf, de Heidelberg, e, seguindo seus passos, Charlois, de Nice, descobriram dessa maneira um grande número de novos planetas menores, além de recuperarem muitos daqueles que haviam sido perdidos devido à insuficiência de observações.

Em 13 de agosto de 1898, o Sr. G. Witt, do observatório Urania em Berlim, descobriu um novo asteroide por meio do método fotográfico. Este objeto foi inicialmente considerado apenas como mais um elemento sem importância especial entre os 432 asteroides já descobertos anteriormente. Ele recebeu, como de costume, uma designação provisória segundo um sistema alfabético simples. Este rótulo temporário atribuído ao asteroide de Witt foi “D Q”. Porém, a nomeação oficial do asteroide substituiu agora esse rótulo. O Sr. Witt deu ao seu asteroide o nome de “Eros”. Este nome foi devidamente aceito pelos astrônomos, e assim o planeta será conhecido para sempre.

O fato que torna a descoberta de Eros um dos incidentes mais notáveis da astronomia recente é que, nas raras ocasiões em que este asteroide se aproxima da Terra, ele fica mais perto dela do que o planeta Marte jamais poderá ficar. Mais perto do que o planeta Vênus jamais poderá ficar. Mais perto do que qualquer outro asteroide conhecido jamais poderá ficar. Assim, atribuímos a Eros a posição excepcional de ser nosso vizinho planetário mais próximo em todo o céu. Em certas circunstâncias, sua distância da Terra não excederá um sétimo da distância média entre a Terra e o Sol.

Quanto à composição física dos asteroides e às características de suas superfícies, somos completamente ignorantes. Pode ser, pelo que sabemos, que esses corpos sejam esferas semelhantes à nossa Terra em miniatura, com continentes e oceanos. Se houver vida nesses corpos, que frequentemente têm apenas alguns quilômetros de diâmetro, essa vida deve ser algo totalmente diferente de tudo com o que estamos acostumados. Deixando de lado todas as outras dificuldades decorrentes da possível ausência de água e da grande improbabilidade de encontrar lá uma atmosfera com densidade e composição adequadas para a respiração, a própria gravidade proibiria que seres orgânicos adaptados à Terra vivessem em um asteroide menor.

Tentemos ilustrar esse ponto: suponhamos que tenhamos um asteroide com oito milhas de diâmetro, ou, em números redondos, um milésimo do diâmetro da Terra. Se supusermos ainda que os materiais desse asteroide sejam da mesma natureza das substâncias presentes na Terra,

É fácil provar que a gravidade na superfície do planeta será apenas um milésimo da gravidade da Terra. Conclui-se, então, que o peso de um objeto na Terra seria reduzido a um milésimo se esse objeto fosse transferido para o planeta. Isso não seria detectado por uma balança comum, na qual os pesos devem ser colocados em uma das prateleiras e o corpo a ser pesado na outra. Testada dessa maneira, uma massa teria, naturalmente, o mesmo peso em qualquer lugar; pois, se a gravitação da massa mudar, a gravitação dos pesos de contrapeso também muda em proporção igual. Mas, quando pesada com uma balança de mola, a mudança ficaria imediatamente evidente, e o esforço necessário para levantar um peso seria reduzido a um milésimo. Uma carga de mil libras poderia ser levantada da superfície do planeta com o mesmo esforço necessário para levantar uma libra na Terra; os efeitos disso seriam muito notáveis.

Em nossa descrição da Lua, mencionou-se (p. 103) que podemos calcular a velocidade necessária para lançar um projétil de modo que ele nunca mais volte ao globo de onde foi expelido. Aplicamos esse raciocínio para explicar por que a Lua aparentemente perdeu completamente qualquer atmosfera que possa ter tido em algum momento.

Se assumirmos, para fins ilustrativos, que as densidades de todos os planetas são idênticas, então a lei que expressa a velocidade crítica para cada planeta pode ser facilmente estabelecida. Na verdade, ela é simplesmente proporcional ao diâmetro do globo em questão. Assim, para um planeta menor cujo diâmetro fosse um milésimo do da Terra, ou cerca de oito milhas, a velocidade crítica seria um milésimo de seis milhas por segundo — ou seja, cerca de trinta pés por segundo. Essa é uma velocidade baixa em comparação com os padrões comuns. Uma criança consegue facilmente lançar uma bola a quinze ou dezesseis pés de altura, mas, para levá-la a essa altura, ela precisa ser lançada com uma velocidade de trinta pés por segundo. Uma criança, parada em um planeta com oito milhas de diâmetro, lança sua bola verticalmente para cima; a bola subirá a uma altitude surpreendente. Se a velocidade inicial for menor que trinta pés por segundo, a bola acabará parando de se mover, começará a girar e cairá.

acelerando gradualmente, até que, por fim, voltasse à superfície com uma velocidade igual àquela com que havia sido projetada. Se a velocidade inicial fosse de trinta pés por segundo ou mais, então a bola subiria cada vez mais alto, sem jamais retornar. Em um capítulo futuro será necessário voltar a tratar deste assunto.

Alguns dos planetas menores aparecem em telescópios potentes como discos de dimensões consideráveis, e até mesmo foram medidos com micrômetros. Dessa forma, o professor Barnard, do Observatório Lick, determinou os seguintes valores para os diâmetros dos quatro primeiros planetas menores descobertos:—

485
Ceres
milhas.
304
Pallas
milhas.
118
Juno
milhas.
243
Vesta
milhas.

No entanto, o valor para Juno é muito incerto, e, de longe, a maior parte dos planetas menores é muito menor do que indicariam os números aqui apresentados. É possível, por meio de certos cálculos, estimar a massa total de todos os planetas menores, já que as observações nos revelam a extensão de suas influências conjuntas sobre o movimento de Marte. Dessa maneira, Le Verrier concluiu que a massa total dos pequenos planetas deve ser aproximadamente igual a um quarto da massa da Terra. Harzer, repetindo a investigação de maneira aprimorada, deduziu uma massa total equivalente a um sexto da massa da Terra. Não há dúvida de que a massa total de todos os planetas menores atualmente conhecidos não representa mais do que uma fração muito pequena do valor indicado por esses cálculos. Portanto, concluímos que deve haver um número enorme de planetas menores.

planetas que ainda não foram reconhecidos no observatório. Esses planetas desconhecidos devem ser extremamente pequenos.

As órbitas desse grupo de corpos diferem, em características notáveis, das dos planetas maiores. Algumas delas estão inclinadas em ângulos de 30° em relação ao plano da órbita terrestre, enquanto as inclinações dos grandes planetas não passam de alguns graus. Algumas das órbitas dos planetas menores são também elipses muito alongadas, ao passo que, naturalmente, as órbitas dos planetas grandes não se afastam muito da forma circular. Os períodos de revolução desses pequenos objetos ao redor do sol variam de três anos a quase nove anos.

Um grande aumento no número de planetas menores recompensou o zelo daqueles astrônomos que dedicaram seus esforços a esse assunto. Seu sucesso exigiu um trabalho enorme nos computadores do “Berlin Year-Book”. Esse trabalho útil ocupa, nesse aspecto, uma posição que não é ocupada nem pelo nosso próprio “Nautical Almanac”, nem por publicações semelhantes de outros países. Um grupo habilidoso de computadores tem como dever fornecer ao “Berlin Year-Book” informações detalhadas sobre os movimentos dos planetas menores. Assim que algumas observações completas são obtidas, o pequeno objeto fica sob o controle do matemático; ele consegue prever seu percurso para os anos futuros, e as informações relativas a todos os planetas menores conhecidos podem ser encontradas nos volumes anuais dessa publicação.

O crescimento das descobertas tem sido tão rápido que o trabalho necessário para a elaboração de tais previsões é agora enorme. Deve-se confessar que muitos dos planetas menores são muito fracos e, de outro modo, desprovidos de interesse, de modo que os astrônomos às vezes são tentados a concordar com a sugestão de que parte do trabalho astronômico atualmente dedicado ao cálculo das trajetórias desses corpos poderia ser aplicado de maneira mais proveitosa. Para isso, seria apenas necessário deixar à deriva todos os membros menos interessantes desse grupo, permitindo que seguissem seus caminhos sem serem observados.

por telescópio, ou pelas tabelas ainda mais precisas dos computadores matemáticos.

O sol, que controla os enormes corpos do nosso sistema, não se recusa a guiar, com igual cuidado, os pequenos corpos que formam os planetas menores. Em determinados momentos, alguns deles se aproximam o suficiente da Terra para merecer a atenção daqueles astrônomos que estão especialmente interessados em determinar as dimensões do sistema solar. As observações são de tal natureza que podem ser feitas com considerável precisão; elas também podem ser multiplicadas na medida desejada. Alguns desses pequenos corpos, portanto, têm um grande futuro astronômico, pois parecem destinados a indicar a verdadeira distância da Terra ao Sol com maior precisão do que Vênus ou Marte. Os menores desses planetas não servem para esse propósito; eles só podem ser vistos por telescópios potentes e não permitem medições com a precisão necessária. É também óbvio que os planetas escolhidos para observação devem estar o mais próximo possível da Terra. Em circunstâncias favoráveis, alguns dos planetas menores se aproximam da Terra a uma distância que corresponde a cerca de três quartos da distância até o Sol. Essas várias condições limitam o número de corpos disponíveis para esse fim a cerca de uma dúzia, dos quais um ou dois geralmente ficam em posição adequada a cada ano.

Para a determinação da distância do Sol, este método, baseado nos planetas menores, oferece vantagens inquestionáveis. O próprio planeta é um ponto minúsculo, semelhante a uma estrela, no telescópio, e as medições são feitas a partir dele em direção às estrelas que se encontram perto dele. Talvez seja necessário dizer algumas palavras aqui sobre a natureza das observações mencionadas. Quando falamos em medidas do planeta até a estrela, não nos referimos àquilo que seria talvez a acepção mais comum dessa expressão. Não estamos nos referindo à medição real da distância em linha reta entre o planeta e a estrela. Esse elemento, mesmo que possível, só poderia ser o resultado de uma série prolongada de observações, cuja natureza será explicada posteriormente, quando falarmos das distâncias das estrelas. As medidas mencionadas agora são de caráter mais simples; elas servem apenas para determinar

distância aparente dos objetos, expressa em medida angular. Essa medida angular é de caráter completamente diferente da medida linear, e os dois métodos podem, de fato, levar a resultados que à primeira vista pareceriam paradoxais.

Podemos tomar, como ilustração, o caso do grupo de estrelas que forma as Plêiades e aquele que forma a Ursa Maior. Esta última é um grande grupo, enquanto a primeira é um grupo pequeno. Mas por que consideramos que os termos “grande” e “pequeno” se aplicam corretamente aqui? Cada par de estrelas da Ursa Maior forma um ângulo grande com o olho. Cada par de estrelas nas Plêiades forma um ângulo pequeno, e são esses ângulos que constituem o objeto direto da medição astronômica. Falamos da distância entre duas estrelas, referindo-nos assim ao ângulo delimitado pelas duas linhas que vão do olho até as duas estrelas. É isso que nossos instrumentos conseguem medir, e deve-se observar que não há nenhuma referência à magnitude linear. De fato, se quisermos mencionar dimensões reais, é perfeitamente possível, para tudo o que podemos saber, que as Plêiades formem um grupo muito maior do que a Ursa Maior, e que a aparente superioridade desta última se deva apenas ao fato de estar mais próxima de nós. As medidas angulares mais precisas são obtidas quando duas estrelas, ou dois pontos semelhantes a estrelas, estão tão próximos um do outro que podem ser incluídos no mesmo campo de visão do telescópio. Existem formas especiais de aparelhos que permitem ao astrônomo, nesse caso, dar às suas observações uma precisão inalcançável na medição de objetos menos bem definidos ou a uma distância aparente maior. A determinação da distância do pequeno planeta semelhante a uma estrela de uma estrela é, portanto, caracterizada por grande precisão.

Mas existe outro argumento, talvez ainda mais importante, a favor da determinação da escala do sistema solar por esse processo. A verdadeira força do método dos planetas menores reside menos na precisão individual das observações e mais no fato de que, pela natureza desse método, é possível concentrar um número considerável de repetições no resultado. É claro que, quando falamos da precisão de uma observação, não se deve presumir que ela possa jamais estar completamente livre de erros. Erros sempre existem, e, embora possam ser pequenos, ainda assim...

A quantidade a ser medida é mínima; um erro de insignificância intrínseca pode representar uma fração considerável do todo. A única maneira de reduzir seu efeito é calcular a média de um grande número de observações. Essa é a verdadeira razão da utilidade do método dos planetas menores. Não precisamos esperar pela ocorrência de eventos raros, como o trânsito de Vênus. A cada ano, algum ou vários planetas menores se aproximam suficientemente da Terra para que o método possa ser aplicado. As diversas circunstâncias associadas a cada planeta, bem como a grande variedade de observações que podem ser feitas sobre ele, contribuem ainda mais para a eliminação de erros.

À medida que o planeta percorre seu caminho pelo céu, repleto em todos os lugares de inúmeras estrelas minúsculas, é evidente que esse corpo, tão semelhante a uma estrela, sempre terá algumas estrelas em sua proximidade imediata. Como os movimentos do planeta são bem conhecidos, podemos prever onde ele estará em cada noite em que será observado. Assim, torna-se possível acordar com observadores em regiões muito diferentes do mundo sobre as observações a serem realizadas em cada noite específica.

Foi feita uma tentativa, por sugestão do Dr. Gill, de aplicar este método em uma escala compatível com sua importância. Os planetas Iris, Victoria e Sappho, nos anos de 1888 e 1889, se aproximaram tanto da Terra que foram feitos arranjos para medições simultâneas nos hemisférios norte e sul. Um plano foi completamente elaborado muitos meses antes do início das observações. Cada observador que participou do trabalho foi, assim, informado com antecedência quais estrelas deveriam ser utilizadas em cada noite. Vistas de qualquer parte da Terra, seja do Cabo da Boa Esperança ou da Grã-Bretanha, as posições das estrelas permanecem absolutamente inalteradas. Sua distância é tão enorme que uma mudança de local na Terra não as desloca em grau apreciável. Mas o caso é diferente com um planeta menor. Sua distância é apenas um milionésimo da distância até as estrelas, e o deslocamento do planeta quando visto do Cabo e quando visto da Europa é uma quantidade mensurável.

A magnitude que buscamos deve ser determinada por meio da comparação entre as medições feitas no hemisfério norte e aquelas feitas no hemisfério sul. As observações nas duas localidades devem ser o mais simultâneas possível, levando-se em conta o movimento do planeta durante o intervalo de tempo que possa ter se passado. Embora sejam tomadas todas as precauções para eliminar os erros de cada observação, permanece o fato de que comparamos as medidas feitas por observadores no hemisfério norte com as feitas por outros observadores, utilizando, é claro, instrumentos diferentes, a milhares de quilômetros de distância. Mas, nesse aspecto, não estamos em desvantagem maior do que ao observar o trânsito de Vênus.

No entanto, é possível superar até mesmo essa objeção, dando assim ao método dos planetas menores uma superioridade incontestável sobre seu concorrente. A dificuldade seria superada se pudéssemos garantir que um astrônomo, após fazer um conjunto de observações numa noite propícia no hemisfério norte, fosse imediatamente transferido, juntamente com seus instrumentos, para a estação no hemisfério sul, onde repetiria as observações. Uma transformação equivalente pode ser realizada sem nenhum recurso milagroso, e nela temos, sem dúvida, o modo mais perfeito de medir a distância ao Sol que conhecemos. Esse método já foi aplicado com sucesso pelo Dr. Gill no caso de Júpiter, e existem outros membros do grupo de planetas menores em condições ainda mais favoráveis.

Considere, por exemplo, um planeta menor que, às vezes, se aproxima a menos de 70.000.000 de milhas da Terra. Quando a oposição está se aproximando, um observador habilidoso deve ser colocado em alguma estação adequada perto do equador. O instrumento que ele deve usar é aquele maravilhoso dispositivo de engenharia mecânica e ótica conhecido como heliômetro.[20] Ele pode ser usado para medir a distância angular entre objetos que estão muito distantes para serem medidos com um micrômetro convencional. As medições devem ser feitas à noite, assim que o planeta tiver subido alto o suficiente para poder ser visto claramente. Em seguida, o observador e o observatório devem ser transferidos para o outro lado da Terra. Como isso será feito? Melhor ainda: como poderíamos impedir que isso fosse feito? A Terra não está girando em torno de seu eixo, de modo que, ao longo de algumas horas…

Um observatório localizado no equador é transportado fisicamente por milhares de quilômetros? À medida que a manhã se aproxima, as observações devem ser repetidas. Verifica-se que o planeta mudou seu lugar de maneira bastante significativa em relação às estrelas. Isso se deve em parte ao seu próprio movimento, mas também, em grande parte, ao deslocamento paraláctico causado pela rotação da Terra, que pode chegar a vinte segundos. As medições feitas em uma única noite com o heliômetro não devem apresentar um erro médio maior do que um quinto de segundo, e podemos esperar que sejam possíveis realizar observações em cerca de vinte e cinco noites durante a oposição. Quatro grupos desse tipo deveriam ser suficientes para determinar a distância do Sol sem qualquer incerteza maior do que a milésima parte do valor total. A principal dificuldade deste processo surge do movimento do planeta no intervalo entre as observações da noite e da manhã. Esse problema pode ser evitado por meio de medições diligentes e repetidas da posição do planeta em relação às estrelas por entre as quais ele passa.

Na obra monumental publicada em 1897 pelo Observatório do Cabo, sob a direção do Dr. Gill, foram obtidos os resultados finais das observações de Iris, Victoria e Sappho. Com base nesses dados, verifica-se que o ângulo formado pelo raio equatorial da Terra no centro do Sol, quando ela está à sua distância média, tem o valor de 8´´·802. Se utilizarmos o melhor valor para o raio equatorial da Terra, obtemos 92.870.000 milhas como a distância média entre o centro do Sol e o centro da Terra. Provavelmente, esta é a determinação mais precisa da escala do sistema solar já feita até hoje.

CAPÍTULO XII.
JÚPITER.
O grande tamanho de Júpiter — Comparação do seu diâmetro com o da Terra —
Dimensões do planeta e da sua órbita — A sua rotação — Comparação do seu peso
e volume com os da Terra — Leveza relativa de Júpiter — Como isso é explicado —
Júpiter provavelmente ainda em estado aquecido — As faixas em Júpiter — Manchas na sua
superfície — Tempo de rotação das diferentes manchas varia — Tempestades em Júpiter — Júpiter
não é incandescente — Os satélites — A sua descoberta — Aparência telescópica — As suas
órbitas — Eclipses e ocultações — Um satélite em trânsito — A velocidade da luz
descoberta — Como essa velocidade pode ser medida experimentalmente? — Determinação
da distância do Sol por meio dos eclipses dos satélites de Júpiter — Os satélites de Júpiter
demonstrando o sistema copernicano.

Na nossa exploração da bela série de corpos que formam o sistema solar,
procedemos passo a passo para fora, a partir do Sol. Seguindo este método,
chegamos agora ao esplêndido planeta Júpiter, que percorre o seu majestoso caminho numa órbita imediatamente fora das órbitas dos planetas menores que acabamos de considerar. Realmente, grande é o contraste entre esses pequenos corpos e o enorme globo de Júpiter. Se tivéssemos adotado um método diferente — se, por exemplo, tivéssemos discutido os vários corpos do nosso sistema planetário pela ordem do seu tamanho — então os planetas menores teriam sido os últimos a serem considerados, enquanto o líder desse grupo seria Júpiter. Júpiter tem todo o direito a essa posição, sem qualquer concorrência. O próximo maior da lista, o belo e interessante Saturno, fica muito atrás. É preciso fazer outra grande descida na escala de tamanho antes de chegarmos a Urano e Netuno, e ainda outro passo para baixo antes de alcançarmos aquele grupo menor de planetas que inclui a nossa Terra. Júpiter se destaca de tal forma sobre os demais que, mesmo que Saturno fosse aumentado com todos os outros corpos do nosso sistema reunidos em um só, a massa resultante ainda não igualaria o grande globo de Júpiter.

A figura adjacente (Fig. 56) mostra as dimensões relativas de Júpiter e da Terra, transmitindo ao olho uma impressão mais vívida do tamanho enorme de Júpiter do que aquela que podemos obter simplesmente considerando os valores numéricos que permitem estimar com precisão seu volume. No entanto, como será necessário apresentar esses dados numéricos aos nossos leitores, fazemo-lo no início deste capítulo.

Júpiter orbita o Sol em uma órbita elíptica, a uma distância média de 483.000.000 de milhas. O percurso seguido por Júpiter tem, portanto, um diâmetro aproximadamente 5,2 vezes maior do que o percurso seguido pela Terra. A forma da órbita de Júpiter se afasta bastante de um círculo: a maior distância do Sol é de 5,45, enquanto a menor distância é de cerca de 4,95, sendo a distância da Terra do Sol considerada como unidade. Nas condições mais favoráveis para observar Júpiter em oposição, ele ainda está a aproximadamente quatro vezes mais distante da Terra do que a Terra está do Sol. Esse grande planeta também ilustra a lei segundo a qual, quanto mais distante estiver um planeta, mais lenta é a velocidade com que realiza seu movimento orbital. Enquanto a Terra percorre dezoito milhas por segundo, Júpiter percorre apenas oito milhas. Assim, por duas razões, o tempo necessário para que um planeta externo complete uma revolução é maior do que o período da Terra. Não apenas o planeta externo…

planeta para completar um curso mais longo do que a Terra, mas a velocidade é menor; assim, Júpiter leva 4.332,6 dias, ou cerca de cinquenta dias a menos do que doze anos, para dar uma volta completa pelos céus.

O diâmetro médio deste grande planeta é de aproximadamente 87.000 milhas. Dizemos “diâmetro médio” porque existe uma diferença considerável entre o diâmetro equatorial e o diâmetro polar de Júpiter. Já vimos que existe uma diferença semelhante na Terra, onde o diâmetro polar é menor do que o equatorial; mas a desigualdade entre essas duas dimensões é muito maior em Júpiter do que na Terra. O diâmetro equatorial de Júpiter é de 89.600 milhas, enquanto o polar não passa de 84.400 milhas. A elipticidade de Júpiter, indicada por esses valores, é suficientemente marcante para ser evidente sem necessidade de medições precisas. Em torno do diâmetro mais curto, o planeta gira com uma velocidade que deve ser considerada enorme, se levarmos em conta o tamanho do globo. Cada rotação é completada em aproximadamente 9 horas e 55 minutos.

Podemos naturalmente comparar o período de rotação de Júpiter com a rotação muito mais lenta da nossa Terra, que ocorre em vinte e quatro horas. A diferença torna-se ainda mais marcante se considerarmos as velocidades relativas com que um objeto no equador da Terra e no de Júpiter realmente se move. Como o diâmetro de Júpiter é quase onze vezes maior que o da Terra, segue-se que a velocidade no equador de Júpiter deve ser cerca de vinte e sete vezes maior do que na Terra. Sem dúvida, é a essa alta velocidade de rotação que devemos atribuir a extraordinária elipticidade de Júpiter; a rápida rotação gera uma grande força centrífuga, que faz com que os materiais flexíveis dos quais o planeta parece ser formado se expandam.

Até onde podemos ver, Júpiter não é um corpo sólido. Esta é uma circunstância importante; portanto, será necessário discuti-la com algum detalhe, pois percebemos aqui uma grande diferença entre este grande planeta e os outros planetas que anteriormente chamaram nossa atenção. A partir das medições já fornecidas, é fácil calcular o volume de Júpiter. Ver-se-á que este planeta tem um volume aproximadamente 1.300 vezes maior do que

tão grande quanto a Terra; em outras palavras, seriam necessários 1.300 esferas, cada uma do tamanho da nossa Terra, todas juntas, para formar uma única esfera do tamanho de Júpiter.

Se os materiais que compõem Júpiter fossem semelhantes aos materiais da Terra, poderíamos esperar que o peso do planeta excedesse o peso da Terra numa proporção aproximada aos seus volumes. É este o problema que agora se propõe a ser investigado. Imediatamente surge a pergunta: como podemos determinar o peso de Júpiter? Nem sequer é fácil pesar a Terra sobre a qual estamos. Como, então, podemos pesar um planeta imensamente maior que a Terra e distante de nós por centenas de milhões de milhas? Realmente, este é um problema audacioso. No entanto, os recursos intelectuais do homem provaram-se suficientes para realizar esta proeza da engenharia celeste. É verdade que eles não são capazes de criar as balanças pesadas nas quais o grande planeta seria colocado, mas conseguem utilizar certos fenômenos naturais para obter as informações necessárias.

Tais investigações baseiam-se no princípio da gravitação universal. A massa de Júpiter atrai outras massas no sistema solar. A eficiência dessa atração é mais evidente nos corpos que se encontram perto do planeta. Em virtude dessa atração, esses corpos realizam certos movimentos. Podemos observar sua natureza com nossos telescópios, podemos determinar sua magnitude e, a partir de nossas medições, calcular a massa do corpo que provocou esses movimentos. Este é o único método que possuímos para investigar as massas dos planetas; e, embora possa ser difícil na sua aplicação — não apenas devido às observações necessárias, mas também devido à complexidade e profundidade dos cálculos a que essas observações devem ser submetidas —, pelo menos no caso de Júpiter, não há incerteza quanto ao resultado.

A tarefa fica particularmente simplificada no caso do maior planeta do nosso sistema graças ao belo sistema de luas que o acompanha. Essas pequenas luas orbitam sob a influência de Júpiter, e seus movimentos são

sem serem de outra forma interferidos, de modo a impedir seu uso para o nosso propósito atual. É a partir das observações dos satélites de Júpiter que somos capazes de medir seu poder atrativo e, assim, calcular a massa desse planeta imenso.

Para aqueles que não estão especialmente familiarizados com os princípios da mecânica, pode parecer difícil compreender o grau de precisão de que tal método é capaz. No entanto, não há dúvida de que seus satélites nos informam sobre a massa de Júpiter, sem deixar uma margem de imprecisão tão grande quanto uma centésima parte do valor total. Se for necessária outra confirmação, ela está disponível em abundância. Um planeta menor ocasionalmente se aproxima da órbita de Júpiter e sofre sua atração; o planeta é forçado a desviar-se de seu caminho, e a magnitude desse desvio pode ser medida. A partir dessa medição, a massa de Júpiter pode ser calculada por meio de um procedimento cuja explicação seria impossível aqui. A massa de Júpiter, determinada por esse método, concorda com a massa obtida por um método completamente diferente, por meio dos satélites.

Tampouco esgotamos ainda os recursos da astronomia relacionados a essa questão. Podemos descartar o sistema planetário e recorrer à ajuda de um cometa que, ao atravessar as órbitas dos planetas, ocasionalmente sofre perturbações grandes, às vezes enormes. Por enquanto, basta observar que, em uma ou duas ocasiões, cometas audaciosos estiveram perto o suficiente de Júpiter para serem muito afetados por sua atração, e então anunciaram, em seus movimentos alterados, a magnitude da massa que os influenciou. Os satélites de Júpiter, os planetas menores e os cometas todos indicam o peso desse globo gigantesco; e, como todos concordam no resultado (pelo menos dentro de limites extremamente estreitos), não podemos hesitar em concluir que a massa do maior planeta do nosso sistema foi determinada com precisão.

Os resultados dessas medições devem agora ser apresentados. Eles mostram, claro, que Júpiter é muito inferior ao Sol — que, na verdade, seriam necessários cerca de 1.047 Júpiteres, todos juntos, para formar um corpo com o mesmo peso que o Sol.

sol. Eles também nos mostram que seriam necessários 316 planetas com o mesmo peso da Terra para contrabalançar o peso de Júpiter.

Sem dúvida, isso prova que Júpiter é um corpo de proporções magníficas; mas o fato notável não é o fato de Júpiter ser 316 vezes mais pesado que a Terra, e sim o fato de ele não ser muito mais pesado. Não dissemos que Júpiter é 1.300 vezes maior que a Terra? Como, então, ele é apenas 316 vezes mais pesado? Isso indica imediatamente algum contraste fundamental entre a constituição de Júpiter e a da Terra. Como podemos explicar essa diferença? Podemos conceber duas explicações. Em primeiro lugar, pode-se supor que Júpiter seja composto de materiais parcial ou totalmente desconhecidos na Terra. No entanto, existe uma suposição alternativa, ao mesmo tempo mais filosófica e mais consistente com as evidências. É verdade que sabemos pouco ou nada sobre quais podem ser as substâncias elementares em Júpiter, mas uma das grandes descobertas da astronomia moderna nos ensinou algo sobre os corpos elementares presentes em outros corpos do universo, e demonstrou que, em grande medida, eles são idênticos aos corpos elementares da Terra. Se Júpiter for composto de corpos semelhantes aos da Terra, há apenas uma maneira de explicarmos a disparidade entre seu tamanho e sua massa. Talvez a melhor maneira de apresentar esse argumento esteja em uma olhada na história remota da própria Terra, pois parece não ser impossível que a condição atual de Júpiter já tenha sido prenunciada pela condição da nossa Terra há incontáveis eras.

Em um capítulo anterior, tivemos oportunidade de apontar como a Terra parecia estar esfriando a partir de um estado anterior e altamente aquecido. Quanto mais voltamos no tempo, mais quente parece ter sido nosso planeta; e se projetarmos nosso olhar para uma época suficientemente distante, vemos que ela deve ter sido tão quente que a vida em sua superfície teria sido impossível. Ainda mais atrás, constatamos que o calor era tal que a água não podia permanecer na Terra; e, portanto, parece provável que, em alguma época incrivelmente remota, todos os oceanos que hoje se encontram nas profundezas da superfície, e talvez uma parte considerável de sua crosta atualmente sólida, devem ter estado em um estado de

vapor. Tal transformação do globo não alteraria sua massa, pois os materiais têm o mesmo peso, independentemente de sua temperatura, mas alteraria o tamanho do nosso globo em uma medida bastante considerável. Se esses oceanos fossem transformados em vapor, então a atmosfera, carregada de nuvens imensas, teria um volume centenas de vezes maior do que tem atualmente. Vista de um planeta distante, a atmosfera repleta de nuvens indicaria o tamanho visível do nosso globo, e sua densidade média pareceria, consequentemente, muito menor do que é atualmente.

A partir dessas considerações, fica evidente que a discrepância entre o tamanho e o peso de Júpiter, em comparação com a nossa Terra, desapareceria completamente se supusermos que Júpiter é hoje um corpo altamente aquecido, na mesma condição da nossa Terra há incontáveis eras atrás. Toda circunstância do caso tende a justificar esse argumento. Apontamos o pequeno tamanho da Lua como motivo pelo qual ela esfriou o suficiente para que seus vulcões ficassem silenciosos e imóveis. Da mesma forma, o pequeno tamanho da Terra, em comparação com Júpiter, explica por que Júpiter ainda retém grande parte de seu calor original, enquanto a Terra, sendo menor, dissipou a maior parte de seu calor. Esse argumento é ilustrado e fortalecido quando introduzimos outros planetas na comparação. Como regra geral, constatamos que os corpos menores, como a Terra e Marte, têm alta densidade, o que indica baixa temperatura, enquanto os planetas gigantes, como Júpiter e Saturno, têm baixa densidade, sugerindo que ainda retêm grande parte de seu calor original. Dizemos “calor original” talvez por falta de uma expressão mais correta; isso, no entanto, indica que não nos referimos de forma alguma ao calor solar, do qual, de fato, os grandes planetas externos recebem muito menos do que aqueles mais próximos do Sol. De onde pode ter vindo o calor original é algo que ainda fica na esfera da especulação.

Uma justificativa completa dessas ideias a respeito de Júpiter pode ser encontrada quando realizamos um exame detalhado de sua superfície por meio de um telescópio; e, felizmente, o tamanho do planeta é tão grande que, mesmo a

A uma distância de vários milhões de milhas – maior do que o número de dias no ano – ainda podemos identificar em sua superfície algumas características significativas.

A Placa XI apresenta uma série de quatro vistas diferentes de Júpiter. Elas foram retiradas de uma série de desenhos admiráveis do grande planeta, feitos pelo Sr. Griffiths em 1897. A primeira imagem mostra a aparência do planeta às 10h20, horário de Greenwich, em 17 de fevereiro de 1897, através de um poderoso telescópio refrator. Neste desenho, percebemos imediatamente que o contorno de Júpiter é claramente elíptico. A superfície do planeta costuma exibir a notável série de faixas aqui representadas. Elas são quase paralelas umas às outras e ao equador do planeta.

Quando Júpiter é observado por algumas horas, a aparência dessas faixas sofre certas mudanças. Isso se deve, em parte, à rotação regular do planeta em torno de seu eixo; em um período inferior a cinco horas, o hemisfério que vimos inicialmente é completamente substituído pelo hemisfério que estava originalmente do outro lado. Mas, além dessas mudanças, as faixas e outras características do planeta também são muito variáveis. Às vezes, surgem novas listras ou marcas, enquanto outras desaparecem; na verdade, um exame detalhado de Júpiter revela o fato surpreendente de que não existem características permanentes que possam ser identificadas. Aqui, somos imediatamente impactados pelo contraste entre Júpiter e Marte: no planeta menor, os principais contornos topográficos são quase invariáveis, e foi possível criar mapas de sua superfície com detalhes razoavelmente precisos; no entanto, um mapa de Júpiter é algo impossível – o desenho do planeta que fazemos esta noite será diferente do desenho do mesmo hemisfério feito algumas semanas depois.

Deve-se, no entanto, notar que, ocasionalmente, aparecem no planeta objetos que parecem ter um caráter mais persistente do que as faixas. Podemos mencionar especialmente o objeto conhecido como a Grande Mancha Vermelha alongada, que tem sido uma característica muito marcante no hemisfério sul de Júpiter desde 1878. Este objeto, que atraiu grande atenção dos observadores, tem cerca de 30.000 milhas de comprimento e aproximadamente 7.000 milhas de largura.

O professor Barnard observa que, quanto mais antigas são as manchas em Júpiter, mais vermelhas elas tendem a se tornar.

A conclusão que se impõe de maneira irrecusável é que, ao observarmos a superfície de Júpiter, não estamos olhando para um corpo sólido. A falta de permanência nas características do planeta seria compreensível se o que vemos fosse apenas uma atmosfera repleta de nuvens de densidade impenetrável. As faixas, em particular, sustentam essa visão; lembram-nos imediatamente das zonas equatoriais da nossa própria Terra, e não é de todo improvável que um observador suficientemente distante da Terra, capaz de obter uma visão precisa de sua aparência, detectasse em sua superfície faixas de nuvens mais ou menos perfeitas, semelhantes às de Júpiter. A visão da nossa Terra seria, por assim dizer, intermediária entre a visão de Júpiter e a de Marte. No último caso, a aparência das características permanentes do planeta é obscurecida apenas em pequena medida pelas nuvens que flutuam sobre sua superfície. A nossa Terra estaria sempre parcialmente, e talvez frequentemente em grande parte, coberta por nuvens, enquanto Júpiter parece estar completamente envolto o tempo todo.

Por meio de outra classe de observações, também aprendemos a importante verdade de que Júpiter, pelo menos superficialmente, não é um corpo sólido. O período de rotação do planeta em torno de seu eixo é determinado pela observação de certas marcas, que apresentam suficiente definição e permanência para serem adequadas a esse fim. Suponhamos que uma dessas marcas esteja localizada no centro do disco do planeta; sua posição é medida com cuidado, e o tempo é anotado. À medida que as horas passam, a marca se move para a borda do disco, depois ao redor do outro lado do planeta, e volta novamente ao disco visível. Quando ela retorna à posição original, o tempo é medido novamente, e o intervalo decorrido é chamado de período de rotação daquela marca.

Se Júpiter fosse um corpo sólido, e se essas características estivessem gravadas em sua superfície, então seria perfeitamente claro que o tempo de rotação determinado por qualquer marca deveria coincidir exatamente com o tempo indicado por qualquer outra marca; mas isso não é o que se observa. Na verdade, seria mais correto dizer que cada marca possui seu próprio período de rotação. Tampouco as diferenças...

Muito pouco. Verificou‑se que o tempo necessário para que a mancha vermelha (cuja latitude é de aproximadamente 25° sul) complete uma rotação é cinco minutos maior do que o exigido por algumas marcas brancas peculiares próximas ao equador. A mancha vermelha tem sido observada há cerca de vinte anos, e, durante a maior parte desse tempo, mostrou tendência a girar cada vez mais lentamente, como se pode ver a partir dos seguintes valores do seu período de rotação:—

Em 1879, 9h. 55m. 33,9s.
Em 1886, 9h. 55m. 40,6s.
Em 1891, 9h. 55m. 41,7s.

Desde 1891, essa tendência parece ter cessado, enquanto a mancha foi desaparecendo gradualmente. De modo geral, podemos dizer que as regiões equatoriais rotam em aproximadamente 9h. 50m. 20s., e as zonas temperadas em cerca de 9h. 55m. 40s. Ocasionalmente encontram‑se exceções notáveis. Algumas pequenas manchas negras na latitude norte de 22°, que surgiram em 1880 e novamente em 1891, rotavam em 9h. 48m. a 9h. 49½m. Pode, portanto, considerar‑se certo que o globo de Júpiter, tanto quanto conseguimos vê‑lo, não é um corpo sólido. Ele consiste, pelo menos na sua superfície externa, em nuvens e massas vaporosas, que parecem ser agitadas por tempestades de extrema intensidade, a julgar pelas mudanças incessantes da superfície do planeta.

PLACA XI.
2 de fev. 4 de fev.
12 de fev. 28 de fev.
O PLANETA JÚPITER.
1897.

Fig. 57.—A Ocultação de Júpiter (1).

Fig. 58.—A Ocultação de Júpiter (2).

Fig. 59.—A Ocultação de Júpiter (3).

Fig. 60.—A Ocultação de Júpiter (4).
Foram obtidas várias fotografias de Júpiter; aquelas tiradas no Observatório Lick são especialmente interessantes e instrutivas. Imagens do planeta, capturadas com a câmera em circunstâncias notáveis, estão representadas nas Figuras 57–60, que foram tiradas pelo Professor Wm. H. Pickering em Arequipa, Peru, no dia 12 de agosto de 1892.
[21] O pequeno objeto com cinturões é o planeta Júpiter. O grande disco em movimento para a frente (do qual apenas uma pequena parte pode ser vista) é a lua. O fenômeno ilustrado chama-se “ocultação” do planeta. No Fig. 59, o planeta está parcialmente atrás da lua, enquanto, na Fig. 60, metade do planeta ainda está escondida pelo limbo escuro da lua.

É bem sabido que as tempestades que agitam a atmosfera ao redor da Terra devem ser atribuídas, em última análise, ao calor do sol. São os raios desse grande corpo celeste que, ao atingirem os vastos continentes,

aquece o ar em contato com ele. Esse ar aquecido torna-se mais leve e sobe, enquanto o ar que deve ocupar seu lugar precisa fluir pela superfície. As correntes assim produzidas formam uma brisa ou um vento; enquanto, em circunstâncias excepcionais, temos os fenômenos de ciclones e furacões, todos originados pelo calor do sol. Será preciso acrescentar que as chuvas, que tão frequentemente acompanham as tempestades, também surgiram dos raios solares, que destilaram da vasta extensão do oceano a umidade com a qual a Terra é refrescada?

As tempestades em Júpiter parecem ser muito maiores do que as da Terra. No entanto, a intensidade do calor do sol em Júpiter é apenas uma fração insignificante — na verdade, menos do vigésimo quinto — daquela recebida pela Terra. É incrível que a força motriz das terríveis tempestades no grande planeta possa ser inteiramente, ou mesmo em grande parte, devida à fraca influência do calor solar. Somos, portanto, levados a buscar alguma outra fonte para tais perturbações. Qual será essa fonte ficará óbvio quando admitirmos que Júpiter ainda retém uma grande proporção de calor interno primitivo. Assim como o próprio sol é perturbado por tempestades violentas como consequência de seu intenso calor interno, observamos, em menor grau, os mesmos fenômenos em Júpiter. Pode-se também notar que as manchas no sol geralmente se encontram em zonas mais ou menos regulares, paralelas ao seu equador, sendo esse arranjo, nesse aspecto, não muito diferente do das faixas em Júpiter.

Uma vez admitido que o poderoso planeta ainda retém algum de seu calor interno, resta saber quanto. É, claro, óbvio que o calor do planeta é insignificante em comparação com o calor do sol. O brilho de Júpiter, que o torna um objeto tão esplêndido em nosso céu noturno, provém da mesma grande fonte que ilumina a Terra, a Lua ou os outros planetas. Na verdade, Júpiter brilha por reflexo da luz solar, e não em virtude de qualquer luz intrínseca em seu globo. Uma bela prova dessa verdade é conhecida por todo usuário de telescópio. Os pequenos satélites do planeta às vezes se colocam entre ele e o sol, projetando uma sombra sobre Júpiter. A sombra é preta, ou, pelo menos, parece preta, em relação à brilhante superfície circundante do planeta. Ela deve,

Portanto, é óbvio que Júpiter deve seu brilho ao Sol. Os satélites fornecem outra prova interessante dessa verdade. Um desses corpos entra às vezes na sombra de Júpiter e, eis que o pequeno corpo desaparece. Isso acontece porque Júpiter interrompe o fornecimento de luz solar que antes tornava o satélite visível. Mas o planeta não consegue oferecer ao satélite nenhuma luz em compensação pela luz solar que interceptou.[22]

No entanto, já foi demonstrado o suficiente para nos permitir emitir uma opinião sobre a questão de saber se o globo de Júpiter pode ser habitado por criaturas vivas semelhantes às da Terra. Obviamente, isso não é possível. O calor interno e as tempestades violentas parecem impedir a existência de vida orgânica no grande planeta, mesmo que não houvesse outros argumentos que levassem à mesma conclusão. Pode-se, no entanto, argumentar, talvez com alguma plausibilidade, que Júpiter terá, no futuro distante, a possibilidade de se tornar um lar para a vida orgânica. Certamente chegará o momento em que o calor interno diminuirá e as nuvens se condensarão gradualmente em oceanos. Então, terra seca poderá aparecer na superfície, e Júpiter se tornará habitável.

A partir deste esboço do próprio planeta, voltamos agora para o interessante e belo sistema de cinco satélites que acompanham Júpiter. De fato, já consideramos necessário fazer alusões mais de uma vez a esses pequenos corpos, mas não em medida suficiente para interferir no tratamento mais formal que eles receberão agora.

A descoberta dos quatro principais satélites pode ser considerada uma época importante na história da astronomia. Eles são objetos localizados de maneira notável na linha divisória entre os objetos visíveis a olho nu e aqueles que exigem auxílio de telescópio. Foi frequentemente afirmado que esses objetos foram vistos a olho nu; mas, sem entrar em qualquer controvérsia sobre o assunto, basta mencionar o fato bem conhecido de que, embora Júpiter fosse um objeto familiar há inúmeros séculos, os olhos mais aguçados, sob os céus mais claros, nunca

descobriram os satélites até que Galileu direcionou o telescópio recém-inventado para eles. Este tubo era, sem dúvida, um instrumento muito fraco, mas já era suficiente um pouco de potência para mostrar objetos tão próximos do limite da visibilidade.

Fig. 61.—Júpiter e seus Quatro Satélites vistos por um telescópio de baixa potência.

A visão do planeta e de seu complexo sistema de satélites, conforme mostrado em um telescópio de potência moderada, é representada na Fig. 61. Aqui vemos o grande globo, e quase em linha, passando por seu centro, encontram-se quatro pequenos objetos: três de um lado e um do outro. Esses pequenos corpos assemelham-se a estrelas, mas podem ser distinguidas delas por seus movimentos incessantes ao redor do planeta, que nunca deixam de acompanhar durante todo o seu percurso pelos céus. Não há espetáculo mais agradável para o estudante do que seguir com seu telescópio os movimentos desse belo sistema.

Fig. 62.—Desaparecimentos dos satélites de Júpiter.
Na Fig. 62 representamos alguns dos vários fenômenos que os satélites apresentam. A longa sombra preta é aquela produzida pela interposição de Júpiter no caminho dos raios solares. Devido à grande distância do Sol, essa sombra se estenderá, na forma de um cone muito alongado, até uma distância bem além da órbita do satélite mais externo. O segundo satélite fica imerso nessa sombra e, consequentemente, entra em eclipse. O eclipse de um satélite não deve ser atribuído à intervenção do corpo de Júpiter entre o satélite e a Terra. Tal ocorrência é chamada de ocultação, e o terceiro satélite é mostrado nessa condição. Assim, tanto o segundo quanto o terceiro satélites são invisíveis, mas a causa da invisibilidade é completamente diferente nos dois casos. O eclipse é o fenômeno muito mais marcante dos dois, pois o satélite, no momento em que mergulha na escuridão, pode ainda estar a alguma distância aparente da borda do planeta, sendo assim visível até o momento do eclipse. Em uma ocultação, o satélite, ao passar por trás do planeta, está, no momento do desaparecimento, próximo à borda brilhante do planeta, e a extinção da luz desse pequeno corpo não pode ser observada com a mesma intensidade que a ocorrência de um eclipse.

Um satélite também assume outra situação notável durante seu trânsito sobre a superfície do planeta. O próprio satélite nem sempre é fácil de ser visto nessas circunstâncias, mas a bela sombra que ele projeta forma uma mancha preta nítida no globo brilhante: de fato, o satélite frequentemente projeta uma sombra visível quando passa entre o planeta e o Sol, mesmo que, naquele momento, não esteja realmente em frente ao planeta, como é visto da Terra.

Os períodos em que os quatro principais satélites de Júpiter orbitam em torno de seu planeta são, respectivamente: 1 dia, 18 horas, 27 minutos e 34 segundos para o primeiro; 3 dias, 13 horas, 13 minutos e 42 segundos para o segundo; 7 dias, 3 horas, 42 minutos e 33 segundos para o terceiro; e 16 dias, 16 horas, 32 minutos e 11 segundos para o quarto. Observamos, portanto, que os períodos de rotação dos satélites de Júpiter são decididamente mais curtos que aqueles...

da nossa lua. Até mesmo o satélite mais distante do grande planeta precisa, para cada revolução, de menos de dois terços de um mês lunar comum. O mais interno desses corpos, que completa uma revolução em menos de dois dias, apresenta uma série impressionante de mudanças contínuas e rápidas, e fica eclipsado a cada revolução. A distância do centro de Júpiter até a órbita do mais interno desses quatro satélites é de um quarto de milhão de milhas, enquanto o raio do mais externo é um pouco mais de um milhão de milhas. O segundo dos satélites, partindo do planeta para fora, tem quase o mesmo tamanho que a nossa lua; os outros três corpos são maiores; o terceiro sendo o maior de todos (com aproximadamente 3.560 milhas de diâmetro). Devido ao tamanho diminuto dos satélites, vistos da Terra, é extremamente difícil perceber quaisquer marcas em suas superfícies, mas as poucas observações feitas parecem indicar que os satélites (assim como a nossa lua) sempre viram a mesma face em direção ao seu planeta principal. O professor Barnard, com o poderoso refrator de Lick, viu uma faixa equatorial branca no primeiro satélite, enquanto seus polos eram muito escuros. O Sr. Douglass, observando com o grande refrator do Sr. Lowell, também relatou certas marcas em forma de listras no terceiro satélite.

Uma descoberta astronômica muito interessante foi feita pelo professor E.E. Barnard em 1892. Ele detectou, com o refrator de 36 polegadas de Lick, um quinto satélite extremamente pequeno de Júpiter, a uma distância de 112.400 milhas, que completava uma revolução em um período de 11 horas, 57 minutos e 22,6 segundos. Ele só pode ser visto com os telescópios mais potentes.

Os eclipses dos satélites de Júpiter eram observados há muitos anos, e os momentos em que ocorriam eram registrados. Por fim, percebeu-se que existia uma certa ordem entre os eclipses desses corpos, assim como em todos os outros fenômenos astronômicos. Uma vez identificadas as leis que determinavam a ocorrência dos eclipses, a consequência habitual se seguiu: tornou-se possível prever o momento em que eles ocorreriam no futuro. Foram feitas previsões, e constatou-se que elas eram aproximadamente acuradas. Melhorias adicionais nos cálculos foram então desenvolvidas, com o objetivo de prever os momentos com ainda maior precisão. Mas quando chegou a hora de nomear o exato instante em que o eclipse deveria ocorrer…

Aconteceu que as expectativas nem sempre se concretizavam. Às vezes, o eclipse ocorria cinco ou dez minutos antes do previsto. Outras vezes, ocorria cinco ou dez minutos depois. Desvios desse tipo exigem sempre atenção. De fato, é através do uso correto deles que muitas descobertas são feitas, e um dos exemplos mais interessantes é o que temos agora diante de nós.

A irregularidade na ocorrência dos eclipses acabou por revelar a existência de certas regras. Observou-se que, quando a Terra estava perto de Júpiter, o eclipse geralmente ocorria antes do tempo previsto; enquanto, quando a Terra se encontrava no lado da sua órbita afastado de Júpiter, o eclipse ocorria após o tempo previsto. Uma vez comprovado isso, a grande descoberta foi rapidamente feita por Roemer, um astrônomo dinamarquês, em 1675. Quando o satélite entra na sombra, sua luz diminui gradualmente até desaparecer. É o último raio de luz vindo do satélite eclipsado que indica o momento do eclipse; mas esse raio de luz precisa viajar do satélite até a Terra e entrar no nosso telescópio antes que possamos registrar a ocorrência. Antigamente, pensava-se que a luz viajava instantaneamente, de modo que o momento em que o eclipse ocorria era considerado o momento em que ele era visto pelo telescópio. Agora percebeu-se que isso era incorreto. Descobriu-se que a luz leva tempo para viajar. Quando a Terra estava relativamente perto de Júpiter, a luz percorria uma distância curta, e a informação sobre o eclipse chegava rapidamente, fazendo com que o eclipse fosse visto antes do indicado pelos cálculos. Quando a Terra ocupava uma posição distante de Júpiter, a luz percorria uma distância maior, levando mais tempo do que o normal, e assim o eclipse acontecia depois do previsto. Essa explicação simples eliminou as dificuldades associadas às previsões dos eclipses dos satélites. Mas a descoberta teve uma importância muito maior. Aprendemos com ela que a luz possui uma velocidade mensurável, que, segundo pesquisas recentes, é de 186.300 milhas por segundo.

Uma das tentativas mais famosas para determinar a distância do Sol deriva de uma combinação de experimentos sobre a velocidade da luz com medições astronômicas. Trata-se de um método de grande refinamento e interesse, e, embora não cumpra todas as condições necessárias…

Para torná-lo perfeitamente satisfatório, ainda assim é impossível evitar alguma referência a ele aqui. Apesar de a velocidade da luz ser tão extraordinária, descobriu-se que é possível medir essa velocidade por meio de experimentos reais. Esta é uma das pesquisas experimentais mais delicadas que já foram realizadas. Se já é difícil medir a velocidade de uma bala de fuzil, o que dizer da velocidade de um raio de luz, que é quase um milhão de vezes maior? Como podemos criar um aparelho suficientemente preciso para determinar a velocidade que permitiria à luz circundar a Terra no equador pelo menos sete vezes em um único segundo? Os dispositivos comuns de medição são inúteis nesse caso; precisamos inventar um instrumento de caráter completamente diferente.

Na tentativa de descobrir a velocidade de um corpo em movimento, primeiro marcamos uma certa distância e depois medimos o tempo que o corpo leva para percorrê-la. Determinamos a velocidade de um trem ferroviário pelo tempo que ele leva para passar de um marco a outro. Conhecemos a velocidade de uma bala de fuzil por meio de um dispositivo engenhoso baseado no mesmo princípio. Quanto maior a velocidade, mais desejável é que a distância percorrida durante o experimento seja o maior possível. Ao lidarmos com a medição da velocidade da luz, escolhemos, portanto, como distância a ser medida o maior comprimento possível. No entanto, é necessário que as duas extremidades da linha sejam visíveis uma da outra. Uma colina a uma ou duas milhas de distância pode servir como local adequado para a estação distante, e a distância do ponto selecionado na colina até o observador deve ser medida com cuidado.

O problema agora está claramente definido. Um raio de luz deve ser enviado do observador até a estação distante, e o tempo que esse raio leva para percorrer esse caminho deve ser medido. Podemos supor que o observador, por meio de um dispositivo adequado, instalou uma lanterna da qual emana um fino raio de luz. Suponhamos que esse raio chegue até a estação distante e atinja a superfície de um espelho refletor. Imediatamente, ele será desviado pela reflexão para uma nova direção, dependendo da inclinação do espelho. Por meio de ajustes adequados, o espelho pode ser colocado de modo que a luz o atinja perpendicularmente; nesse caso, o raio retornará, naturalmente, ao seu ponto de partida.

a direção de onde veio. Que o espelho fique fixo nesta posição durante todo o curso dos experimentos. Conclui-se então que um raio de luz que parte da lanterna será devolvido à lanterna depois de ter feito a viagem até a estação distante e voltado novamente. Imagine, então, uma pequena persiana colocada na frente da lanterna. Abrimos a persiana, o raio sai em direção ao refletor distante e volta novamente pela abertura. Mas agora, depois de permitirmos que o raio passe pela persiana, suponhamos que tentemos fechá-la antes que o raio tenha tempo de voltar. Quais dedos poderiam ser ágeis o suficiente para fazer isso? Mesmo que a estação distante esteja a dez milhas de distância, de modo que a luz percorra dez milhas até o espelho e outras dez milhas de volta, todo o percurso seria completado em aproximadamente um nono de milionésimo de segundo — um período tão curto que, mesmo sendo mil vezes maior, dificilmente permitiria que a destreza manual fechasse a abertura. No entanto, pode-se construir uma persiana suficientemente delicada para esse fim.

O princípio deste belo método ficará suficientemente óbvio a partir do diagrama nesta página (Fig. 63), que foi retirado de “Popular Astronomy” de Newcomb. A figura mostra a lanterna e o observador, além de uma grande roda com dentes salientes. Cada dente, à medida que gira, eclipsa o feixe de luz que sai da lanterna, bem como o olho, que está, naturalmente, voltado para o espelho na estação distante. Na posição da roda mostrada aqui, o raio da lanterna passará pelo espelho e voltará, tornando-se visível aos olhos; mas se a roda girar, pode acontecer de o feixe, após sair da lanterna, não ter tempo de retornar antes que o próximo dente da roda fique na frente dos olhos e os bloqueie. Se a roda for acelerada ainda mais, o próximo dente pode já ter passado pelos olhos, fazendo com que o raio volte a ficar visível. A velocidade de rotação da roda pode ser medida. Assim, podemos determinar o tempo que leva para um dos dentes passar na frente dos olhos; temos, portanto, uma medida do tempo gasto pelo raio de luz na viagem de ida e volta, e, consequentemente, uma medida da velocidade da luz.

Parece, portanto, que podemos determinar a velocidade da luz tanto por meio da observação dos satélites de Júpiter quanto por meio de experimentos. Se adotarmos o último método, então temos o direito de deduzir consequências astronômicas notáveis. De fato, podemos empregar este método para resolver aquele grande problema frequentemente mencionado – a distância da Terra ao Sol – embora ele não possa competir em precisão com alguns dos outros métodos.

As dimensões do sistema solar são tão consideráveis que um feixe de luz solar precisa de um intervalo de tempo considerável para percorrer o abismo que separa a Terra do Sol. Oito minutos é aproximadamente a duração dessa jornada; assim, a qualquer momento vemos o Sol como ele aparecia oito minutos antes para um observador nas suas imediações. Na verdade, se o Sol fosse subitamente obscurecido, ainda seria visto brilhando intensamente por oito minutos após ter realmente desaparecido. Podemos determinar esse período a partir das eclipses dos satélites de Júpiter.

Enquanto o satélite brilha, ele emite um feixe de luz através do vasto espaço entre Júpiter e a Terra. Quando a eclipsa começa, a pequena esfera deixa de ser luminosa, mas ainda assim existe um longo feixe de luz a caminho, e até que todo esse feixe chegue aos nossos telescópios, continuamos a ver o satélite brilhando como antes. Se pudéssemos calcular o momento exato em que a eclipsa ocorre, e se pudéssemos observar o momento em que ela é vista, a diferença entre os dois daria o tempo que a luz leva para percorrer essa distância. Isso pode ser determinado com certa precisão; e, como já conhecemos a velocidade da luz, podemos calcular a distância de Júpiter da Terra e, assim, deduzir a escala do sistema solar. No entanto, deve-se ressaltar que, em ambas as extremidades desse processo, existem fontes características de incerteza. A ocorrência da eclipsa não é um fenômeno instantâneo. O satélite é grande o suficiente para precisar de um tempo considerável para atravessar a fronteira que define a sombra, de modo que a observação da eclipsa não pode ser suficientemente precisa para servir de base para uma medição importante e acurada.[23] Dificuldades ainda maiores acompanham a tentativa de definir o verdadeiro momento da ocorrência da eclipsa, tal como seria visto por um observador nas proximidades do satélite. Para isso, precisaríamos de uma teoria muito mais perfeita sobre os movimentos dos satélites de Júpiter do que a atualmente disponível. Este método para determinar a distância do Sol não oferece perspectivas de obter um resultado preciso até mesmo na ordem de milésima parte de seu valor, e podemos descartá-lo, já que os outros métodos disponíveis parecem permitir uma precisão muito maior.

Os quatro principais satélites de Júpiter têm especial interesse para o matemático, que neles encontra um exemplo marcante da universalidade da lei da gravitação. Esses corpos são, naturalmente, controlados principalmente em seus movimentos pela atração do grande planeta; mas eles também se atraem mutuamente, o que gera certas consequências interessantes.

O movimento médio do primeiro satélite em cada dia ao redor do centro de Júpiter é de 203°·4890. O do segundo é de 101°·3748, e o do terceiro é de 50°·3177. Essas quantidades estão relacionadas de tal forma que se constata que a seguinte lei é observada:

O movimento médio do primeiro satélite, somado ao dobro do movimento médio do terceiro, é exatamente igual a três vezes o movimento médio do segundo.

Existe outra lei de caráter análogo, que se expressa da seguinte forma (sendo a longitude média o ângulo entre uma linha fixa e o raio que leva ao ponto médio do satélite): Se à longitude média do primeiro satélite somarmos o dobro da longitude média do terceiro e subtrairmos três vezes a longitude média do segundo, a diferença será sempre de 180°.

Foram as observações que permitiram a descoberta desses princípios. Laplace, no entanto, mostrou que, se os satélites girassem quase dessa maneira, suas perturbações mútuas, de acordo com a lei da gravitação, manteriam-nos nessa posição relativa para sempre.

Concluiremos afirmando que a descoberta dos satélites de Júpiter proporcionou uma grande confirmação para a teoria copernicana. Copérnico pediu ao mundo que acreditasse que nosso Sol era um grande globo, e que a Terra e todos os outros planetas eram corpos pequenos que giravam em torno desse grande corpo. Essa doutrina, tão contrária às teorias anteriormente aceitas e às evidências dos nossos sentidos, só podia ser estabelecida por meio de um raciocínio refinado. A descoberta dos satélites de Júpiter foi muito oportuna: tivemos então uma demonstração visual de um sistema, embora, é claro, em escala muito menor, idêntico ao proposto por Copérnico. O astrônomo que observava as luas de Júpiter girando em torno de seu planeta-mãe, que notava seus eclipses e todos os fenômenos interessantes associados a eles, via diante de si, de maneira inequívoca, que o grande planeta controlava esses corpos pequenos, forçando-os a girar em torno dele, e assim apresentava uma miniatura do próprio grande sistema solar.

“Assim como no caso das manchas solares, a divulgação dessa descoberta por Galileu foi recebida com incredulidade por aqueles filósofos da época que acreditavam que tudo na natureza estava descrito nos escritos de Aristóteles. Um renomado astrônomo, Clávio, disse que, para ver os satélites, era preciso ter um telescópio capaz de revelá-los; mas ele mudou de opinião posteriormente.”

Pensou nisso assim que os viu com os próprios olhos. Outro filósofo, mais prudente, recusou-se a olhar pelo telescópio para não vê-los e ficar convencido. Morreu pouco depois. “Espero”, disse o cáustico Galileu, “que ele os tenha visto a caminho do céu”.[24]

CAPÍTULO XIII.
SATURNO.
A posição de Saturno no sistema — Saturno, um dos três objetos mais interessantes nos céus — Comparado com Júpiter — Saturno a olho nu — Estatísticas relativas ao planeta — Densidade de Saturno — Mais leve que a água — As pesquisas de Galileu — O que ele descobriu em Saturno — Um objeto misterioso — As descobertas feitas por Huygens meio século depois — Como a existência dos anéis foi demonstrada — A invisibilidade dos anéis a cada quinze anos — A rotação do planeta — A famosa cifra — A explicação — Desenho de Saturno — A linha escura — As pesquisas de W. Herschel — A divisão nos anéis é realmente uma separação? — Possibilidade de se decidir a questão — Os anéis em uma posição crítica — Existem outras divisões nos anéis? — O anel escuro — Natureza física dos anéis de Saturno — Eles podem ser sólidos? — Podem até ser anéis finos? — Um fluido? — Verdadeira natureza dos anéis — Uma multidão de pequenos satélites — Analogia dos anéis de Saturno com o grupo de planetas menores — Problemas sugeridos por Saturno — O grupo de satélites em torno de Saturno — As descobertas de satélites adicionais — A órbita de Saturno não é a fronteira do nosso sistema.

A uma distância profunda no espaço, que, em média, é de 886.000.000 de milhas, o planeta Saturno realiza sua poderosa revolução ao redor do sol em um período de vinte e nove anos e meio. Essa órbita gigantesca formava a fronteira do sistema planetário, pelo menos no que os antigos conheciam.

Embora Saturno não seja um corpo tão grande quanto Júpiter, ele supera em muito a Terra em volume e massa, sendo, de fato, muito maior do que qualquer outro planeta, com exceção de Júpiter. Mas, embora Saturno tenha de ceder o primeiro lugar a Júpiter em termos de dimensões, geralmente se admite que até mesmo Júpiter, com todo o seu séquito de satélites, não consegue competir em beleza com o maravilhoso sistema de Saturno. Para o presente autor, sempre pareceu que Saturno é um dos três objetos celestes mais interessantes visíveis para observadores em latitudes setentrionais. Os outros dois ocuparão nossa atenção em capítulos futuros: a grande nebulosa em Órion e o aglomerado estelar em Hércules.

No que diz respeito ao globo de Saturno, não encontramos quaisquer características que confiram ao planeta um interesse excepcional. O seu tamanho é menor do que o de Júpiter, e como este último está também muito mais perto de nós, o tamanho aparente de Saturno é, de duas maneiras, muito menor do que o de Júpiter. Deve-se ainda notar que, devido à maior distância de Saturno em relação ao Sol, o seu brilho intrínseco é menor do que o de Júpiter. Sem dúvida, existem certas marcas e faixas que costumam ser vistas em Saturno, mas elas não são nem de longe tão marcantes nem tão características quanto as faixas sempre variáveis de Júpiter. A aparência de Saturno através do telescópio também deve ser considerada muito inferior em termos de interesse em comparação com a de Marte. A delicadeza dos detalhes que podemos observar em Marte, quando este se encontra em posição favorável, não tem paralelo algum no tênue e distante Saturno. Saturno, considerado meramente como um globo, também não possui nada que se compare ao interesse de Vênus. O grande esplendor de Vênus está completamente fora de comparação com o de Saturno, enquanto o brilhante crescente da estrela vespertina é infinitamente mais agradável do que qualquer visão telescópica do globo de Saturno. No entanto, mesmo admitindo tudo isso em sua plenitude, isso não anula a afirmação de que Saturno é um dos objetos mais belos e interessantes do céu. Esse interesse não se deve ao seu globo; ele se deve àquele maravilhoso sistema de anéis que cerca Saturno — um sistema maravilhoso sob todos os pontos de vista e, até onde nosso conhecimento vai, sem paralelo na vastidão do universo.

Fig. 64. Saturno. (2 de julho de 1894. Telescópio equatorial de 36 polegadas.) (Prof. E.E. Barnard.)
A olho nu, Saturno geralmente parece uma estrela de primeira magnitude. Sua luz, sozinha, dificilmente seria suficiente para distingui-lo de muitas das estrelas fixas mais brilhantes. No entanto, os antigos conheciam Saturno e sabiam que se tratava de um planeta. Ele era incluído, juntamente com os outros quatro grandes planetas — Mercúrio, Vênus, Marte e Júpiter — no grupo dos “planetas errantes”, que não estavam ligados a nenhum ponto fixo do céu, como as estrelas. Devido à grande distância de Saturno, seus movimentos são muito mais lentos do que os dos outros planetas conhecidos pelos antigos. São necessários vinte e nove anos e meio para que este objeto distante complete seu ciclo nos céus; e, embora esse movimento seja lento em comparação com as mudanças constantes de Vênus, ele é rápido o suficiente para chamar a atenção de qualquer observador atento. Em um único ano, Saturno percorre uma distância de cerca de doze graus, quantidade suficientemente grande para ser notada por uma observação casual. Mesmo em um mês, ou às vezes em uma semana, o planeta atravessa um arco no céu que pode ser detectado por quem se der ao trabalho de marcar a posição do planeta em relação às estrelas próximas a ele. Aqueles que têm a oportunidade de usar instrumentos astronômicos precisos podem facilmente detectar o movimento de Saturno em poucas horas.

A distância média do Sol até Saturno é de aproximadamente 886 milhões de milhas. A órbita de Saturno, como a de todos os outros planetas, é na verdade uma elipse, com o Sol em um dos focos. No caso de Saturno, a forma dessa elipse difere bastante de uma órbita puramente circular. Ao longo dessa órbita, Saturno se move com uma velocidade média de 5,96 milhas por segundo.

O diâmetro médio do globo de Saturno é de cerca de 71.000 milhas. Seu diâmetro equatorial é de aproximadamente 75.000 milhas, e seu diâmetro polar é de 67.000 milhas – a razão entre esses números é aproximadamente de 10 para 9. Portanto, é evidente que Saturno se afasta consideravelmente da forma verdadeiramente esférica. A protuberância em seu equador deve, sem dúvida, ser atribuída à alta velocidade com que o planeta gira. A velocidade de rotação de Saturno é mais do que o dobro da da Terra, embora não seja tão rápida quanto a de Júpiter. Saturno completa uma rotação em aproximadamente 10 horas e 14 minutos. No entanto, o Sr. Stanley Williams observou com grande cuidado vários pontos que descobriu, e constatou que alguns desses pontos, localizados a cerca de 27° de latitude norte, indicam uma rotação em um período de 10 horas e 14 minutos a 15 minutos, enquanto os pontos equatoriais exigem no máximo 10 horas e 12 minutos a 13 minutos. Há, porém, a peculiaridade de que pontos na mesma latitude, mas em partes diferentes do planeta, giram a taxas que diferem em um minuto ou mais, enquanto o período encontrado por vários grupos de pontos parece variar de ano para ano.

Esses fatos provam que Saturno e seus pontos não formam um sistema rígido. A leveza desse planeta é tal que é completamente incompatível com a suposição de que seu globo seja constituído de materiais sólidos comparáveis aos que compõem a crosta da nossa Terra. Os satélites que cercam Saturno e formam um sistema nem tanto menos interessante do que os próprios anéis famosos, permitem-nos calcular o peso do planeta em comparação com o Sol, e assim deduzir sua massa real em relação à da Terra. O resultado é bastante surpreendente: parece que a densidade da Terra é oito vezes maior que a de Saturno. Na verdade, a densidade deste último é menor até mesmo que a da água, de modo que um enorme globo de água, do mesmo tamanho que Saturno, teria, na realidade, um peso maior. Se pudéssemos conceber um vasto oceano no qual um globo

Se fossem criados corpos com tamanho e peso iguais aos de Saturno, o grande globo não afundaria, como a nossa Terra ou qualquer outro planeta; ele flutuaria na superfície, com um quarto de seu volume fora da água.

Assim, podemos concluir, com alta probabilidade, que o que nossos telescópios mostram em Saturno não é uma superfície sólida, mas sim um vasto envelope de nuvens que envolve um interior aquecido. É impossível não pensar que este planeta, assim como Júpiter, ainda mantém seu calor devido à sua enorme massa. No entanto, devemos mencionar uma circunstância que pode parecer um pouco inconsistente com essa visão. Descobrimos que tanto Júpiter quanto Saturno são muito menos densos que a Terra. Quando comparamos os dois planetas, percebe-se que Saturno é ainda menos denso que Júpiter. Na verdade, cada milha cúbica de Júpiter pesa quase o dobro de cada milha cúbica de Saturno. Isso parece indicar que Saturno é o corpo mais aquecido dos dois. No entanto, como Júpiter é maior, seria mais razoável esperar que ele fosse mais quente que o outro planeta. Não tentamos resolver essa discrepância; na verdade, diante da nossa ignorância sobre a composição desses corpos, seria inútil discutir o assunto.

Mesmo levando em conta a leveza de Saturno, em comparação com a Terra, seu volume é tão enorme que o planeta pesa mais de noventa e cinco vezes mais que a Terra. A figura ao lado mostra os tamanhos relativos de Saturno e da Terra (Fig. 65).

Como o olho nu não revela nenhuma das maravilhas que cercam Saturno, pode-se dizer que o interesse por este planeta começou a partir do momento em que passou a ser observado por meio de telescópios. É preciso fazer uma breve menção à sua história, pois foi apenas gradualmente que se compreendeu a verdadeira natureza deste objeto complexo. Quando Galileu concluiu a construção de seu pequeno telescópio refrator, que, embora ampliasse as imagens apenas trinta vezes, representava um avanço enorme em relação à visão a olho nu, ele utilizou-o para realizar sua memorável observação dos céus. Ele viu as manchas no Sol e as montanhas na Lua; também observou o crescente de Vênus.

e os satélites de Júpiter. Estimulado e encorajado por tais descobertas brilhantes, ele naturalmente procurou examinar os outros planetas e, consequentemente, direcionou seu telescópio para Saturno. Aqui, mais uma vez, Galileu fez imediatamente uma descoberta. Ele viu que Saturno apresentava uma forma visível, como os outros planetas, mas que diferia de qualquer outro objeto observado pelo telescópio, pois lhe parecia ser composto por três corpos que sempre se tocavam e mantinham sempre as mesmas posições relativas. Esses três corpos estavam alinhados – o central era o maior, e os outros dois ficavam a leste e a oeste dele. Não havia nada no céu que ele tivesse visto até então que lhe causasse tanto espanto e que parecesse tão completamente inexplicável. Em seus esforços para entender esse objeto misterioso, Galileu continuou suas observações durante o ano de 1610, e, para sua surpresa, viu que os dois corpos menores ficavam cada vez menores, até que, ao longo dos dois anos seguintes, eles desapareceram completamente, e o planeta passou a aparecer como um disco redondo, assim como Júpiter. Mais uma vez, isso representou uma nova fonte de ansiedade para Galileu. Naquela época, ele tinha de enfrentar os defensores do antigo sistema astronômico, que zombavam de suas descobertas e se recusavam a aceitar suas teorias. Ele já havia anunciado sua observação da natureza composta de Saturno; agora, precisava falar sobre o declínio gradual desses corpos.

A extinção total desses dois “globos auxiliares”; ele naturalmente temia que seus oponentes aproveitassem a oportunidade para afirmar que todas as suas observações eram ilusórias.[25] “O que”, pergunta ele, “pode ser dito sobre uma metamorfose tão estranha? Será que as duas estrelas menores são consumidas da mesma maneira que as manchas solares? Será que elas desapareceram de repente? Será que Saturno, talvez, tenha devorado seus próprios filhos? Ou será que essas aparições eram, de fato, ilusões ou fraudes, com as quais os telescópios me enganaram por tanto tempo, assim como a muitos outros a quem os mostrei? Agora, talvez, tenha chegado a hora de reviver as esperanças quase extintas daqueles que, guiados por contemplações mais profundas, descobriram a falácia dessas novas observações e demonstraram a total impossibilidade de sua existência. Não sei o que dizer num caso tão surpreendente, tão inesperado e tão incomum. A brevidade do tempo, a natureza inesperada do acontecimento, a limitação da minha compreensão e o medo de estar enganado me deixaram profundamente confuso.”

Mas Galileu não estava enganado. Os objetos realmente estavam lá quando ele começou a observá-los; eles realmente diminuíram de tamanho e, em seguida, desapareceram. Mas esse desaparecimento foi apenas temporário – eles voltaram a ser vistos. Foram então submetidos a exames contínuos, até que, gradualmente, sua verdadeira natureza foi revelada. Com o aumento do poder dos telescópios, descobriu-se que os dois corpos que Galileu descrevera como “globos” em ambos os lados de Saturno na verdade não eram esféricos – eram, antes, dois crescentes luminosos, com a concavidade de cada um voltada para o globo central. Percebeu-se também que esses objetos passavam por uma série notável de mudanças periódicas. No início dessa série, o planeta aparecia como um disco verdadeiramente circular. Os “apêndices” surgiam primeiro como dois braços que se estendiam diretamente para fora, em ambos os lados do planeta; depois, esses braços se transformavam gradualmente em dois crescentes, semelhantes a alças do globo central, atingindo seu maior diâmetro após cerca de sete ou oito anos; em seguida, começavam a se contrair, até desaparecerem novamente após aproximadamente o mesmo período de tempo.

A verdadeira natureza desses objetos foi finalmente descoberta por Huygens em 1655, quase meio século após Galileu ter detectado sua existência pela primeira vez.

Ele percebeu a sombra projetada pelo anel sobre o globo, e sua explicação para esse fenômeno foi dada de maneira muito filosófica. Ele observou que a Terra, o Sol e a Lua giravam em torno de seus eixos, e portanto considerou como uma lei geral que cada um dos corpos do sistema girasse em torno de um eixo. É verdade que ainda não haviam sido feitas observações que demonstrassem efetivamente que Saturno também girava; mas seria extremamente improvável, ou melhor, infinitamente improvável, que algum planeta estivesse desprovido de tal movimento. Todas as analogias do sistema indicavam que a velocidade de rotação seria considerável. Já se sabia que um satélite de Saturno completava uma órbita em um período de dezesseis dias, o que é pouco mais da metade do nosso mês. Huygens assumiu – e era uma suposição bastante razoável – que Saturno, com grande probabilidade, girava rapidamente em torno de seu eixo. Também era possível observar que, se esses apêndices notáveis estivessem conectados fisicamente ao planeta, eles deveriam girar junto com Saturno. No entanto, mesmo que os apêndices não estivessem realmente ligados ao planeta, ainda seria necessário que eles girassem, para que a analogia entre Saturno e os outros objetos do sistema pudesse ser mantida, pelo menos em certa medida. Vemos satélites ao redor de Júpiter que orbitam ao seu redor. Mais perto de nós, vemos como a Lua orbita em torno da Terra. Vemos como todo o sistema planetário orbita em torno do Sol. Todas essas considerações estavam presentes na mente de Huygens quando ele chegou à conclusão de que, quer esses apêndices curiosos estivessem realmente ligados ao planeta ou fossem fisicamente independentes dele, eles ainda deveriam estar em rotação.

Com tais raciocínios, tornou-se fácil conjecturar a verdadeira natureza do sistema de Saturno. Vimos como esses apêndices se tornavam invisíveis a cada quinze anos e, em seguida, reapareciam gradualmente, inicialmente na forma de braços retilíneos que se projetavam para fora do planeta. O desenvolvimento progressivo é lento; durante semanas e meses, noite após noite, a mesma aparência é observada, com poucas mudanças. Mas, durante todo esse tempo, tanto Saturno quanto os objetos misteriosos ao seu redor continuam girando. Quaisquer que sejam, eles apresentam a mesma aparência aos olhos, apesar de seu movimento contínuo de rotação.

Qual deve ser a forma de um objeto que satisfaz as condições aqui implícitas? Obviamente, não basta considerar as projeções como dois raios que se afastam do planeta. Eles passariam de visíveis para invisíveis a cada rotação, e assim haveria alterações constantes na aparência, em vez daquela mudança lenta e gradual que requer quinze anos para completar um ciclo. De fato, existem outras considerações que excluem a possibilidade de os objetos serem desse tipo, pois eles têm sempre o mesmo comprimento em relação ao diâmetro do planeta. Uma pequena reflexão mostra que apenas uma suposição – e de fato, apenas uma – satisfaz todos os fatos do caso. Se houvesse um anel fino e simétrico girando em seu próprio plano ao redor do equador de Saturno, então a persistência do objeto de noite para noite poderia ser explicada. Isso elimina imediatamente a maior parte das dificuldades. Quanto ao resto, bastava supor que o anel fosse tão fino que, quando voltado de lado em direção à Terra, tornasse-se invisível; e então, à medida que o lado iluminado do plano se voltava cada vez mais para a Terra, os “apêndices” ligados ao planeta aumentavam gradualmente. A aparência em forma de alça que o objeto assumia periodicamente demonstrava que o anel não podia estar preso ao globo.

Por fim, Huygens descobriu que tinha a pista para o grande enigma que havia confundido os astrônomos nos últimos cinquenta anos. Ele percebeu que o anel era um objeto de interesse surpreendente, único naquela época – e, de fato, ainda é único hoje. No entanto, sentiu que mal havia demonstrado o assunto com toda a certeza que ele merecia, e achava que, com mais atenção, poderia alcançá-la. Mesmo assim, relutava em arriscar perder sua descoberta por um adiamento indevido de seu anúncio, temendo que outro astrônomo pudesse intervir. Como, então, garantir sua prioridade caso a descoberta se mostrasse correta, e ao mesmo tempo ter tempo para aperfeiçoá-la? Ele adotou a prática comum na época de fazer seu primeiro anúncio de forma cifrada; assim, em 5 de março de 1656, publicou um tratado que continha a seguinte proposição:—

aaaaaaa ccccc d eeeee g h
iiiiiii llll mm nnnnnnnnn
oooo pp q rr s ttttt uuuuu

Talvez algumas daquelas pessoas curiosas cujos sucessores hoje dedicam tanto esforço aos acrósticos duplos tenham refletido sobre este famoso criptograma e até tentado decifrá-lo. Mas, mesmo que tais tentativas tenham sido feitas, não sabemos se elas foram bem-sucedidas. Assim, Huygens teve alguns anos a mais para estudar o assunto. Ele testou sua teoria de todas as maneiras possíveis e constatou que ela se confirmava em todos os detalhes. Por isso, achou desnecessário continuar escondendo do mundo sua grande descoberta. Em 1659 – cerca de três anos após a criação de seu criptograma – ele anunciou sua interpretação. Ao restabelecer as letras em sua disposição original, a descoberta foi expressa nas seguintes palavras: “Annulo cingitur, tenui, plano, nusquam cohærente, ad eclipticam inclinato”, o que pode ser traduzido como: “O planeta é cercado por um anel fino e plano, distinto em todos os pontos de sua superfície, e inclinado em relação à elipse.”

Huygens não se contentou em demonstrar apenas como essa suposição explicava completamente todos os fenômenos observados. Ele a submeteu ao teste mais rigoroso que pode ser aplicado a qualquer teoria astronômica. Com sua ajuda, tentou fazer uma previsão cuja confirmação daria certeza à sua teoria. De seus cálculos, concluiu que o planeta apareceria em forma circular por volta de julho ou agosto de 1671. Essa previsão se confirmou na prática, pois o anel desapareceu em maio daquele ano. Sem dúvida, com nossos cálculos modernos, baseados em observações precisas e contínuas, somos agora capazes de fazer previsões sobre o aparecimento ou desaparecimento do anel de Saturno com muito maior precisão. Mas, lembrando-nos do estágio inicial da história do planeta em que a previsão de Huygens foi feita, devemos considerar sua confirmação como suficiente e como uma prova satisfatória da teoria relativa a Saturno e seu anel.

O anel de Saturno, tendo assim sido plenamente reconhecido como um fato na arquitetura celeste, fez com que cada geração de astrônomos se esforçasse para descobrir cada vez mais de suas características maravilhosas. Na capa (Placa I), temos uma visão do planeta vista do Observatório do Harvard College, nos EUA, entre 28 de julho e 20 de outubro de 1872. Foi desenhado pelo hábil astrônomo e artista – o Sr. L. Trouvelot – e oferece uma representação fiel e bela deste objeto único.

A Figura 64 é um desenho do mesmo objeto, feito em 2 de julho de 1894, pelo Prof. E.E. Barnard, no Observatório Lick.

A próxima grande descoberta no sistema de Saturno, após as de Huygens, mostrou que o anel que circunda o planeta era marcado por uma linha concêntrica escura, que o dividia em duas partes – a externa sendo mais estreita que a interna. Essa linha foi vista pela primeira vez por J.D. Cassini, quando Saturno surgiu dos raios do sol em 1675. O fato de essa linha preta não ser apenas uma marca escura no anel, mas sim uma separação real, tornou-se muito provável graças às pesquisas de Maraldi em 1715, seguidas, muitos anos depois, pelas de Sir William Herschel, que, com aquela meticulosidade que era uma característica marcante dele, realizou um exame minucioso e rigoroso de Saturno. Noite após noite, ele o observou por horas com seus instrumentos precisos, contribuindo significativamente para o nosso conhecimento sobre o planeta e seu sistema.

Herschel dedicou atenção especial ao exame da linha que dividia o anel. Ele percebeu que a cor dessa linha não podia ser distinguida da cor do espaço entre o globo e o anel. Ele a observou por dez anos no lado norte do anel, e durante esse tempo ela continuou apresentando a mesma largura, cor e nitidez de contorno. Então, teve a sorte de observar o lado sul do anel. Lá também era possível ver a linha preta, correspondendo tanto em aparência quanto em posição à linha escura vista no lado norte. Não restava dúvida de que Saturno era cercado por duas

Anéis concêntricos igualmente finos, com a borda externa de um se aproximando bastante da borda interna do outro.

Ao mesmo tempo, é correto acrescentar que a única prova absolutamente incontestável da divisão entre os anéis ainda não foi obtida pelo telescópio. As observações feitas por Herschel seriam compatíveis com a ideia de que a linha preta era apenas uma parte do anel que se estendia ao longo de sua espessura, composta por materiais muito menos capazes de refletir luz do que o resto do anel. Ainda é incerto até que ponto é realmente possível enxergar através da linha escura. Aparentemente, existe apenas um método satisfatório para isso. Isso só aconteceria em circunstâncias raras, e parece que a oportunidade ainda não surgiu. Suponhamos que, no curso de seu movimento pelos céus, o caminho de Saturno cruzasse diretamente entre a Terra e uma estrela fixa. A aparência telescópica de uma estrela é meramente um ponto de luz muito menor do que os globos e anéis de Saturno. Se o anel passasse na frente da estrela e a linha preta no anel cobrisse a estrela, deveríamos, caso a linha preta fosse realmente uma abertura, ver a estrela brilhando através dessa pequena abertura.

Até o presente, acreditamos que ainda não houve oportunidade de submeter a questão do caráter duplo do anel a esse teste crucial. Esperemos que, agora que existem tantos telescópios adequados para tratar desse assunto, em breve possam ser feitas observações que decidam a questão. É difícil esperar que uma estrela muito pequena seja adequada. Sem dúvida, o tamanho pequeno da estrela tornaria as observações mais delicadas e precisas se ela fosse visível; mas devemos lembrar que ela ficará em contraste com os anéis brilhantes de Saturno em cada margem, de modo que, a menos que a estrela tenha magnitude considerável, dificilmente será perceptível. No entanto, foi observado recentemente que o globo do planeta pode ser, até certo ponto, discernido através da linha escura; isso é praticamente uma demonstração de que a linha é, de qualquer forma, parcialmente transparente.

O anel externo também é dividido em dois por uma linha muito mais fraca do que aquela descrita anteriormente. É necessário um bom telescópio e uma noite clara, combinados com uma posição favorável do planeta, para que essa linha se torne um objeto bem visível. Ela é mais facilmente observada nas extremidades do anel mais distantes do planeta. Para o autor deste texto, que examinou o planeta com o refrator de doze polegadas do Observatório Equatorial do Sul, em Dunsink, essa linha externa parece tão larga quanto a linha bem conhecida; mas é, sem dúvida, mais fraca e tem uma aparência mais sombria. Certamente não sugere a ideia de ser realmente uma abertura no anel, e muitas vezes fica invisível por longos períodos. Parece antes que o anel seja mais fino e menos denso nesse local, sem, no entanto, estar completamente vazio.

Sobre esses pontos, pode-se esperar que se obtenha muita informação adicional quando o anel se colocar novamente em uma posição tal que seu plano, se existir, passe entre a Terra e o Sol. Tais ocasiões são raras, e mesmo quando ocorrem, pode acontecer de o planeta não estar em uma posição adequada para observação. A próxima oportunidade realmente boa só chegará em 1907. Nesse caso, a luz solar ilumina um lado do anel, enquanto o outro lado fica voltado para a Terra. Telescópios potentes são necessários para estudar o planeta nessas circunstâncias; mas pode-se esperar que as questões relacionadas à divisão do anel, bem como a muitos outros assuntos, recebam então alguma esclarecimento adicional.

Ocasionalmente, outras divisões do anel, tanto internas quanto externas, foram registradas. De qualquer forma, pode-se afirmar que tais divisões não podem ser consideradas características permanentes. No entanto, sua existência foi mencionada com tanta frequência por observadores habilidosos que é impossível duvidar de que elas tenham sido vistas em algum momento.

Cerca de 200 anos após Huygens ter explicado pela primeira vez a verdadeira teoria de Saturno, outra descoberta muito importante foi feita. Até o ano de 1850, sempre se supôs que os dois anéis, divididos pela conhecida linha preta, compreendiam todo o sistema de anéis que cercava o planeta.

planeta. No ano acabado de mencionar, o professor Bond, o distinto astrônomo de Cambridge, Mass., surpreendeu o mundo astronômico ao anunciar a descoberta de um terceiro anel ao redor de Saturno. Como costuma acontecer nesses casos, o mesmo objeto foi descoberto independentemente por outro – um astrônomo inglês chamado Dawes. Este terceiro anel fica logo dentro do anel mais interno dos dois anéis bem conhecidos, e se estende por cerca de metade da distância em direção ao corpo do planeta. Parece ter uma natureza completamente diferente dos outros dois anéis, na medida em que estes apresentam uma aparência relativamente sólida. De fato, mostraremos em breve que eles não são corpos sólidos – nem mesmo líquidos – mas, ainda assim, em comparação com o terceiro anel, os outros tinham uma aparência mais sólida. Eles podem receber e exibir a sombra profunda de Saturno, e também podem projetar uma sombra escura e profunda sobre o próprio Saturno; mas o terceiro anel tem uma textura muito menos compacta. Ele não possui o brilho dos outros; tem plutôt uma aparência fosca e semitransparente, e a expressão “anel de crepe”, pela qual é frequentemente designado, não é de forma alguma inadequada. É a palidez desse anel de crepe que fez com que ele fosse tão frequentemente negligenciado pelos observadores anteriores de Saturno.

Foi frequentemente observado que, quando uma descoberta astronômica é feita com um bom telescópio, torna-se posteriormente possível observar o mesmo objeto com instrumentos de poder muito inferior. Sem dúvida, quando o observador sabe o que procurar, ele muitas vezes conseguirá ver o que, de outra forma, não teria chamado sua atenção. Pode-se considerar isso como uma ilustração desse princípio: o anel de crepe de Saturno tornou-se um objeto familiar para aqueles acostumados a trabalhar com bons telescópios; mas ainda assim pode-se duvidar se a facilidade e a clareza com que o anel de crepe é visto atualmente podem ser totalmente explicadas por essa suposição. De fato, parece possível que o anel de crepe, por algum motivo, tenha se tornado gradualmente cada vez mais visível. O suposto aumento de brilho do anel de crepe é um dos argumentos usados atualmente para provar que, com grande probabilidade, os anéis de Saturno estão neste momento passando por uma transformação gradual; mas as observações de Hadley mostram que

O anel de tecido foi visto por ele em 1720, e já havia sido observado anteriormente por Campani e Picard, como uma faixa tênue que atravessava o planeta. A transparência parcial do anel de tecido foi belamente ilustrada numa observação feita pelo Professor Barnard do eclipse de Iapetus em 1º de novembro de 1889. O satélite era vagamente visível na sombra do anel de tecido, enquanto ficava completamente invisível na sombra dos anéis mais conhecidos.

As diversas características dos anéis são bem mostradas no desenho de Trouvelot já mencionado. Aqui vemos o anel interno e o externo, bem como a linha de divisão entre eles. No anel externo, percebem-se vestígios tênues da linha que o divide, e dentro do anel interno temos uma visão do curioso e semitransparente anel de tecido. A sombra preta do planeta é projetada sobre o anel, provando assim que tanto o anel quanto o corpo do planeta brilham apenas em virtude da luz solar que neles incide. Essa sombra apresenta algumas características anômalas, mas sua estranha irregularidade pode, até certo ponto, ser uma ilusão ótica.

Não há dúvida de que qualquer tentativa de representar os anéis de Saturno representa apenas as características mais marcantes desse sistema maravilhoso. Estamos a uma distância tão grande que todos os objetos que não têm dimensões colossais são invisíveis. Na verdade, temos apenas um esboço, o que nos faz desejar poder preencher os detalhes. Desejamos, por exemplo, ver a verdadeira textura dos anéis e saber de quais materiais eles são feitos; queremos compreender o estranho e filamentoso anel de tecido, tão diferente de qualquer outro objeto conhecido nos céus. Não há dúvida de que ainda se pode aprender muito, mesmo nas condições desfavoráveis da nossa posição; ainda há espaço para o trabalho de gerações inteiras de astrônomos equipados com instrumentos excelentes. Queremos desenhos precisos de Saturno sob todos os aspectos possíveis. Queremos medições repetidas incessantemente, com a maior precisão possível. Essas medições devem nos informar os tamanhos e as formas dos anéis; devem medir com fidelidade a posição das linhas escuras e os limites dos anéis. Essas medições devem ser realizadas por gerações e séculos; só então.

Os astrônomos terrestres podem saber se este sistema elaborado possui realmente as características da permanência, ou se pode estar passando por mudanças?

Estamos acostumados a constatar que a lei da gravitação universal permeia todas as partes do nosso sistema, e a recorrer à gravitação para explicar muitos fenômenos de outra forma inexplicáveis. Temos bons motivos para acreditar que, neste maravilhoso sistema de Saturno, a lei da gravitação é fundamental. Existem satélites em órbita ao redor de Saturno, bem como um anel; esses satélites se movem, assim como outros satélites, de acordo com as leis de Kepler; portanto, qualquer teoria sobre a natureza do anel de Saturno deve ser formulada sob a condição de que ele seja atraído pelo planeta gigantesco localizado em seu interior.

À primeira vista, nada pareceria mais fácil do que conciliar os fenômenos do anel com a atração do planeta. Poderíamos supor que o anel está em repouso, de forma simétrica, ao redor do planeta. Em seu centro, o planeta atrai o anel igualmente em todos os lados, de modo que não há tendência para que ele se mova de uma maneira ou de outra; portanto, permaneceria em repouso. Isso não funciona. Um anel composto por materiais quase infinitamente rígidos poderia, talvez, ficar em repouso por um momento nessas circunstâncias; mas não poderia permanecer permanentemente em repouso, assim como uma agulha equilibrada verticalmente em sua ponta. Em ambos os casos, o equilíbrio é instável. Se surgir a menor causa de perturbação, o equilíbrio é destruído, e o anel cairia inevitavelmente sobre o planeta. Tais causas de perturbação estão sempre presentes, de modo que um equilíbrio instável não pode ser uma explicação adequada para os fenômenos.

Mesmo que essa dificuldade pudesse ser superada, ainda existe outra, que seria completamente insuperável se o anel fosse composto por quaisquer materiais que conhecemos. Vamos refletir sobre isso por um momento, pois isso levará naturalmente àquela explicação dos anéis de Saturno que hoje é a mais amplamente aceita.

Imagine que você está no planeta Saturno, perto de seu equador; acima de sua cabeça se estende o anel, que vai até o horizonte, tanto a leste quanto a oeste. A metade do anel acima do horizonte então se assemelharia a uma imensa arcada, com um vão de cerca de cem mil milhas. Cada partícula dessa arcada é atraída por Saturno devido à gravidade, e, se a arcada continuar a existir, deve fazê-lo em obediência às leis mecânicas comuns que regem as arcadas ferroviárias que conhecemos.

A continuidade dessas arcadas depende da resistência das pedras que as formam a uma força de compressão. Cada pedra de uma arcada está sujeita a uma enorme pressão, mas a pedra é um material capaz de resistir a essa pressão, e assim a arcada permanece. Quanto maior o vão da arcada, maior é a pressão a que cada pedra é exposta. Por fim, é alcançado um vão correspondente a uma pressão tão grande que as pedras não conseguem suportar com segurança, e assim encontramos o limite máximo para o qual uma única arcada de alvenaria pode ser construída. Aplicando esses princípios à imensa arcada formada pelo anel de Saturno, pode-se mostrar que a pressão sobre os materiais da arcada, capazes de suportar um abismo de tamanho tão assustador, seria tão enorme que nenhum material conhecido seria capaz de resisti-la. Mesmo que o anel fosse feito do aço mais resistente já criado, a pressão seria tão grande que o metal seria espremido como um líquido, e a poderosa estrutura entraria em colapso, caindo sobre a superfície do planeta. Não é crível que existam materiais capazes de suportar um esforço tão colossal. Portanto, a lei da gravidade nos exige que busquemos um método para diminuir a intensidade desse esforço.

Existe um método disponível, que é obviamente sugerido por fenômenos análogos em todo o nosso sistema. Falamos do anel como se estivesse em repouso; agora, suponhamos que ele esteja em movimento de rotação em seu próprio plano, com Saturno como centro. Imediatamente, surge uma força que atua de forma oposta à gravidade de Saturno. Essa força é a chamada força centrífuga. Se imaginarmos que o anel está rotacionando, a força centrífuga, em todos os pontos, atua em direção oposta à força atrativa, e assim...

O enorme estresse no anel pode ser reduzido e uma dificuldade pode ser superada.

Podemos, assim, atribuir a cada anel uma rotação que o aliviará parcialmente do estresse que, de outra forma, ele teria de suportar. Mas não podemos admitir que a dificuldade tenha sido completamente eliminada. Suponhamos que o anel externo gire a uma velocidade adequada para neutralizar a gravitação em sua borda externa; nesse caso, a força centrífuga será menor no interior do anel, enquanto a gravitação será maior; portanto, serão gerados enormes estresses nas partes internas do anel externo. Suponhamos que o anel gire a uma velocidade suficiente para neutralizar a gravitação em sua margem interna; então, a força centrífuga nas partes externas excederá em muito a gravitação, e haverá uma tendência à ruptura do anel para fora.

Para evitar essa tendência, podemos supor que as partes externas de cada anel girem mais devagar do que as partes internas. Isso naturalmente requer que as partes do anel sejam móveis em relação umas às outras, e assim somos levados à ideia de que talvez os anéis sejam realmente compostos de matéria em estado líquido. À primeira vista, essa é uma sugestão plausível; cada parte de cada anel se moveria então com uma velocidade adequada, e os anéis apresentariam várias correntes circulares concêntricas com velocidades diferentes. O matemático pode levar essa investigação um pouco mais adiante e estudar como esse fluido se comportaria nessas circunstâncias. Seus símbolos podem explorar o assunto até as complexidades que não podem ser descritas em linguagem geral. O matemático descobre que ondas se originariam no suposto fluido, e que, como essas ondas levariam à ruptura dos anéis, a teoria do fluido deve ser abandonada.

Mas ainda podemos fazer mais uma ou duas suposições. E se for verdade que o anel é composto por um número incrivelmente grande de anéis concêntricos, cada um movendo-se com precisão à velocidade adequada para gerar uma força centrífuga justamente suficiente para neutralizar a atração? Sem dúvida, isso resolve muitas das dificuldades: também é sugerido por aquelas observações que mostraram a presença de várias linhas escuras em…

anel. Mais uma vez, devem ser invocadas considerações dinâmicas para se obter uma resposta.
Um sistema de anéis sólidos desse tipo não é compatível com as leis da dinâmica.

Portanto, somos compelidos a fazer uma última tentativa, subdividindo ainda mais o anel. Pode parecer surpreendente abandonar completamente a suposição de que o anel seja, de alguma forma, um corpo contínuo, mas não há outra alternativa. Seja como for que o vejamos, parece que chegamos à conclusão de que o anel é, na verdade, um enorme cardume de corpos extremamente pequenos; cada um desses pequenos corpos segue sua própria órbita ao redor do planeta e, na realidade, é apenas um satélite. Esses corpos são tão numerosos e tão próximos uns dos outros que nos parecem contínuos, e podem ser muito pequenos — talvez não maiores do que os glóbulos de água encontrados em uma nuvem comum sobre a superfície da Terra, que, mesmo a uma curta distância, parece um corpo contínuo.

Até poucos anos atrás, essa teoria sobre a composição dos anéis de Saturno, embora invulnerável do ponto de vista matemático, nunca havia sido confirmada por observações. O único astrônomo que afirmou ter visto realmente os anéis girando foi W. Herschel, que observou o movimento de alguns pontos luminosos no anel em 1789, época em que o plano do anel coincidia com a Terra. A partir dessas observações, Herschel concluiu que o anel girava em dez horas e trinta e duas minutos. Mas nenhum dos observadores posteriores, mesmo aqueles que utilizaram instrumentos muito superiores aos de Herschel, conseguiu verificar a rotação desses “apêndices” de Saturno. Se o anel fosse composto por um grande número de pequenos corpos, então a terceira lei de Kepler nos permitiria calcular o tempo necessário para que esses pequenos satélites completassem uma volta completa ao redor do planeta. Parece que qualquer satélite localizado na borda externa do anel precisaria de um período de 13 horas e 46 minutos; aqueles localizados no meio não precisariam de mais do que 10 horas e 28 minutos, enquanto os que estivessem na borda interna completariam sua rotação em 7 horas e 28 minutos. Mesmo nossos maiores telescópios, instalados nos céus mais limpos e operados pelos astrônomos mais habilidosos, se recusam a mostrar esse fenômeno extremamente delicado. De fato, teria sido…

Repetição em grande escala do comportamento curioso do satélite interno de Marte, que orbita ao redor de seu planeta principal em um tempo menor do que o necessário para o próprio planeta girar em torno de seu eixo.

Fig. 66 — Método do Prof. Keeler para medir a rotação dos anéis de Saturno.
Mas o que o telescópio não pôde mostrar, o espectrômetro demonstrou recentemente de maneira muito eficaz e interessante. Explicamos no capítulo sobre o Sol como o movimento de uma fonte de luz ao longo da linha de visão, em direção ou para longe do observador, produz uma ligeira mudança na

posição das linhas do espectro. Pela medição do deslocamento das linhas, pode-se determinar a direção e a magnitude do movimento da fonte de luz. Ilustramos o método mostrando como ele foi efetivamente utilizado para medir a velocidade de rotação da superfície solar. Em 1895, o professor Keeler,[26] diretor do Observatório Allegheny, conseguiu medir a rotação dos anéis de Saturno dessa maneira. Ele colocou a fenda do seu espectróscopo ao longo da esfera, na direção do eixo maior da figura elíptica que o efeito de perspectiva dá aos anéis, conforme indicado pelas linhas paralelas na Fig. 66, que se estendem de e para w. Sua placa fotográfica deveria então mostrar três espectros próximos um do outro, sendo o do corpo de Saturno no meio, separado por intervalos escuros dos espectros mais estreitos acima e abaixo dele, correspondentes às duas “alças” (ou ansæ, como são geralmente chamadas) dos anéis. Na Fig. 67, representamos o comportamento de qualquer linha do espectro sob diferentes hipóteses quanto à rotação ou não-rotação de Saturno e de seus anéis. No topo (1), vemos como cada linha ficaria se não houvesse movimento de rotação; as três linhas produzidas pelo planeta, pelos anéis internos e externos ficariam alinhadas em uma linha reta. É claro que o espectro, que é praticamente uma cópia muito fraca do espectro solar, mostra as principais linhas escuras de Fraunhofer, de modo que o leitor deve imaginá-las por conta própria, paralelas àquela que mostramos na figura. Mas Saturno e seus anéis não estão parados; eles estão em rotação, a parte oriental (em e) se movendo em nossa direção, e a parte ocidental (w) se afastando de nós.[27] Em e, a linha será deslocada em direção à extremidade violeta do espectro, e em w, em direção à extremidade vermelha. E, à medida que a velocidade linear real aumenta à medida que nos afastamos do centro de Saturno (presumindo que os anéis e o planeta rotem juntos), as linhas se desviariam como na Fig. 67 (2), mas as três permaneceriam alinhadas em uma linha reta. Se os anéis fossem compostos por dois anéis independentes, separados pela divisão de Cassini, e rotassem com velocidades diferentes, as linhas estariam posicionadas como na Fig. 67 (3): as linhas provenientes do anel interno estariam mais desviadas do que as do anel externo, devido à maior velocidade do anel interno.

Fig. 67.—Método do Prof. Keeler para medir a rotação dos anéis de Saturno.

Por fim, consideremos o caso dos anéis, compostos por inúmeras partículas que se movem ao redor do planeta de acordo com a terceira lei de Kepler. As velocidades reais dessas partículas seriam por segundo:—

Na borda externa: 10,69 milhas de anel.
No meio: 11,68 milhas de anel.
Na borda interna: 13,01 milhas de anel.
Velocidade de rotação: 6,38 na superfície do planeta, em milhas.

A mudança das linhas do espectro deve estar de acordo com essas velocidades, e é fácil perceber que as linhas devem se encontrar como na quarta figura. Quando o professor Keeler examinou os espectros fotografados, constatou que as linhas dos três espectros estavam inclinadas exatamente dessa maneira, o que indicava que a borda externa do anel se movia ao redor do planeta com uma velocidade linear menor do que a interna, como deveria acontecer se as fontes de luz (ou, melhor dizendo, os refletores da luz solar) fossem partículas independentes, livres para se mover de acordo com a terceira lei de Kepler. Por outro lado, isso não deveria acontecer se o anel, ou anéis, fossem rígidos, caso em que a borda externa teria a maior velocidade linear, pois teria que percorrer a maior distância. Aqui estava, finalmente, a prova da composição meteórica do anel de Saturno. A bela descoberta do professor Keeler foi posteriormente verificada por observações repetidas nos observatórios Allegheny, Lick, Paris e Pulkova; as velocidades reais, obtidas a partir dos deslocamentos observados das linhas, foram medidas e constatou-se que concordavam bem (dentro dos limites dos erros de observação) com as velocidades calculadas, tornando assim essa brilhante confirmação das deduções matemáticas de Clerk Maxwell algo fora de qualquer dúvida.

O espectro de Saturno é tão fraco que apenas as linhas mais intensas do espectro solar podem ser vistas nele. No entanto, a atmosfera do planeta parece exercer uma absorção considerável nas partes azul e violeta do espectro, o que é especialmente intenso perto da faixa equatorial. Além disso, uma forte banda vermelha indica a densidade da atmosfera. Essa banda não é visível no espectro dos anéis, o que significa que não pode haver atmosfera ao redor deles.

Como o anel de Saturno é único, não podemos encontrar em nenhum outro lugar uma ilustração tão pertinente de uma estrutura tão notável quanto a que se atribui a esse anel. No entanto, o sistema solar apresenta alguns fenômenos análogos. Há, por exemplo, um em escala muito grande ao redor do próprio Sol. Referimo-nos à multidão de planetas menores, todos confinados a uma determinada região do sistema. Imagine que o número desses planetas seja enormemente maior, e que as órbitas que estão muito inclinadas em relação às demais fiquem mais planas.

Caso contrário, ajustado de outra forma, deveríamos ter um anel ao redor do Sol, criando assim uma estrutura não muito diferente daquela que atualmente é atribuída a Saturno.

É tentador demorar ainda mais tempo neste belo sistema, para especular sobre a aparência que o anel teria para um habitante de Saturno, para conjecturar se ele deve ser considerado uma característica permanente do nosso sistema, da mesma forma que atribuímos permanência à nossa Lua ou aos satélites de Júpiter. De qualquer ponto de vista, a questão é cheia de interesse e oferece muito trabalho para todo tipo de astrônomo. Se ele dispuser de um bom telescópio, terá tarefas abundantes a cumprir, como fazer levantamentos, esboços e medições. Se for um daqueles astrônomos úteis que dedicam suas energias não ao trabalho direto com telescópios, mas à elaboração de cálculos com base nas observações de outros, então o belo sistema de Saturno fornece material em grande quantidade. Ele precisa prever as diferentes fases do anel, informar aos astrônomos quando cada característica pode ser melhor observada e a que hora cada elemento pode ser melhor determinado. Também precisa prever os momentos dos movimentos dos satélites de Saturno e os outros fenômenos de um sistema mais complexo que o de Júpiter.

Por fim, se o astrônomo for daquela categoria — talvez, sob alguns aspectos, a categoria mais elevada de todas — que emprega as pesquisas mais profundas do intelecto humano para desvendar os problemas dinâmicos da astronomia, ele também encontra em Saturno problemas que colocam à prova, até o limite, mesmo que não ultrapassem completamente, as mais elevadas capacidades analíticas. Ele descobre no anel de Saturno um objeto tão completamente diferente de tudo o mais que novas ferramentas matemáticas precisam ser criadas para lidar com ele. Encontra no sistema tantas características extraordinárias e uma delicadeza de ajuste tão grande que é forçado a admitir que, se não visse realmente os anéis de Saturno diante de si, não acreditaria que tal sistema fosse possível. O trabalho dos matemáticos neste sistema maravilhoso está atualmente apenas em seus primórdios. Não apenas as pesquisas são de natureza tão abstrata a exigir o maior gênio nessa área da ciência, mas ainda não foram acumulados os materiais necessários para as investigações. Em uma discussão sobre isso…

O caráter do assunto exige que a observação preceda o cálculo. As escassas observações obtidas até agora, por mais que possam ilustrar a beleza do sistema, ainda são totalmente insuficientes para constituir a base daquela grande teoria matemática sobre Saturno que eventualmente deverá ser elaborada.

Mas Saturno desperta interesse em uma classe muito maior de pessoas do que aquelas dedicadas especialmente à astronomia. É de interesse, deve ser de interesse, para todo indivíduo culto que tenha o menor amor pela natureza. Um amante das paisagens pitorescas não consegue contemplar Saturno por meio de um telescópio sem sentir as mais intensas emoções; enquanto, se sua leitura e reflexões o tiverem feito tomar consciência da colossal magnitude do objeto que observa, ele será forçado a admitir que não existe espetáculo mais notável em toda a natureza.

Pensamos tanto nos encantos dos anéis de Saturno que só podemos dar uma descrição muito breve daquele sistema de satélites que acompanham o planeta. Já tivemos oportunidade de aludir mais de uma vez a esses corpos celestes; resta agora apenas enumerar alguns detalhes adicionais.

Foi em 25 de março de 1655 que o primeiro satélite de Saturno foi detectado por Huygens, a cuja perspicácia devemos a descoberta da verdadeira forma dos anéis. Na noite mencionada, Huygens estava examinando Saturno com um telescópio construído por suas próprias mãos, quando observou um pequeno objeto semelhante a uma estrela perto do planeta. Na noite seguinte, ele repetiu suas observações e constatou que a “estrela” acompanhava o planeta em seu movimento pelo céu. Isso mostrou que o pequeno objeto era realmente um satélite de Saturno, e observações posteriores revelaram que ele girava ao redor do planeta em um período de 15 dias, 22 horas e 41 minutos. Foi assim que começou aquela série numerosa de descobertas de satélites que acompanham Saturno. Um após outro, eles foram detectados, de modo que atualmente se sabe que não menos de nove satélites acompanham esse grande planeta em suas viagens pelo espaço. No entanto, as descobertas subsequentes não foram feitas por Huygens, pois ele abandonou a busca por mais satélites por motivos que soam estranhos aos ouvidos modernos.

que estavam bastante de acordo com as ideias da sua época. Parece que, com base em algum princípio de simetria, Huygens achava que seria coerente com a lógica das coisas que o número de satélites, ou planetas secundários, fosse igual ao número dos próprios planetas primários. Os planetas primários, incluindo a Terra, eram seis; e a descoberta de Huygens fez com que o número total de satélites também fosse seis. A Terra tinha um, Júpiter tinha quatro, Saturno tinha um, e o sistema estava completo.

A natureza, no entanto, não conhece tais doutrinas aritméticas como as que Huygens lhe atribuía. Se ele tivesse sido menos influenciado por tais preconceitos, talvez pudesse ter antecipado os trabalhos de Cassini, que, ao descobrir outros satélites de Saturno, demonstrou o absurdo da doutrina da igualdade numérica entre planetas e satélites. À medida que novas descobertas eram feitas, o número de satélites passou a ser maior do que o número de planetas; mas, nos tempos mais recentes, com a descoberta de um grande número de planetas menores, o número de planetas rapidamente alcançou e ultrapassou o número de seus satélites.

Foi em 1671, cerca de dezesseis anos após a descoberta do primeiro satélite de Saturno, que um segundo foi descoberto por Cassini. Este é o mais externo dos satélites mais antigos; leva 79 dias para completar uma órbita ao redor de Saturno. No ano seguinte, ele descobriu outro; e doze anos depois, em 1684, mais dois; totalizando cinco satélites para este planeta.

A complexidade do sistema de Saturno agora não tinha rivais nos céus. Saturno tinha cinco satélites, enquanto Júpiter tinha apenas quatro, sendo que pelo menos um dos satélites de Saturno, chamado Titã, era maior do que qualquer satélite de Júpiter.[28] Algumas das descobertas de Cassini foram feitas com telescópios de dimensões realmente enormes. O comprimento do instrumento, ou melhor, a distância à qual a lente se encontrava, era de cem pés ou mais em relação aos olhos do observador. Parecia quase impossível levar a pesquisa telescópica adiante com instrumentos tão volumosos. Por fim, no entanto, começou a surgir uma grande reformulação na construção de instrumentos astronômicos. Nas mãos de Herschel, descobriu-se que era possível construir

refletindo
telescópios
de
dimensões
manejáveis, que eram ao mesmo tempo mais potentes e mais precisos do que as lentes de foco longo de Cassini. Um grande instrumento desse tipo, com quarenta pés de comprimento, recém-construído por Herschel, foi direcionado para Saturno em 28 de agosto de 1789. Nunca antes o maravilhoso planeta havia sido submetido a um exame tão minucioso. Herschel conhecia bem o trabalho de seus predecessores. Ele já havia observado Saturno e suas cinco luas com telescópios inferiores; agora, novamente, viu as cinco luas e um objeto semelhante a uma estrela tão próximo do plano dos anéis que supôs tratar-se de um sexto satélite. Havia um método rápido para testar essa hipótese. Naquela época, Saturno se movia rapidamente pelo céu. Se esse novo objeto fosse realmente um satélite, então deveria ser levado por Saturno. Herschel observou com ansiedade para ver se isso aconteceria. Pouco tempo foi suficiente para responder à pergunta; em duas horas e meia, o planeta havia se afastado bastante, levando consigo não apenas os cinco satélites já conhecidos, mas também esse sexto objeto. Se fosse uma estrela, ela teria ficado para trás; como não ficou, também era um satélite. Assim, após um longo século, a descoberta telescópica de satélites de Saturno recomeçou. Herschel, como de costume, observou esse objeto com fervor incansável e descobriu que ele estava muito mais próximo de Saturno do que qualquer um dos satélites anteriormente conhecidos. De acordo com a lei geral de que, quanto mais próximo...

satélite, quanto mais curto for o período de revolução, Herschel descobriu que esse pequeno satélite completava uma revolução em aproximadamente 1 dia, 8 horas e 53 minutos. O mesmo grande telescópio, utilizado com a mesma habilidade incomparável, levou rapidamente Herschel a uma descoberta ainda mais interessante. Um objeto tão pequeno que aparecia apenas como um ponto minúsculo no grande refletor de quarenta pés também foi detectado por Herschel, e ele provou tratar-se de um satélite, tão próximo do planeta que completava uma revolução no curto período de 22 horas e 37 minutos. Trata-se de um objeto extremamente delicado, que só pode ser visto pelos melhores telescópios nos breves intervalos em que não fica completamente obscurecido pelo anel.

Novo longo intervalo se passou, e por quase cinquenta anos o sistema de Saturno foi considerado composto pela série de anéis e pelos sete satélites. A próxima descoberta tem um interesse histórico singular. Foi feita simultaneamente por dois observadores — o professor Bond, de Cambridge, Mass., e o Sr. Lassell, de Liverpool — pois, em 19 de setembro de 1848, ambos esses astrônomos verificaram que um pequeno ponto que cada um deles havia visto nas noites anteriores era realmente um satélite. Este objeto, no entanto, está a uma distância considerável do planeta e leva 21 dias, 7 horas e 28 minutos para completar uma revolução; é o sétimo em ordem a partir do planeta.

Ainda assim, outro satélite externo extremamente fraco foi identificado por fotografia nos dias 16, 17 e 18 de agosto de 1898, pelo professor W.H. Pickering. Este objeto está muito mais distante do planeta do que os satélites maiores e mais antigos. Seu movimento ainda não foi totalmente determinado, mas provavelmente leva não menos de 490 dias para realizar uma única revolução.

Através das observações dos satélites, descobriu-se que 3.500 esferas com o mesmo peso de Saturno teriam o mesmo peso que o Sol.

O professor Kirkwood observou uma lei que relaciona os movimentos dos quatro satélites internos de Saturno. Essa lei se cumpre de tal maneira que leva à suposição de que ela decorre da atração mútua entre os satélites. Já descrevemos uma lei semelhante.

em relação a três dos satélites de Júpiter. O problema relativo a Saturno, que envolve nada menos que quatro satélites, é de complexidade extraordinária. Ele envolve a teoria das perturbações em um grau maior do que o habitual para os matemáticos ao investigarem as características mais comuns do nosso sistema. Para expressar essa lei, é necessário recorrer aos movimentos diários dos satélites; estes são, respectivamente:

Satélite. Movimento diário.
I. 382°·2.
II. 262°·74.
III. 190°·7.
IV. 131°·4.

A lei estabelece que, se a cinco vezes o movimento do primeiro satélite somarmos o do terceiro e quatro vezes o do quarto, o total será igual a dez vezes o movimento do segundo satélite. O cálculo fica assim:

5 vezes I. iguala
1911°·0
III. iguala 190°·7
II. 262°·74
4 vezes IV. iguala
10
525°·6
——— ————
2627°·4
2627°·3 é quase igual a

Nada pode ser mais simples do que a verificação dessa lei; mas a tarefa de mostrar a razão física pela qual ela deve se cumprir ainda não foi realizada.

Saturno era o planeta mais distante conhecido pelos antigos. Ele orbita em uma órbita bem além das outras planetas antigos, e, até a descoberta de Urano em 1781, a órbita de Saturno podia ser considerada como a

fronteira do sistema solar. O planeta anelado era de fato um objeto digno de ocupar uma posição tão distinta. Mas agora sabemos que a poderosa órbita de Saturno não se estende até as fronteiras do sistema solar; uma descoberta esplêndida, que levou a outra ainda mais esplêndida, ampliou enormemente esses limites, ao revelar dois planetas poderosos, que giram a uma distância distante, visíveis apenas por telescópio, bem além da trajetória de Saturno. Esses objetos não possuem a beleza de Saturno; na verdade, de forma alguma constituem imagens visíveis por telescópio. No entanto, esses planetas exteriores despertam um interesse de natureza muito especial. A descoberta de cada um deles é um evento clássico na história da astronomia, e tem-se mantido a opinião, talvez com razão, de que a descoberta de Netuno, o mais distante dos dois, é a maior conquista da astronomia desde os tempos de Newton.

CAPÍTULO XIV
URANO.
Contraste entre Urano e os outros grandes planetas — William Herschel — Seu nascimento e origem — Chegada de Herschel à Inglaterra — Seu amor pelo conhecimento — Início de seus estudos astronômicos — Construção de telescópios — Fabricação de espelhos — O professor de música torna-se astrônomo — A pesquisa metódica — 13 de março de 1781 — A descoberta de Urano — A delicadeza da observação — Seria o objeto um cometa? — A importância dessa descoberta — A fama de Herschel — George III e o músico de Bath — O astrônomo do rei em Windsor — O planeta Urano — Dados numéricos relacionados a ele — Os quatro satélites de Urano — Suas órbitas circulares — Primeiras observações de Urano — As observações de Flamsteed — Lemonnier viu Urano — A utilidade de suas medições — O caminho elíptico — O grande problema assim suscitado.

Para o presente autor, sempre pareceu que a história de Urano e das circunstâncias que cercaram sua descoberta constitui um dos episódios mais agradáveis e interessantes de toda a história da ciência. Aqui ocupamos uma posição completamente nova no estudo do sistema solar. Todos os outros grandes planetas eram conhecidos desde a antiguidade, por mais errôneas que fossem as ideias a respeito deles. Eram objetos visíveis, e por meio de seus movimentos dificilmente deixavam de atrair a atenção daqueles cujas atividades os levavam a observar as estrelas. Mas agora chegamos a um grande planeta, cuja existência era totalmente desconhecida pelos antigos; portanto, ao abordarmos este assunto, devemos primeiro descrever a descoberta efetiva deste objeto e, em seguida, considerar o que podemos saber sobre sua natureza física.

Nas páginas anteriores, tivemos oportunidade de mencionar o nome venerável de William Herschel em relação a diversos ramos da astronomia; mas até agora adiámos intencionalmente qualquer referência mais explícita a este homem extraordinário até chegarmos a esta fase do nosso trabalho. A história de Urano, pelo menos em seus estágios iniciais, é a história dos primeiros...

A carreira de William Herschel. Seria igualmente impossível e indesejável tentar separá-las.

William Herschel, o ilustre astrônomo, nasceu em Hanover em 1738. Seu pai era um homem talentoso que, de maneira um tanto humilde, exercia a profissão de professor de música. Ele tinha uma família de dez filhos, dos quais William era o quarto; e pode-se notar que todos os membros da família dos quais há registros herdaram os talentos musicais do pai e se tornaram artistas competentes. Foram feitos retratos interessantes dessa família, da habilidade incomum de William, das longas discussões sobre música e filosofia, e da irmã mais nova Caroline, destinada, nos anos seguintes, a uma carreira ilustre. William logo aprendeu tudo o que seu mestre podia lhe ensinar nas áreas comuns do conhecimento, e aos catorze anos já era um músico competente no oboé e no violino. Ele trabalhava na orquestra da corte em Hanover e também fazia parte da banda da Guarda Hanoveriana. Tempos difíceis logo perturbaram a família de Herschel. Os franceses invadiram Hanover, a Guarda Hanoveriana foi derrotada na batalha de Hastenbeck, e o jovem William Herschel teve algumas experiências desagradáveis em combate real. Sua saúde não era muito boa, e ele decidiu mudar de profissão. Seu método para isso é um que seus biógrafos dificilmente poderiam defender; pois, falando francamente, ele desertou e conseguiu fugir para a Inglaterra. Afirma-se, com fontes inquestionáveis, que, na primeira visita de Herschel ao rei George III, mais de vinte anos depois, seu perdão lhe foi concedido pelo próprio rei, por escrito e de forma formal.

Aos dezenove anos, o jovem músico começou a buscar sua sorte na Inglaterra. No início, enfrentou grandes dificuldades, mas o esforço e a habilidade superaram todas as adversidades, e, aos vinte e seis anos, já estava completamente estabelecido na Inglaterra, tendo sucesso em sua profissão. No ano de 1766, encontramos Herschel ocupando uma posição de destaque no mundo musical; ele havia se tornado o organista da Capela Octagon.

Bath, e seu tempo era inteiramente dedicado a dar aulas aos seus numerosos alunos, bem como à preparação de concertos e oratórios.

Apesar de sua agitada vida profissional, Herschel ainda mantinha aquela sede insaciável por conhecimento que tinha desde menino. Cada momento que conseguia arrancar de seus compromissos musicais era dedicado com entusiasmo aos estudos. Em seu desejo de aperfeiçoar seu conhecimento das partes mais complexas da teoria musical, ele precisou aprender matemática; da matemática, a transição para a ótica foi natural; e, uma vez que começou a estudar ótica, naturalmente passou a conhecer o telescópio e, assim, a própria astronomia.

Seus primeiros passos foram feitos em escala muito modesta. Foi através de um telescópio pequeno e imperfeito que o grande astrônomo teve sua primeira visão das maravilhas celestes. Sem dúvida, ele já havia observado o céu em noites claras e admirado as milhares de estrelas que o adornavam; mas agora, ao conseguir aumentar ligeiramente sua capacidade de visão, obteve uma visão que o fascinou. As estrelas que antes via agora podia ver com muito mais clareza; mas, além disso, descobriu que miríades de outras, anteriormente invisíveis, agora lhe eram reveladas. Realmente glorioso é esse espetáculo para quem possui um brilho de entusiasmo pela beleza natural. Para Herschel, essa visão mudou imediatamente todo o curso de sua vida. Seu sucesso como professor de música, seus oratórios e seus alunos foram rapidamente esquecidos, e o resto de sua vida seria dedicado à busca apaixonada por uma das ciências mais nobres.

Herschel não pôde se contentar com o instrumento pequeno e imperfeito que o havia interessado inicialmente. Ao longo de sua carreira, ele decidiu ver tudo por si mesmo da melhor maneira possível, com base em suas maiores capacidades. Decidiu imediatamente adquirir um instrumento melhor e escreveu a um óptico famoso em Londres com o objetivo de fazer a compra. Mas o preço exigido pelo óptico parecia maior do que Herschel achava que poderia ou deveria pagar. Imediatamente, sua resolução foi...

Ele precisava de um bom telescópio, e como não podia comprá-lo, resolveu fabricá-lo por conta própria. Foi uma sorte, tanto para Herschel quanto para a ciência, que as circunstâncias o levaram a essa decisão. No entanto, à primeira vista, que empreendimento pouco promissor parecia ser aquele! Que um professor de música, ocupado dia e noite, esperasse ter sucesso, sem treinamento prévio, numa tarefa que exigia os mais altos conhecimentos mecânicos e ópticos, parecia realmente improvável. Mas o entusiasmo e o gênio não conhecem dificuldades insuperáveis. Depois de dirigir um concerto brilhante em Bath, quando a cidade estava no auge de sua fama, Herschel corria para casa e, sem sequer demorar para tirar seus punhos de renda, mergulhava nos trabalhos manuais de moer espelhos e polir lentes. Nenhum alquimista da antiguidade esteve tão absorto num projeto de transformar chumbo em ouro quanto Herschel estava em sua determinação de ter um telescópio. Ele transformou sua casa em um laboratório; de sua sala de estar fez uma oficina de carpintaria. Fresadoras eram os “móveis” do seu melhor quarto. Ele precisava de um telescópio, e, à medida que avançava em seu trabalho, decidiu que não só precisava de um bom telescópio, mas de um muito bom. E, à medida que o sucesso incentivava seus esforços, ele acabou conseguindo construir o maior telescópio que o mundo já havia visto até então. Embora nos interessem por Herschel como astrônomo, devemos observar que, como fabricante de telescópios, ele também alcançou grande fama e considerável sucesso comercial. Quando o mundo começou a se ecoar com suas descobertas gloriosas, e quando ficou sabido que ele não utilizava outros telescópios senão aqueles feitos por suas próprias mãos, surgiu uma demanda por instrumentos de sua confecção. Diz-se que ele fabricou mais de oitenta telescópios grandes, além de muitos outros de tamanho menor. Vários desses instrumentos foram adquiridos por príncipes e governantes estrangeiros.[29] Nunca ouvimos falar de nenhum desses personagens ilustres ter se tornado astrônomos famosos, mas, de qualquer forma, parece que eles pagaram bem a Herschel por sua habilidade, de modo que, com a venda dos telescópios grandes, ele conseguiu obter o que pode ser considerado uma fortuna, segundo os padrões modestos de um cientista.

Até meados de sua vida, Herschel era desconhecido pelo público, exceto como um músico dedicado, com grande reconhecimento em sua profissão, não apenas em Bath, mas em todo o oeste da Inglaterra. A fabricação de telescópios era apenas uma ocupação em seu tempo livre, e era desconhecida pela maioria daqueles que conheciam e respeitavam suas habilidades musicais. Foi em 1774 que Herschel viu os céus pela primeira vez por meio de um instrumento construído por suas próprias mãos. Era um aparelho pequeno em comparação com aqueles que ele criaria posteriormente, mas imediatamente percebeu as vantagens de ser o próprio fabricante do instrumento. Noite após noite, ele conseguia fazer melhorias sugeridas pela experiência: às vezes ampliava os espelhos, outras vezes reconstituía a montagem ou tentava corrigir defeitos nas lentes. Com perseverança incansável, buscava a maior excelência, e a cada avanço descobria que podia penetrar ainda mais no céu. Seu entusiasmo atraiu alguns amigos que, assim como ele, eram apaixonados pela ciência. A maneira como ele conheceu Sir William Watson, que mais tarde se tornou seu amigo mais próximo, era típica de ambos. Herschel estava observando as montanhas na Lua, e, à medida que as horas passavam, precisou levar seu telescópio para a rua em frente à sua casa para continuar seu trabalho. Sir William Watson passou por acaso e ficou impressionado com a visão incomum de um astrônomo na rua, no meio da noite, usando um instrumento grande e de aparência peculiar. Tendo interesse pela astronomia, Sir William parou, e quando Herschel tirou os olhos do telescópio, perguntou se poderia dar uma olhada na Lua. O pedido foi prontamente atendido. Provavelmente Herschel encontrou poucas pessoas naquela cidade movimentada interessadas nesse tipo de coisa; ele rapidamente se aproximou de Sir W. Watson, que imediatamente retribuiu esse sentimento, dando início a uma amizade que trouxe frutos importantes para a carreira posterior de Herschel. Finalmente, chegou o ano de 1781, que testemunharia sua grande conquista. Herschel havia aproveitado bem sete anos de experiência prática em astronomia e concluíra um telescópio de excelente qualidade.

Perfeição ótica, embora muito inferior em tamanho em comparação com alguns daqueles que ele construiu posteriormente. Com este refletor, Herschel iniciou um trabalho de observação metódico. Ele elaborou um plano para examinar sistematicamente todas as estrelas que estavam acima de um certo grau de brilho. Não é totalmente claro qual era o objetivo que Herschel tinha em mente ao empreender essa tarefa, mas, de qualquer forma, dificilmente poderia ter antecipado o sucesso extraordinário com que o trabalho seria coroado. Durante essa revisão, o telescópio era direcionado para uma estrela; essa estrela era examinada; depois outra era trazida para o campo de visão, e ela também era examinada. Cada estrela, nessas circunstâncias, aparece apenas como um ponto de luz; esse ponto pode ser brilhante ou não, dependendo do brilho da estrela; o ponto também mostrará, naturalmente, a cor da estrela, mas não pode exibir tamanho ou forma reconhecíveis. Na verdade, quanto maior a perfeição do telescópio, menor é a imagem telescópica de uma estrela.

Não sabemos quantas estrelas Herschel examinou nessa revisão; mas, de qualquer forma, na memorável noite de 13 de março de 1781, ele continuava a realizar sua tarefa entre as estrelas da constelação de Gêmeos. Sem dúvida, uma estrela após outra foi trazida para o campo de visão e depois deixou de ser vista. Por fim, no entanto, um objeto foi colocado no campo de visão que diferia de todas as outras estrelas. Não era apenas um ponto de luz; tinha um disco pequeno, mas ainda assim perfeitamente reconhecível. Dizemos que o disco era perfeitamente reconhecível, mas devemos acrescentar que isso só era possível graças ao excelente telescópio de Herschel. Outros astrônomos já haviam visto esse objeto antes. Sua posição já havia sido medida nada menos que dezenove vezes antes de o músico de Bath, com seu telescópio caseiro, olhar para ele, mas os observadores anteriores só o haviam visto em instrumentos menores com baixa potência de ampliação. Mesmo após a descoberta, e quando observadores bem treinados com bons instrumentos olharam novamente sob a orientação de Herschel, um após outro testemunharam a extraordinária agudeza da percepção do grande astrônomo, que lhe permitiu distinguir esse objeto de uma estrela quase à primeira vista.

Se não é uma estrela, o que poderia ser, então? O primeiro passo para responder a essa pergunta foi observar o corpo por algum tempo. Foi isso que Herschel fez. Ele o observou noite após noite, e logo descobriu outra diferença fundamental entre esse objeto e uma estrela comum. As estrelas são, claro, caracterizadas pela sua fixidez, mas esse objeto não era fixo; noite após noite, a posição que ocupava mudava em relação às estrelas. Já não havia dúvidas de que esse corpo fazia parte do sistema solar, e que se tinha feito uma descoberta interessante; no entanto, muitos meses se passaram antes que Herschel percebesse o verdadeiro valor de sua conquista. Ele não percebeu que havia feito a magnífica descoberta de outro planeta poderoso que orbitava além de Saturno; achava que podia ser apenas um cometa. Sem dúvida, esse objeto parecia muito diferente de um grande cometa, adornado com uma cauda. No entanto, não era tão completamente diferente de alguns tipos de cometas observados por telescópio a ponto de tornar improvável que fosse um corpo desse tipo; e a descoberta foi anunciada inicialmente de acordo com essa visão. Foi necessário tempo para que se pudesse determinar a verdadeira natureza do objeto. Era preciso acompanhá-lo por uma distância considerável ao longo de seu caminho e fazer medições de sua posição em diferentes épocas, antes que fosse possível para os matemáticos calcular o trajeto que o corpo seguia; uma vez, porém, que a atenção se voltou para o assunto, muitos astrônomos ajudaram a realizar as observações necessárias. Essas informações foram entregues aos matemáticos, e concluiu-se que esse corpo não era um cometa, mas que, como todos os planetas, orbitava em um caminho quase circular ao redor do Sol, e que esse caminho ficava a milhões de milhas além da órbita de Saturno, que por tanto tempo fora considerada o limite do sistema solar.

É difícil superestimar a importância dessa magnífica descoberta. Os cinco planetas eram conhecidos desde a antiguidade; em épocas adequadas, todos eles eram claramente visíveis a olho nu. Mas agora descobriu-se que, bem além do mais externo desses planetas, orbitava outro planeta esplêndido, maior que Mercúrio ou Marte, maior — muito maior — que Vênus e a Terra, e só superado em tamanho por Júpiter e por

Saturno. Este esplêndido novo planeta foi lançado no espaço a uma profundidade tal que, apesar de suas proporções imponentes, parecia meramente uma estrela minúscula, sendo visível apenas em raras ocasiões a olho nu. Este grande globo precisava de um período de oitenta e quatro anos para completar seu majestoso percurso, e o diâmetro desse percurso era de 3.600.000.000 de milhas.

Embora a história da astronomia seja o registro de descobertas brilhantes — dos trabalhos de Copérnico e Kepler, das conquistas telescópicas de Galileu e da teoria magnífica de Newton, da descoberta refinada da aberração da luz, bem como de muitos outros triunfos intelectuais imortais —, essa conquista do organista da Capela Octogonal ocupa uma posição completamente diferente de qualquer outra. Nunca antes havia registro histórico da descoberta de um dos corpos do sistema ao qual a Terra pertence. Os planetas mais antigos, sem dúvida, foram descobertos por alguém, mas podemos dizer pouco mais sobre essas descobertas do que sobre a descoberta do Sol ou da Lua; todas são, na verdade, pré-históricas. Aqui estava o primeiro registro da descoberta de um planeta que, assim como a Terra, gira em torno do Sol e, como nossa Terra, pode ser, eventualmente, um globo habitado. Uma conquista tão única chamou imediatamente a atenção de todo o mundo científico. O mestre musical de Bath, até então desconhecido como astrônomo, foi rapidamente colocado entre os primeiros a merecer esse título. De todos os lados, surgiu grande interesse pelo filósofo desconhecido. O nome de Herschel, então estranho aos ouvidos ingleses, apareceu em todas as revistas, e foi preservada uma lista curiosa com o número de erros cometidos na grafia do nome. As diferentes sociedades científicas apressaram-se em enviar suas congratulações por uma ocasião tão memorável.

As notícias da descoberta feita pelo músico hanoveriano chegaram aos ouvidos de Jorge III, que mandou chamar Herschel à corte, para que o rei pudesse saber qual era, na verdade, a importância de sua descoberta, diretamente das palavras do próprio descobridor. Herschel trouxe consigo um de seus telescópios e se municiou de um mapa do sistema solar, com o qual pôde explicar com precisão onde residia a importância da descoberta. O rei ficou muito impressionado.

Interessados na narrativa de Herschel, e não menos no próprio Herschel. O telescópio foi instalado em Windsor, e, sob a orientação do astrônomo, o rei pôde observar Saturno e outros objetos celestes notáveis. Conta-se também como, no dia seguinte, as damas da corte pediram a Herschel que lhes mostrasse as maravilhas que tanto agradaram ao rei. O telescópio foi de fato instalado numa janela de um dos aposentos da rainha, mas, quando chegou a noite, o céu estava coberto de nuvens e não era possível ver nenhuma estrela. Essa era uma experiência com a qual Herschel, como qualquer outro astrônomo, estava infelizmente muito familiarizado. Mas nem todo astrônomo teria a disposição de Herschel para sair graciosamente dessa situação. Ele mostrou às suas alunas a estrutura do telescópio; explicou o espelho, como o havia fabricado e polido; e então, vendo que as nuvens eram impenetráveis, propôs que, como não podia mostrar-lhes o verdadeiro Saturno, exibisse um modelo artificial como o melhor substituto. Com a permissão concedida, Herschel virou o telescópio para longe do céu e apontou-o para a parede de um jardim distante. Ao olhar pelo telescópio, via-se Saturno, seu globo e seu sistema de anéis, representados com tal fidelidade que, segundo Herschel, até mesmo um astrônomo experiente poderia ser enganado. Na verdade, durante o dia, Herschel percebeu que o céu provavelmente ficaria nublado à noite, e preparou-se para essa eventualidade cortando um buraco em um pedaço de papelão no formato de Saturno, que foi então colocado contra a parede do jardim distante e iluminado por uma lâmpada por trás.

Essa visita a Windsor teve consequências importantes para Herschel e para a ciência. Ele causou uma impressão tão favorável que o rei propôs criar para ele o cargo especial de Astrônomo Real em Windsor. O rei se encarregaria de fornecer os meios para instalar os grandes telescópios e atribuiu a Herschel um salário de 200 libras por ano; esses valores, é preciso admitir, eram baseados em uma estimativa um tanto moderada das necessidades de um astrônomo. Herschel mencionou esses detalhes a ninguém, exceto ao seu amigo constante e generoso, Sir W. Watson, que exclamou: “Nunca se viu honra real tão barata.”

Quanto aos outros interessados, Herschel limitou-se a dizer que o Rei havia cuidado de tudo para ele. Ao aceitar esse cargo, o grande astrônomo certamente deu um passo importante. Ele sacrificou imediatamente toda a sua carreira musical, que, segundo várias fontes, era bastante lucrativa; mas sua determinação foi rápida. O esforço já demonstrado por ele em prol da astronomia era, como ele sabia, apenas o começo de uma série de trabalhos memoráveis. Na verdade, há muito tempo ele sentia que era seu dever seguir o caminho indicado pelo seu gênio. Ele já não era mais jovem; havia atingido a meia-idade, e os anos se tornavam especialmente valiosos para alguém que sabia ter ainda uma obra importante a realizar. De uma só vez, ele se libertou de todas as distrações: seus alunos, seus concertos, todo o seu envolvimento em Bath – tudo foi abandonado imediatamente. Ele aceitou com entusiasmo a oferta do Rei e, após algumas mudanças, estabeleceu-se permanentemente em Slough, perto de Windsor.

De fato, já foi bem observado que o evento mais importante relacionado à descoberta de Urano foi a descoberta das incomparáveis capacidades de observação de Herschel. Urano teria sido encontrado, mais cedo ou mais tarde. Se Herschel não tivesse existido, sem dúvida teríamos conhecido Urano muito antes. O ponto realmente importante para a ciência foi que o gênio de Herschel pudesse ser plenamente desenvolvido, ao ser libertado dos detalhes absorventes de uma profissão comum. A descoberta de Urano garantiu tudo isso, permitindo que toda a dedicação futura de Herschel fosse dedicada à astronomia.[30]

Urano está tão distante que até os melhores telescópios modernos não conseguem produzir uma imagem nítida dele. Podemos ver, assim como Herschel, que ele possui um disco mensurável, e, a partir das medições desse disco, concluímos que o diâmetro do planeta é de aproximadamente 31.700 milhas. Isso é cerca de quatro vezes o diâmetro da Terra, e, portanto, o volume de Urano deve ser cerca de sessenta e quatro vezes maior que o da Terra. Também descobrimos que, assim como os outros planetas gigantes, Urano parece ser composto de materiais, em geral, muito mais leves do que aqueles que encontramos aqui; assim, embora seja sessenta e quatro vezes maior que a Terra, Urano tem apenas quinze vezes o volume dela.

pesado. Se pudermos confiar nas analogias do que vemos em todos os outros lugares do nosso sistema, podemos duvidar pouco de que Urano deve girar em torno de um eixo. Os meios habituais para demonstrar essa rotação dificilmente estão disponíveis num corpo cuja superfície parece tão pequena e tão fraca. O período de rotação é, portanto, desconhecido. O espectróscopo nos diz que uma atmosfera notável, contendo aparentemente alguns gases estranhos aos nossos, envolve profundamente Urano.

No entanto, há um aspecto de Urano que apresenta muitos pontos de interesse para aqueles astrônomos que possuem telescópios de tamanho e perfeição incomuns. Urano é acompanhado por um sistema de satélites, alguns dos quais são tão fracos que exigem um exame minucioso para serem detectados. A descoberta desses satélites foi uma das conquistas posteriores de Herschel. É, no entanto, notável que mesmo sua perspicácia e cuidado não o protegeram de erros em relação a esses objetos extremamente delicados. Alguns dos pontos que ele considerava satélites devem, agora, parecer, ter sido meras estrelas enormemente mais distantes, que por acaso se encontravam no campo de visão. Foi posteriormente constatado que os satélites conhecidos de Urano são quatro em número, e seus movimentos tornaram-se objeto de pesquisas telescópicas prolongadas e interessantes. Os quatro satélites recebem os nomes de Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon. Dispostos em ordem de distância em relação ao corpo central, Ariel, o mais próximo, completa sua órbita em 2 dias e 12 horas. Oberon, o mais distante, completa sua órbita em 13 dias e 11 horas.

A lei de Kepler declara que a trajetória de um satélite em torno de seu corpo principal, assim como a do corpo principal em torno do sol, deve ser uma elipse. No entanto, isso deixa ampla margem quanto à excentricidade real da curva. A elipse pode ser quase um círculo, pode ser um círculo absoluto ou pode ser algo completamente diferente de um círculo. As trajetórias seguidas pelos planetas são, em geral, quase circulares; mas não encontramos círculos exatos entre as órbitas planetárias. Até onde sabemos atualmente, a aproximação mais próxima de um movimento perfeitamente circular é aquela pela qual os satélites de Urano orbitam em torno de seu corpo principal. Não estamos dispostos a dizer que esses

Os caminhos seguidos pelos satélites de Urano são absolutamente circulares. Tudo o que se pode dizer é que nossos telescópios não conseguem mostrar nenhum desvio mensurável em relação a isso. É também interessante notar que as órbitas dos satélites de Urano estão todas no mesmo plano. Isso não acontece com as órbitas dos planetas ao redor do Sol, nem com as órbitas de qualquer outro sistema de satélites em torno de seu planeta principal. No entanto, a circunstância mais singular relacionada ao sistema de Urano encontra-se na posição desse plano. Trata-se, de fato, de uma anomalia quase tão grande em nosso sistema quanto os próprios anéis de Saturno. Já tivemos oportunidade de observar que o plano em que a Terra gira ao redor do Sol coincide quase totalmente com os planos em que todos os outros grandes planetas giram. O mesmo vale, em grande medida, para as órbitas dos planetas menores; embora, sem dúvida, haja alguns casos em que o plano da órbita está inclinado em um ângulo considerável em relação ao plano em que a Terra se move. O plano em que a Lua gira também se aproxima desse sistema de planos planetários. O mesmo acontece com as órbitas dos satélites de Saturno e Júpiter, e até mesmo os satélites de Marte, descobertos mais recentemente, não representam exceção à regra. Todo o sistema solar – pelo menos no que diz respeito aos grandes planetas – exigiria relativamente poucas alterações caso suas órbitas fossem completamente achatadas em um único plano. Há, no entanto, algumas exceções notáveis a essa regra. Os satélites de Urano giram em um plano que está longe de coincidir com o plano ao qual todas as outras órbitas se aproximam. Na verdade, os caminhos seguidos pelos satélites de Urano ficam em um plano quase perpendicular à órbita de Urano. Não estamos em condições de dar uma explicação satisfatória para essa circunstância. É, no entanto, evidente que, na gênese do sistema de Urano, deve ter havido alguma influência de caráter excepcional e local.

Pouco depois da descoberta do planeta Urano, em 1781, foram acumuladas observações suficientes para permitir a determinação da órbita que ele segue. Uma vez conhecido o caminho percorrido pelo planeta, tornou-se uma mera questão de cálculo matemático determinar onde ele se encontrava em qualquer momento do passado e onde estaria em qualquer momento do futuro. Um fato interessante…

Surgeu, assim, uma pergunta sobre até que ponto seria possível encontrar alguma observação do planeta feita antes de sua descoberta por Herschel. Urano parece uma estrela de sexta magnitude. Poucos astrônomos dispunham de telescópios com o grau de perfeição alcançado por Herschel, e a sensibilidade de percepção pessoal característica dele era ainda mais rara. Portanto, era de se esperar que, se tais observações anteriores existissem, elas registrassem Urano apenas como uma estrela visível – e de fato brilhante – em um telescópio moderado, mas sem merecer atenção excepcional entre milhares de estrelas aparentemente semelhantes. Muitos dos primeiros astrônomos dedicaram-se ao trabalho útil e árduo de criar catálogos de estrelas. Na elaboração de um catálogo estelar, o telescópio era direcionado para o céu, as estrelas eram observadas, seus locais eram medidos com cuidado, e a luminosidade delas também era estimada; assim, o catálogo era gradualmente compilado, no qual cada estrela tinha seu lugar registrado fielmente, para que pudesse ser identificada em qualquer momento futuro. As estrelas foram assim registradas, às centenas e às milhares, em diferentes datas, desde o surgimento da astronomia precisa até os dias atuais. Foi então sugerido que, como Urano se assemelhava tanto a uma estrela e era suficientemente brilhante para chamar a atenção de astrônomos mesmo com equipamentos bastante modestos, havia a possibilidade de ele já ter sido observado e, portanto, estar registrado como uma estrela em alguns dos catálogos mais antigos. Tratava-se, de fato, de uma ideia digna de toda atenção, com consequências muito importantes em relação à descoberta imortal que será discutida no próximo capítulo. Mas como realizar tal análise dos catálogos? Urano está em constante movimento; não parece haver todos os elementos de incerteza em tal investigação? Vamos considerar um exemplo notável.

O grande observatório nacional em Greenwich foi fundado em 1675, e o primeiro Astrônomo Real foi o ilustre Flamsteed, que, em 1676, iniciou aquela série de observações dos corpos celestes que continua até os dias de hoje, trazendo benefícios incalculáveis para a ciência.

No início, os instrumentos eram de descrição bastante primitiva, mas, ao longo de alguns anos, Flamsteed conseguiu obter instrumentos adequados para a elaboração de um catálogo de estrelas, e dedicou-se a essa tarefa com zelo extraordinário. Foi nesse trabalho memorável, a “Historia Cœlestis” de Flamsteed, que foi registrada a primeira observação de Urano. Primeiramente, soube-se que a órbita desse corpo, assim como a órbita de todos os outros grandes planetas, estava inclinada em um ângulo muito pequeno em relação à eclíptica. Concluiu-se, portanto, que Urano só poderia ser encontrado sempre ao longo da eclíptica, e era possível calcular onde o planeta se encontrava em cada ano. Assim, percebeu-se que, em 1690, o planeta estava naquela parte da eclíptica onde Flamsteed, na mesma data, realizava suas observações. Era natural examinar as observações de Flamsteed para ver se alguma das chamadas estrelas poderia ser Urano. Encontrou-se, na “Historia Cœlestis”, um objeto que ocupava uma posição idêntica àquela que Urano devia ocupar na mesma data. Seria isso Urano? Um teste decisivo estava imediatamente disponível. O telescópio foi direcionado para o ponto no céu onde Flamsteed havia visto uma estrela de sexta magnitude. Se aquilo fosse realmente uma estrela, ela ainda estaria visível. O teste foi realizado: nenhuma estrela desse tipo foi encontrada, e, portanto, a suposição de que se tratasse realmente de Urano dificilmente podia ser posta em dúvida por um instante. Rapidamente, outras confirmações surgiram. Demonstrou-se que Urano havia sido observado por Bradley e por Tobias Mayer, e também ficou evidente que Flamsteed não apenas o havia observado uma vez, mas que, na verdade, medira sua posição quatro vezes nos anos de 1712 e 1715. No entanto, Flamsteed nunca teve consciência da descoberta que estava tão perto de seu alcance. Ele, é claro, tinha a impressão de que todas essas observações se referiam a estrelas diferentes. Um caso ainda mais notável é o de Lemonnier, que havia observado Urano doze vezes e até mesmo o registrou em quatro dias consecutivos em janeiro de 1769. Se Lemonnier tivesse apenas examinado cuidadosamente seu próprio trabalho; se tivesse percebido, como poderia ter feito, como a estrela que observara no dia anterior havia desaparecido no dia seguinte, enquanto a estrela visível no dia atual se afastava até o dia seguinte, não há dúvida de que Urano teria sido descoberto, e William Herschel teria sido antecipado. Será que Lemonnier teria feito um uso tão bom assim…

Sua fama foi igual à de Herschel? Parece ser uma pergunta que nunca poderá ser respondida, mas aqueles que consideram Herschel tão importante quanto o autor deste texto provavelmente concordarão que foi uma grande sorte para a ciência que Lemonnier não tenha comparado suas observações.[31]

Essas primeiras observações acidentais de Urano não devem ser vistas apenas como assuntos de interesse histórico ou curiosidade. Podemos mostrar, com poucas palavras, que elas são de extrema importância para a própria ciência. Vale lembrar que Urano leva nada menos que oitenta e quatro anos para completar sua imensa revolução ao redor do Sol. O planeta já completou uma revolução inteira desde sua descoberta, e até o momento atual (1900), já completou mais de um terço de outra revolução. Para um estudo detalhado da natureza de sua órbita, era desejável dispor de o maior número possível de medições, abrangendo o maior intervalo de tempo possível. Isso foi em grande medida possível graças à identificação das primeiras observações de Urano. Um conhecimento aproximado da órbita já era suficiente para determinar com precisão suficiente a posição do planeta, a fim de identificá-lo nos catálogos. Mas, quando as observações reais são encontradas com a ajuda desses dados, eles indicam com precisão a posição de Urano; assim, em vez de nosso conhecimento sobre o planeta se limitar a pouco mais de uma revolução, atualmente dispomos de informações que abrangem muito mais do que duas revoluções.

A partir das observações do planeta, pode-se determinar a elipse em que ele se move. Podemos calcular essa elipse com base nas observações feitas desde a descoberta. Também podemos calculá-la a partir das observações anteriores à descoberta. Se as leis de Kepler fossem rigorosamente verificadas, então, é claro, a elipse percorrida na revolução atual não deveria diferir em nada da elipse percorrida na revolução anterior, ou em qualquer outra revolução. Podemos testar isso de maneira interessante, comparando a elipse derivada das observações antigas com aquela deduzida das observações modernas. Essas elipses se assemelham muito uma à outra; são quase idênticas; mas é extremamente importante notar que elas não são exatamente iguais, mesmo quando se leva em conta tudo.

fonte conhecida de perturbação, de acordo com os princípios explicados no próximo capítulo. A lei de Kepler parece, portanto, não ser absolutamente verdadeira no caso de Urano. Trata-se, de fato, de um assunto que exige nossa atenção mais séria e cuidadosa. Não estabelecemos repetidamente a universalidade das leis de Kepler no controle dos movimentos planetários? Como, então, podemos conciliar essa lei com as irregularidades que foram comprovadamente encontradas nos movimentos de Urano?

Vamos analisar o assunto com um pouco mais de detalhe. Sabemos que as leis de Kepler são uma consequência das leis da gravitação. Sabemos que o planeta se move em uma trajetória elíptica ao redor do sol, em virtude da atração do sol, e sabemos que a elipse será mantida sem a menor alteração se o sol e o planeta forem deixados à sua atração mútua, sem que nenhuma outra força intervenha. Também podemos calcular a influência de cada um dos planetas conhecidos na forma e na posição da órbita. Mas, quando se leva em conta todas essas influências perturbadoras, constata-se que as órbitas observadas e calculadas não coincidem. A conclusão é irrefutável: Urano não se move apenas em consequência da atração do sol e dos planetas do nosso sistema que estão dentro de Urano; deve, portanto, haver alguma outra influência atuando sobre Urano, além daquelas já conhecidas. O desenvolvimento desse assunto será dedicado ao próximo capítulo.

CAPÍTULO XV.
NETUNO.
Descoberta de Netuno — Uma Conquista Matemática — A Atração do Sol — Todos os Corpos Atraem — Júpiter e Saturno — As Perturbações Planetárias — Três Corpos — A Natureza Simplificou o Problema — Solução Aproximada — As Fontes do Sucesso — O Problema Estabelecido para a Terra — As Descobertas de Lagrange — A Excentricidade — Necessidade de que todos os Planetas Rotulem na Mesma Direção — As Descobertas de Lagrange Não Têm o Interesse Dramático das Conquistas Mais Recentes — As Irregularidades de Urano — O Planeta Desconhecido Deve Rotular Fora da Trajetória de Urano — Os Dados para o Problema — Le Verrier e Adams Investigam Ambos a Questão — Adams Indica o Lugar do Planeta — Como a Busca Deveria Ser Realizada — Le Verrier Também Resolve o Problema — A Descoberta Telescópica do Planeta — As Reivindicações Rivais — Observação Antecipada de Netuno — Dificuldade do Estudo Telescópico de Netuno — Detalhes Numéricos da Órbita — Existe algum Planeta Exterior? — Contraste entre Mercúrio e Netuno.

Descrevemos neste capítulo uma descoberta tão extraordinária que se podem pesquisar em vão todos os anais da ciência em busca de um paralelo. Não estamos aqui tratando de tecnicismos da astronomia prática. Netuno foi revelado pela primeira vez através de uma profunda pesquisa matemática, e não por investigações telescópicas minuciosas. Devemos desenvolver a descrição desta época marcante na história da ciência com todo o detalhe compatível com sua importância; e, portanto, será necessário, no início de nossa narrativa, fazer uma incursão num departamento difícil, mas interessante, da astronomia, ao qual ainda fizemos poucas referências.

O poder controlador supremo no sistema solar é a atração do sol. Cada planeta do sistema experimenta essa atração e, em virtude dela, é forçado a rotular ao redor do sol numa trajetória elíptica. A eficiência de um corpo como agente atrator é diretamente proporcional à sua massa, e, como a massa do sol é mais de mil vezes maior que a de Júpiter, que, por sua vez, supera a soma das massas de todos os outros planetas, a atração do sol é necessariamente a principal determinante.

força dos movimentos em nosso sistema. A lei da gravitação, no entanto, não diz simplesmente que o sol atrai cada planeta. A gravitação é uma doutrina muito mais geral, pois afirma que todo corpo no universo atrai todo outro corpo. Em obediência a essa lei, cada planeta deve ser atraído, não apenas pelo sol, mas por inúmeros corpos, e o movimento do planeta deve ser o efeito conjunto de todas essas atrações. Quanto à influência das estrelas em nosso sistema solar, ela pode ser imediatamente descartada como insignificante. As estrelas são, sem dúvida, corpos enormes, em muitos casos possivelmente superiores ao sol em magnitude, mas a lei da gravitação nos diz que a intensidade da atração diminui com o quadrado da distância. A maioria das estrelas está um milhão de vezes mais distante do sol e, consequentemente, sua atração é tão pequena que é absolutamente insignificante na discussão desta questão. As únicas atrações que precisamos considerar são aquelas que surgem da ação de um corpo do sistema sobre outro. Vamos tomar, por exemplo, os dois maiores planetas de nosso sistema, Júpiter e Saturno. Cada um desses planetas gira principalmente em consequência da atração do sol, mas cada planeta também atrai todos os outros, e o resultado é que cada um é ligeiramente desviado da posição que teria de outra forma. Na linguagem da astronomia, diríamos que a órbita de Júpiter é perturbada pela atração de Saturno; e, inversamente, que a órbita de Saturno é perturbada pela atração de Júpiter.

Por muitos anos, essas irregularidades nos movimentos planetários apresentaram problemas com os quais os astrônomos não conseguiam lidar. Gradualmente, no entanto, uma dificuldade após outra foi superada, e, embora ainda haja algumas pequenas irregularidades pendentes que não foram completamente explicadas, todos os fenômenos maiores e mais importantes desse tipo são bem compreendidos. Este é um dos assuntos mais difíceis que o astrônomo precisa enfrentar em toda a sua área de estudo. Ele precisa calcular aqui qual efeito um planeta é capaz de produzir em outro planeta. Tais cálculos estão repletos de dificuldades formidáveis e só podem ser superados por habilidade excepcional nos ramos mais elevados da matemática. Vamos esclarecer qual é realmente o problema.

Quando dois corpos se movem em virtude de sua atração mútua, ambos girarão em uma curva que pode ser determinada com precisão. Cada trajetória é, na verdade, uma elipse, e eles devem ter um foco comum no centro de gravidade dos dois corpos, considerados como um único sistema. No caso de um sol e um planeta, em que a massa do sol é enormemente superior à massa do planeta, o centro de gravidade dos dois fica muito próximo ao centro do sol; nesse caso, a trajetória do corpo maior é muito pequena em comparação com a trajetória do planeta. Todas essas situações permitem cálculos perfeitamente precisos, de caráter bastante elementar. Mas agora vamos adicionar um terceiro corpo ao sistema, que atrai cada um dos outros e é atraído por eles. Em consequência dessa atração, o terceiro corpo é deslocado, e, consequentemente, sua influência sobre os outros é modificada; estes, por sua vez, agem sobre ele, e essas ações e reações introduzem uma complexidade infinita no sistema. Esse é o famoso “problema dos três corpos”, que tem chamado a atenção de quase todos os grandes matemáticos desde os tempos de Newton. Enunciado em seu aspecto matemático, sem que sua complexidade seja atenuada por nenhuma circunstância modificadora, o problema é um que desafia a solução. Os matemáticos ainda não conseguiram lidar com as atrações mútuas de três corpos que se movem livremente no espaço. Se o número de corpos for maior que três, como realmente acontece no sistema solar, o problema torna-se ainda mais impossível de resolver.

A natureza, no entanto, foi generosa conosco nessa questão. É verdade que ela propôs um problema que não pode ser resolvido com precisão; mas ela introduziu no problema, como no sistema solar, certas características especiais que reduzem significativamente a dificuldade. Ainda não somos capazes de apresentar o que um matemático descreveria como uma solução rigorosa para o problema; não podemos resolvê-lo com a completude de uma soma em aritmética; mas podemos fazer algo quase tão útil. Podemos resolver o problema de forma aproximada; podemos descobrir qual é o efeito de um planeta sobre o outro de maneira bastante precisa, e, com esforço adicional, podemos reduzir os limites da incerteza ao nível desejado. Assim, obtemos uma solução prática do problema, adequada para todos os fins da ciência. Isso nos é útil.

É difícil conhecer a posição de um planeta com precisão matemática absoluta. Se conseguirmos determinar o que desejamos com uma aproximação tão próxima da posição real que nenhum telescópio possa revelar a diferença, então todo objetivo prático terá sido alcançado. A razão pela qual, neste caso, somos capazes de contornar as dificuldades que não conseguimos superar reside no caráter excepcional do problema dos três corpos, como se observa no sistema solar. Em primeiro lugar, o Sol possui uma massa tão grande que muitos fatores podem ser ignorados, o que seria importante se ele fosse rivalizado em massa por algum dos planetas. Outra fonte do nosso sucesso vem das pequenas inclinações das órbitas planetárias umas em relação às outras; além disso, o fato de as órbitas serem quase circulares também facilita muito o trabalho. Os matemáticos que podem estar em outras partes do universo não têm as mesmas vantagens. Entre os sistemas estelares, encontramos vários casos em que o problema dos três corpos, ou até mesmo de mais de três, teria de ser enfrentado sem nenhuma das circunstâncias favoráveis presentes no nosso sistema. Em grupos como a maravilhosa estrela Θ Orionis, temos três ou quatro corpos de tamanho comparável, o que deve gerar movimentos de extrema complexidade. Mesmo que os matemáticos terrestres tenham a ousadia de enfrentar tais problemas, é improvável que consigam fazê-lo nos próximos séculos; tais pesquisas devem se basear em observações precisas, e as observações desses sistemas distantes são atualmente completamente insuficientes para esse fim.

A rotação ininterrupta de um planeta ao redor do Sol, de acordo com a lei de Kepler, garantiria para esse planeta condições climáticas permanentes. A Terra, por exemplo, se guiada apenas pelas leis de Kepler, retornaria todos os dias do ano exatamente à mesma posição que ocupava no mesmo dia do ano anterior. De era em era, a quantidade de calor recebida pela Terra permaneceria constante se o Sol continuasse inalterado, e assim o clima atual poderia ser preservado indefinidamente. Mas, desde que a existência de perturbações planetárias foi reconhecida, surgem questões de suma importância sobre os possíveis efeitos dessas perturbações. Agora percebemos que a trajetória da Terra não é absolutamente fixa.

Esse caminho é perturbado por Vênus e por Marte; ele é perturbado, deve ser perturbado, por todos os planetas do nosso sistema. É verdade que, em um ano, ou mesmo em um século, a quantidade de alterações produzidas não é muito grande; a elipse que representa o caminho da nossa Terra neste ano não difere consideravelmente da elipse que representava o movimento da Terra cem anos atrás. Mas surge a questão importante de saber se a pequena diferença que realmente existe pode não estar aumentando constantemente, e se, no final, não pode assumir proporções tais a ponto de modificar nossos climas ou até tornar a vida completamente impossível. De fato, se examinarmos o assunto sem cálculos atentos, nada pareceria mais provável do que que esse seja o destino do nosso sistema. Este globo gira em um caminho dentro do caminho do poderoso Júpiter. Portanto, ele é constantemente atraído por Júpiter, e quando ultrapassa o vasto planeta e fica entre ele e o sol, então os dois corpos ficam relativamente próximos um do outro, e a Terra é puxada para fora por Júpiter. Poder-se-ia supor que a tendência dessas perturbações seria afastar gradualmente a Terra do sol, fazendo com que o nosso globo descrevesse um caminho cada vez mais amplo. No entanto, não é possível decidir uma questão dinâmica apenas por meio de raciocínios superficiais desse tipo. A questão precisa ser levada ao tribunal da análise matemática, onde todo elemento do caso é devidamente levado em consideração. Tal investigação de forma alguma é simples. Ela ocupou devidamente os brilhantes talentos de Lagrange e Laplace, cujas descobertas na teoria das perturbações planetárias são algumas das conquistas mais notáveis da astronomia.

Não podemos aqui tentar descrever o raciocínio utilizado por esses grandes matemáticos. Ele só pode ser expresso pelas fórmulas dos matemáticos, e então seria dificilmente compreensível sem anos anteriores de estudo matemático. Felizmente, porém, os resultados a que Lagrange e Laplace chegaram, e que foram amplamente confirmados pelos trabalhos de outros matemáticos, podem ser descritos em linguagem simples.

Vamos supor o caso do sol e de dois planetas que circulam ao seu redor. Esses dois planetas perturbam-se mutuamente, mas a magnitude dessa perturbação é pequena em comparação com o efeito do sol sobre cada um deles. Lagrange demonstrou que, embora a elipse na qual cada planeta se movia fosse gradualmente alterada em alguns aspectos pela atração do outro planeta, existe uma característica da curva que a perturbação não consegue alterar permanentemente: o eixo mais longo da elipse, e, portanto, a distância média do planeta do sol, que é igual à metade desse eixo, deve permanecer inalterada. Trata-se realmente de uma descoberta tão importante quanto inesperada. Ela elimina imediatamente todo temor quanto aos efeitos que as perturbações podem ter na estabilidade do sistema. Mostra que, apesar das atrações de Marte e Vênus, de Júpiter e Saturno, a nossa Terra continuará para sempre a orbitar à mesma distância média do sol, e assim a sucessão das estações e a duração do ano, pelo menos no que diz respeito a esse elemento, permanecerá para sempre inalterada.

Mas Lagrange foi além em suas investigações. Ele percebeu que a distância média não se alterava, mas ainda restava saber se a excentricidade da elipse descrita pela Terra poderia ser afetada pelas perturbações. Esta é uma questão de importância quase igual à anterior. Mesmo que a Terra mantivesse a mesma distância média do sol, a distância máxima e mínima poderiam ser muito diferentes: a Terra poderia passar muito perto do sol em uma parte de sua órbita e, em seguida, afastar-se a uma distância muito grande na parte oposta. No que diz respeito ao bem-estar do nosso planeta e de seus habitantes, isso é tão importante quanto a questão da distância média; calor excessivo em uma metade do ano seria apenas uma compensação insuficiente para o frio excessivo na outra metade. Lagrange submeteu também essa questão à sua análise. Mais uma vez, ele superou as dificuldades matemáticas e pôde garantir a permanência do nosso sistema. É verdade que, desta vez, ele não conseguiu afirmar que a excentricidade de cada trajetória permaneceria constante; isso não é verdade. O que ele afirma, e o que provou amplamente, é que…

A excentricidade de cada órbita permanecerá sempre pequena. Aprendemos que a forma da órbita da Terra se expande e se contrai gradualmente; o comprimento máximo da elipse é invariável, mas às vezes ela se aproxima mais de um círculo e, outras vezes, torna-se mais elíptica. Essas mudanças ocorrem dentro de limites estreitos; portanto, embora possam corresponder a mudanças climáticas mensuráveis, a segurança do sistema não fica comprometida, como aconteceria se a excentricidade pudesse aumentar indefinidamente. Mais uma vez, Lagrange aplicou os recursos do seu cálculo para estudar o efeito que as perturbações podem ter na inclinação da trajetória pela qual o planeta se move. O resultado, neste caso, foi semelhante ao obtido em relação às excentricidades. Se partirmos do pressuposto de que as inclinações mútuas dos planetas são pequenas, então a matemática nos garante que elas devem sempre permanecer pequenas. Somos, assim, levados à conclusão de que as perturbações planetárias não são capazes de afetar a estabilidade do sistema solar.

Talvez possamos apreciar melhor a importância dessas pesquisas memoráveis se considerarmos quão facilmente as coisas poderiam ter sido diferentes. Suponhamos um sistema semelhante ao nosso em todos os aspectos, exceto por um. Que esse sistema tenha um sol, como o nosso; um conjunto de planetas e satélites semelhantes aos nossos. Que as massas de todos os corpos nesse sistema hipotético sejam idênticas às massas do nosso sistema, e que as distâncias e os tempos periódicos sejam os mesmos nos dois casos. Que todos os planos das órbitas estejam dispostos de maneira similar; e, no entanto, esse sistema hipotético poderia conter sementes de decadência das quais o nosso sistema está livre. Há um ponto no esquema imaginário que ainda não especificamos. No nosso sistema, todos os planetas giram na mesma direção em torno do sol. Suponhamos que essa lei seja violada no sistema hipotético, com um planeta invertendo sua trajetória. Essa pequena mudança por si só exporia o sistema ao risco de destruição pelas perturbações planetárias. Aqui, então, vemos a necessidade daquela notável uniformidade nas direções em que os planetas giram em torno do sol. Se essas direções não fossem uniformes, o nosso sistema certamente, em todos

A probabilidade é de que tenham perecido há eras atrás, e não deveríamos estar aqui discutindo perturbações ou qualquer outro assunto.

Por maior que tenha sido o sucesso do eminente matemático francês que fez essas belas descobertas, foi neste século que se viu o triunfo definitivo da análise matemática aplicada à lei da gravitação. O trabalho de Lagrange carece do interesse dramático da descoberta feita por Le Verrier e Adams, que ampliou ainda mais o alcance do sistema solar com a descoberta do planeta Netuno, que orbita bem além de Urano.

Já mencionamos as dificuldades encontradas ao tentar conciliar as observações iniciais de Urano com as feitas desde sua descoberta. Mostramos que a trajetória em que este planeta orbitava sofreu alterações, e que, consequentemente, Urano deve estar sujeito à ação de alguma outra força além da atração do sol.

Surge então a questão sobre a natureza dessas forças perturbadoras. Pelo que já sabemos sobre a influência recíproca entre quaisquer dois planetas, parece natural indagar se as irregularidades de Urano não poderiam ser explicadas pela atração dos outros planetas. Urano orbita logo fora de Saturno. A massa de Saturno é muito maior que a massa de Urano. Não seria possível que Saturno puxasse Urano para o lado, causando assim essas mudanças? Esta é uma questão a ser resolvida pelo matemático. Ele pode calcular o que Saturno é capaz de fazer e, sem dúvida, constata que Saturno é capaz de provocar algum deslocamento em Urano. Da mesma forma, Júpiter, com sua imensa massa, age sobre Urano, gerando uma perturbação que o matemático calcula. Quando os cálculos foram feitos para todos os planetas conhecidos, eles foram aplicados a Urano, e esperava-se que explicassem completamente as irregularidades observadas em sua trajetória. No entanto, isso não aconteceu. Após levar em conta cuidadosamente todas as fontes conhecidas de perturbação, ainda se constatou que Urano era influenciado por algum agente adicional; e, portanto, concluiu-se que Urano deve ser afetado por algo desconhecido.

corpo. O que poderia ser esse corpo desconhecido, e onde ele deveria estar localizado? A analogia foi o guia daqueles que especularam sobre este assunto. Não conhecemos nenhuma causa para perturbações no movimento de um planeta, exceto a atração de outro planeta. Será que Urano era realmente atraído por algum outro planeta naquela época completamente desconhecido? Essa sugestão foi feita por muitos astrônomos, e foi possível determinar algumas condições que o corpo desconhecido deveria satisfazer. Em primeiro lugar, sua órbita deve ficar fora da órbita de Urano. Isso era necessário, pois o planeta desconhecido tinha de ser grande e massivo para produzir as irregularidades observadas. Se, portanto, estivesse mais próximo de Urano, seria um objeto visível e certamente teria sido descoberto há muito tempo. Havia também outros raciocínios que indicavam que, se as perturbações de Urano eram causadas pela atração de um planeta, esse corpo deveria orbitar fora do globo descoberto por Herschel. As analogias gerais do sistema planetário também podiam ser invocadas em apoio à hipótese de que a trajetória do planeta desconhecido, embora necessariamente elíptica, não diferia muito de um círculo, e que o plano em que se movia também devia ser quase idêntico ao plano da órbita da Terra.

As desvios medidos de Urano nos diferentes pontos de sua órbita eram os únicos dados disponíveis para a descoberta do novo planeta. Tínhamos de ajustar a órbita do corpo desconhecido, bem como a massa do próprio planeta, de maneira a explicar as diversas perturbações. Suponhamos, por exemplo, uma certa distância para o corpo hipotético, e tentemos atribuir tanto uma órbita quanto uma massa ao planeta, a essa distância, que expliquem as perturbações. Nossa primeira suposição talvez seja excessiva. Tentamos novamente com uma distância menor. Agora podemos representar as observações com maior precisão. Uma terceira tentativa dará um resultado ainda mais preciso, até que, finalmente, a distância do planeta desconhecido seja determinada. Da mesma forma, a massa do corpo também pode ser determinada. Supomos um certo valor e calculamos as perturbações. Se os resultados parecerem maiores do que aqueles obtidos pelas observações, então a massa assumida é excessiva. Corrigimos a suposição e recalculamos com um valor menor, e assim por diante, até que, finalmente…

Determinamos uma massa para o planeta que esteja em harmonia com os resultados das medições reais. Os outros elementos da órbita desconhecida — sua excentricidade e a posição de seu eixo — também devem ser determinados de maneira semelhante. Por fim, ficou evidente que as perturbações de Urano podiam ser completamente explicadas se o planeta desconhecido tivesse uma certa massa e se movesse em uma órbita com uma certa posição; ao mesmo tempo, ficou claro que nenhuma órbita muito diferente ou massa significativamente alterada poderia explicar os fatos observados.

Esses cálculos notáveis foram realizados de forma bastante independente por dois astrônomos — um na Inglaterra e outro na França. Cada um deles abordou o grande problema e conseguiu resolvê-lo. Os cientistas da Inglaterra e da França discutiram a questão relativa às reivindicações de seus respectivos representantes sobre essa grande descoberta; mas, nos quarenta anos que se passaram desde essas pesquisas memoráveis, a questão foi gradualmente resolvida. É o veredito imparcial do mundo científico fora da Inglaterra e da França que os méritos desse esplêndido triunfo da ciência devem ser divididos igualmente entre o falecido e distinto professor J.C. Adams, de Cambridge, e o falecido U.J.J. Le Verrier, diretor do Observatório de Paris.

Pouco depois de obter seu diploma em Cambridge, em 1843, quando ganhou a distinção de Senior Wrangler, o Sr. Adams voltou sua atenção para as perturbações de Urano e, guiado apenas por essas perturbações, começou sua busca pelo planeta desconhecido. A investigação foi longa e árdua — exigindo uma enorme quantidade de cálculos numéricos, bem como grande habilidade matemática; mas, gradualmente, o Sr. Adams superou as dificuldades. À medida que o assunto se desdobrava, ele percebeu como as perturbações de Urano podiam ser plenamente explicadas pela existência de um planeta externo, e, por fim, não só determinou a órbita desse corpo externo, mas também conseguiu indicar a região do céu onde o planeta desconhecido deveria estar localizado. Com suas pesquisas já avançadas, o Sr. Adams procurou o Astrônomo Real, Sir George Airy, em Greenwich, em outubro de 1845, e entregou-lhe os cálculos que indicavam

com uma precisão maravilhosa, o local do planeta ainda não observado. Parece, portanto, que sete meses antes de qualquer outro resolver esse problema, o Sr. Adams já havia superado suas dificuldades e localizado efetivamente o planeta em uma posição a pouco mais de um grau de distância do ponto onde se sabe agora que ele se encontrava. Tudo o que era necessário para completar a descoberta e garantir ao Professor Adams e à ciência inglesa toda a glória dessa conquista era uma busca rigorosa por meio de telescópio nos céus da região indicada.

Pode-se perguntar: por que tal pesquisa não foi iniciada imediatamente? Sem dúvida, isso teria sido feito se os observatórios tivessem sido equipados, quarenta anos atrás, com aqueles mapas estelares detalhados que possuem hoje. Na ausência de um mapa (e nenhum ainda havia sido publicado para a região do céu onde se encontrava o planeta desconhecido), a busca pelo planeta era uma tarefa extremamente tediosa. Foi sugerido que o novo planeta poderia ser detectado por seu disco visível; mas deve-se lembrar que até Urano, muito mais próximo de nós, tinha um disco tão pequeno que foi observado quase duas dúzias de vezes sem ser devidamente notado, embora não escapasse ao olhar atento de Herschel. Restava, então, apenas um método disponível para encontrar Netuno: construir um mapa dos céus na região indicada e compará-lo, noite após noite, com as estrelas presentes no céu. Antes de recomendar o início de um trabalho tão árduo, o Astrônomo Real achou adequado submeter as pesquisas do Sr. Adams a um teste preliminar decisivo. O Sr. Adams havia demonstrado como sua teoria explicava com precisão as perturbações de Urano em longitude. O Astrônomo Real perguntou-lhe se ele conseguia dar uma explicação igualmente clara para as notáveis variações na distância de Urano. Não há dúvida de que sua teoria também teria fornecido uma explicação satisfatória para essas variações; mas, infelizmente, parece que o Sr. Adams não considerou o assunto suficientemente importante para responder prontamente ao Astrônomo Real. Por isso, passaram nada menos que nove meses entre o momento em que o Sr. Adams comunicou seus resultados ao Astrônomo Real e o momento em que...

A busca telescópica pelo planeta foi iniciada de forma sistemática. Até então, nenhum relato das pesquisas do Sr. Adams havia sido publicado. Seus trabalhos eram conhecidos apenas por poucos, além do Astrônomo Real e do professor Challis, de Cambridge, a quem posteriormente foi confiada a tarefa de realizar a busca.

Enquanto isso, a atenção de Le Verrier, o grande matemático e astrônomo francês, foi especialmente direcionada, por Arago, para o problema das perturbações em Urano. Por meio de análises exaustivas, Le Verrier investigou todas as possíveis fontes conhecidas de perturbação. As influências dos planetas mais antigos foram estimadas mais uma vez com toda a precisão, mas apenas para confirmar a conclusão já alcançada de que elas eram insuficientes para explicar as perturbações. Então, Le Verrier começou a busca pelo planeta desconhecido por meio de investigações matemáticas, sem saber absolutamente nada sobre os trabalhos de Adams. Em novembro de 1845, e novamente em 1º de junho de 1846, partes dos resultados do astrônomo francês foram divulgadas. O Astrônomo Real percebeu então que seus cálculos coincidiam praticamente com os de Adams, a ponto de as posições atribuídas ao planeta desconhecido pelos dois astrônomos estarem a não mais do que um grau de distância! Esse era, de fato, um resultado notável. Havia ali um planeta desconhecido aos olhos humanos, mas que, por meio de análises matemáticas, podia ser localizado com uma certeza tão grande que dois astrônomos, cada um sem saber nada sobre o trabalho do outro, concordaram em situá-lo quase no mesmo ponto do céu. Assim, a existência do novo planeta tornou-se quase uma certeza, e coube aos astrônomos práticos iniciar imediatamente a busca. Em junho de 1846, o Astrônomo Real comunicou aos visitantes do Observatório de Greenwich a estreita coincidência entre os cálculos de Le Verrier e os de Adams, e insistiu na necessidade de se realizar imediatamente uma busca minuciosa na região indicada. O professor Challis, que tinha à sua disposição o grande telescópio equatorial de Northumberland, em Cambridge, foi convencido a assumir a tarefa, e em 29 de julho de 1846 iniciou seus trabalhos.

O plano de busca adotado pelo professor Challis era bastante complexo. Primeiro, ele determinou a posição teórica do planeta, conforme indicado pelo Sr. Adams; em seguida, ao considerar uma margem muito grande para as incertezas inerentes a um cálculo tão delicado, delimitou uma certa região do céu, perto da eclíptica, onde se esperava que o planeta desconhecido pudesse ser encontrado. Depois, decidiu observar todas as estrelas nessa região e medir suas posições relativas. Uma vez concluído esse trabalho, ele deveria ser repetido uma segunda vez. Seu plano até previa um terceiro conjunto completo de observações das estrelas localizadas nessa região selecionada. Não havia dúvidas de que esse processo permitiria identificar o planeta, desde que este fosse suficientemente brilhante para ficar dentro dos limites de magnitude estelar estabelecidos pelo professor Challis. O planeta seria detectado por seu movimento em relação às estrelas, quando as três séries de medições fossem comparadas. O plano estava tão bem organizado que certamente levaria à descoberta esperada — na verdade, posteriormente constatou-se que o professor Challis realmente observou o planeta mais de uma vez, e uma comparação posterior de suas posições certamente teria levado à detecção desse novo corpo celeste.

Le Verrier também desenvolvia, de forma contínua, suas investigações igualmente elaboradas na mesma direção. Ele tinha certeza da existência do planeta e chegou ao ponto de prever não apenas sua posição, mas também sua aparência real. Acreditava que o planeta seria grande o suficiente (embora, claro, ainda apenas um objeto visível por telescópio) para ser distinguido das estrelas por possuir um disco. Essas previsões precisas reforçaram a convicção de que estávamos à beira de outra grande descoberta no sistema solar. Tanto assim que, quando Sir John Herschel falou perante a British Association em 10 de setembro de 1846, proferiu as seguintes palavras: “O ano passado nos deu o novo planeta Astræa — e fez ainda mais: nos deu a perspectiva provável de outro. Vemos esse planeta da mesma forma como Colombo viu a América das costas da Espanha. Seus movimentos foram percebidos ao longo de toda a linha de nossa análise, com uma certeza quase tão grande quanto a demonstração visual.”

O momento da descoberta estava se aproximando rapidamente. Em 18 de setembro de 1846, Le Verrier escreveu ao Dr. Galle, do Observatório de Berlim, descrevendo o local do planeta indicado por seus cálculos e pedindo-lhe que o descobrisse por meio do telescópio. O pedido feito dessa forma era semelhante ao que havia sido feito em nome de Adams ao professor Challis. Tanto em Berlim quanto em Cambridge, as buscas por meio do telescópio deveriam ser realizadas na mesma região do céu. No entanto, os astrônomos de Berlim tiveram a sorte de dispor de uma ajuda inestimável para suas pesquisas, que naquela época não estava nas mãos do professor Challis. Já mencionamos como a busca por um planeta por meio do telescópio pode ser facilitada pelo uso de um mapa estelar cuidadosamente elaborado. Na verdade, basta comparar esse mapa com o céu. Aconteceu que, alguns anos antes, a Academia de Ciências de Berlim já havia iniciado a elaboração de uma série de mapas estelares. Nesses mapas, o local de cada estrela, até mesmo aquelas com magnitude dez, estava fielmente registrado. Tratava-se de um trabalho de grande utilidade, mas seus criadores dificilmente poderiam ter antecipado a brilhante descoberta que surgiria de anos de trabalho árduo. Considerou-se conveniente publicar esse extenso trabalho em partes; assim, à medida que o mapa era concluído, ele era divulgado folha por folha. Aconteceu que, pouco antes de as notícias sobre o trabalho de Le Verrier chegarem a Berlim, o mapa daquela região do céu já havia sido gravado e impresso.

Foi em 23 de setembro que a carta de Le Verrier chegou às mãos do Dr. Galle, em Berlim. A noite estava clara, e podemos imaginar com que ansiedade o Dr. Galle direcionou seu telescópio para o céu. O instrumento foi ajustado de acordo com as instruções de Le Verrier. O campo de visão mostrava uma multidão de estrelas, como acontece em qualquer parte do céu. Uma delas era, de fato, o planeta. O novo mapa foi desenrolado, e, estrela por estrela, o céu foi comparado com ele. À medida que a identificação das estrelas avançava, um objeto após outro foi encontrado no céu exatamente como estava registrado no mapa, sendo naturalmente descartado. Por fim, uma estrela de magnitude oito — um objeto brilhante — foi analisada. O mapa foi examinado, mas não havia nenhuma estrela ali. Esse objeto não podia estar em seu

o local onde o mapa foi elaborado. O objeto era, portanto, um errante — um planeta. No entanto, era necessário ter cautela em tal assunto. Muitas possibilidades tinham de ser descartadas. Era, por exemplo, pelo menos concebível que o objeto fosse na verdade uma estrela que, por algum acaso, havia escapado ao olhar atento do astrônomo que construíra o mapa. Era até possível que a estrela fizesse parte da grande classe de estrelas variáveis que alternam em brilho, e pudesse ter sido demasiado fraca para ser vista quando o mapa foi feito. Ou então poderia ser um dos planetas menores que se movem entre Marte e Júpiter. Mesmo que nenhuma dessas explicações fosse adequada, ainda era necessário demonstrar que o objeto se movia com aquela velocidade específica e naquela direção indicada pela teoria de Le Verrier. O passar de um único dia foi suficiente para dissipar todas as dúvidas. Na noite seguinte, o objeto foi observado novamente. Ele havia se movido, e, ao medir seu movimento, constatou-se que ele correspondia exatamente ao que Le Verrier havia previsto. De fato, como se não faltasse nenhum elemento para confirmar a descoberta, o diâmetro do planeta, medido pelos micrômetros em Berlim, mostrou-se praticamente idêntico ao previsto por Le Verrier.

O mundo rapidamente se encheu com as notícias dessa magnífica conquista. Imediatamente, o nome de Le Verrier alcançou um patamar quase inalcançável para qualquer astrônomo de qualquer época ou país. As circunstâncias da descoberta foram extremamente dramáticas. Imaginamos o grande astrônomo imerso em profunda meditação por muitos meses; seus olhos não estavam voltados para as estrelas, mas para seus cálculos. Não havia telescópio em suas mãos; o intelecto humano era o único instrumento que ele utilizava. Com trabalho paciente, guiado por um domínio perfeito das técnicas matemáticas, ele manipulava suas colunas de números. Tentava uma solução após outra. Em cada uma delas, aprendia algo a evitar; com cada uma, obtinha alguma pista para orientá-lo em seus trabalhos futuros. Por fim, começou a ver harmonia naqueles resultados que antes eram apenas desordem. Gradualmente, as nuvens se dispersaram, e ele percebeu, com uma certeza quase igual à visão real, o planeta brilhando nas profundezas do espaço. Levantou-se de sua mesa e pediu a ajuda de um astrônomo prático; e eis que lá estava o planeta.

o local indicado. Os anais da ciência não apresentam espetáculo semelhante a este. Foi a prova mais triunfante da lei da gravitação universal. A teoria newtoniana já havia, de fato, alcançado uma posição inexpugnável muito antes disso; mas, como se para colocar sua verdade sob a luz mais evidente, foi feita esta descoberta de Netuno.

Por um momento, pareceu que os franceses iriam desfrutar da honra exclusiva deste esplêndido triunfo; e, de fato, não teria sido inadequado que a nação que deu origem a Lagrange e a Laplace, e que desenvolveu a grande teoria newtoniana por meio de seus trabalhos imortais, obtivesse essa distinção. Até o momento da descoberta telescópica do planeta pelo Dr. Galle, em Berlim, nenhum anúncio público havia sido feito sobre os esforços de Challis na busca pelo planeta, nem mesmo sobre as pesquisas teóricas de Adams, nas quais essas observações se baseavam. Mas, em meio aos hinos de triunfo com os quais a entusiasmada nação francesa celebrou a descoberta de Le Verrier, apareceu uma carta de Sir John Herschel no Athenæum, de 3 de outubro de 1846, na qual ele anunciava as pesquisas realizadas por Adams e reivindicava para ele uma participação na glória da descoberta. Investigações posteriores mostraram que essa reivindicação era justa, e agora é universalmente reconhecida por todas as autoridades independentes. No entanto, é fácil imaginar que os cientistas franceses, ciumentos da fama de seu conterrâneo, não pudessem, a princípio, aceitar uma reivindicação tão apresentada. Eles foram solicitados a dividir a honra inigualável entre seu próprio conterrâneo ilustre e um jovem estrangeiro de quem poucos já haviam ouvido falar, que nem sequer havia publicado uma linha de seu trabalho, nem feito qualquer reivindicação até depois de o trabalho ter sido completamente concluído por Le Verrier. A solicitação feita em nome de Adams foi, portanto, recusada em França, o que gerou uma controvérsia amarga. Ponto a ponto, os astrônomos ingleses conseguiram comprovar a reivindicação de seu conterrâneo. É verdade que Adams não havia publicado suas pesquisas para o mundo, mas ele as havia comunicado ao Astrônomo Real, o chefe oficial da ciência neste país. Elas também eram bem conhecidas pelo Professor Challis, o

Professor de Astronomia em Cambridge. Nessa época, o trabalho de Adams também foi publicado, e constatou-se que era tão completo e bem-sucedido quanto o de Le Verrier. Descobriu-se ainda que o método de busca adotado pelo professor Challis não só teria acabado por ser bem-sucedido, mas que, de certa forma, já havia sido bem-sucedido. Quando a descoberta do planeta por meio do telescópio foi feita, Challis naturalmente verificou se também havia observado o novo corpo celeste. Foi em 1º de outubro que ele soube do sucesso do dr. Galle, e até então Challis já havia acumulado observações relacionadas a essa pesquisa de nada menos que 3.150 estrelas. Entre elas, ele rapidamente constatou que um objeto observado em 12 de agosto não estava no mesmo lugar em 30 de julho. Esse era realmente o planeta; e sua descoberta teria sido garantida caso Challis tivesse tempo para comparar suas medições. Na verdade, se ele tivesse discutido imediatamente suas observações, não há dúvidas de que toda a glória da descoberta teria sido atribuída a Adams. Ele teria sido o primeiro, tanto nos cálculos teóricos quanto na verificação ótica da existência do planeta. Pode-se também observar que Challis esteve perto de fazer a descoberta de Netuno de outra maneira. Le Verrier apontou em seu artigo a possibilidade de detectar o corpo celeste procurado por meio de seu disco. Challis tentou isso, e antes mesmo de receber notícias da verdadeira descoberta em Berlim, ele já havia examinado a região indicada por Le Verrier. Cerca de 300 estrelas passaram pelo campo de visão, e entre elas ele escolheu uma por causa de seu disco; posteriormente, constatou-se que essa era de fato o planeta.

Se as pesquisas de Le Verrier e de Adams nunca tivessem sido realizadas, é certo que o distante Netuno teria sido descoberto em algum momento; no entanto, isso poderia ter acontecido de uma maneira que todo verdadeiro amante da ciência lamentaria hoje. Ouvimos constantemente que novos planetas menores são observados, mas ninguém atribui a essas conquistas nem sequer uma fração da importância da descoberta de Netuno. O perigo era que Netuno fosse simplesmente encontrado por meio de levantamentos rotineiros, assim como Urano foi descoberto, ou como os inúmeros planetas menores são encontrados atualmente.

Foi encontrado. Neste caso, a Astronomia Teórica, a grande ciência fundada por Newton, teria sido privada de sua ilustração mais brilhante.

Na verdade, Netuno teve uma fuga por pouco, pelo menos em uma ocasião anterior, de ser descoberto de maneira muito simples. Isso foi demonstrado quando foram coletadas observações suficientes para permitir o cálculo da trajetória do planeta. Foi então possível rastrear os movimentos do planeta entre as estrelas e, assim, realizar uma busca nos catálogos dos astrônomos anteriores para ver se eles continham algum registro de Netuno, registrado erroneamente como uma estrela. Vários casos desse tipo foram descobertos. No entanto, mencionarei apenas um, que possui um interesse singular. Descobriu-se que a posição do planeta em 10 de maio de 1795 deve ter coincidido com a de uma chamada estrela registrada naquele dia na “Histoire Céleste” de Lalande. Por meio de exames detalhados do céu, ficou evidente que não havia nenhuma estrela no local indicado por Lalande; portanto, o fato de ali haver realmente uma observação de Netuno ficou completamente fora de dúvida. Ao consultar os manuscritos originais de Lalande, surgiu um assunto de grande interesse. Lá se constatou que ele havia observado a mesma estrela (pois era isso que ele considerava) tanto em 8 de maio quanto em 10 de maio; em cada dia, ele determinou sua posição, e ambas as observações foram devidamente registradas. Mas, ao preparar seu catálogo e perceber que as posições nas duas ocasiões eram diferentes, ele descartou o resultado anterior e imprimiu apenas o posterior.

Se Lalande tivesse confiança suficiente em suas próprias observações, uma descoberta imortal estaria ao seu alcance; se ele tivesse dito com firmeza: “Eu estava certo no dia 10 de maio e também no dia 8 de maio; não cometi erro em nenhuma das ocasiões, e o objeto que vi no dia 8 deve ter se movido entre esse dia e o 10”, então ele certamente teria encontrado Netuno. Mas, se tivesse feito isso, quão lamentável teria sido a perda para a ciência! A descoberta de Netuno teria sido então apenas uma recompensa acidental para um trabalhador diligente, em vez de ser uma das conquistas mais gloriosas no mais elevado campo da razão humana.

Além deste breve esboço da descoberta de Netuno, temos muito pouco a dizer sobre este planeta distante. Se não conseguimos ver em Urano nenhuma das características que tornam Marte ou Vênus, Júpiter ou Saturno objetos tão atraentes para observação por telescópio, o que podemos esperar encontrar em Netuno, que está a metade dessa distância de Urano? Com um bom telescópio e uma potência de ampliação adequada, podemos de fato ver que Netuno possui um disco, mas não é possível identificar nenhuma característica nesse disco. Consequentemente, não estamos em condições de determinar o período em que Netuno gira em torno de seu eixo, embora, pela analogia geral do sistema, devamos ter certeza de que ele realmente gira. Mais bem-sucedidas têm sido as tentativas de medir o diâmetro de Netuno, que é de aproximadamente 35.000 milhas, ou mais de quatro vezes o diâmetro da Terra. Parece também que, assim como Júpiter e Saturno, o planeta deve estar envolto por uma vasta atmosfera repleta de nuvens, pois a densidade média do globo é apenas cerca de um quinto da da Terra. Este grande globo gira em torno do Sol a uma distância média de pelo menos 2.800 milhões de milhas, o que é cerca de trinta vezes maior que a distância média da Terra ao Sol. A viagem, embora seja feita a uma velocidade de mais de três milhas por segundo, é tão longa que Netuno leva quase 165 anos para completar uma revolução. Desde sua descoberta, há cerca de cinquenta anos, Netuno percorreu aproximadamente um terço de seu caminho, e mesmo desde a data em que foi visto casualmente por Lalande, em 1795, ele teve tempo apenas de percorrer três quintos de seu imenso circuito.

Netuno, assim como nossa Terra, possui um único satélite; este delicado objeto foi descoberto pelo Sr. Lassell com seu telescópio refletor de dois pés logo após o próprio planeta ser conhecido. O movimento do satélite de Netuno é quase circular. Sua órbita está inclinada em um ângulo de aproximadamente 35° em relação à eclíptica, e é especialmente notável que, assim como os satélites de Urano, a direção de seu movimento vai contra os movimentos planetários em geral. O satélite completa sua jornada ao redor de Netuno em um período um pouco inferior a seis dias. Ao observar os movimentos desta lua, somos capazes de determinar a massa do planeta, e assim parece que o peso de Netuno é de aproximadamente um décimo nono daquele do Sol.

Não foram observados planetas além de Netuno, e atualmente não há motivos suficientes para acreditar em sua existência como objetos visíveis. No capítulo sobre os planetas menores, discuti a maneira como esses corpos são descobertos. É por meio de comparações minuciosas e diligentes do céu com mapas estelares elaborados que esses corpos vêm à tona. Tais pesquisas seriam igualmente eficazes na busca por um planeta ultranetuniano; na verdade, não poderíamos conceber método melhor para procurar tal corpo, se ele existisse, do que aquele que está sendo utilizado atualmente em muitos observatórios. Os esforços daqueles que buscam planetas pequenos foram amplamente recompensados, com descobertas que já somam centenas. No entanto, é interessante notar que todos esses planetas estão limitados a uma região do sistema solar. Às vezes, supôs-se que o tempo pudesse revelar perturbações na órbita de Netuno, e que essas perturbações pudessem levar à descoberta de um planeta ainda mais distante, mesmo que esse planeta fosse tão distante e fraco a ponto de escapar a todas as pesquisas telescópicas. Atualmente, porém, tal investigação dificilmente pode fazer parte da astronomia prática. Seus movimentos, sem dúvida, foram estudados minuciosamente, mas seria preciso que ele descrevesse uma parte maior de sua órbita antes que fosse possível concluir, a partir das perturbações em seu percurso, a existência de um planeta desconhecido e ainda mais distante.

Assim, vimos que o sistema planetário é delimitado, de um lado, por Mercúrio e, do outro, por Netuno. A descoberta de Mercúrio foi uma conquista dos tempos pré-históricos. O astrônomo que realizou essa proeza, sem auxílio de instrumentos e sem o apoio de conhecimentos teóricos precisos, merece nossa sincera admiração por sua agudeza e perspicácia naturais. Por outro lado, a descoberta do limite externo do sistema planetário merece atenção especial, pois se baseou exclusivamente em profundos conhecimentos teóricos.

Embora aqui encerrarmos nossa descrição dos planetas e de seus satélites, ainda restam dois capítulos a serem adicionados antes de concluirmos o que há para ser dito sobre o sistema solar. Existe ainda uma classe importante de corpos, que não são nem planetas nem satélites, mas que permanecem ligados ao Sol e orbitam ao seu redor.

nele, em conformidade com as leis da gravitação universal. Esses corpos são os cometas e seus companheiros um tanto mais humildes, as estrelas cadentes. Encontramos, no estudo desses objetos, muitos assuntos de interesse, que discutiremos nos capítulos seguintes.

CAPÍTULO XVI.
COMETAS.

Cometas em contraste com planetas, tanto na natureza quanto em seus movimentos — O Cometa de Coggia — Retornos periódicos — A lei da gravitação — Órbitas parabólicas e elípticas — Teorias anteriores às observações — A maioria das órbitas de cometas é, de fato, parabólica — Os esforços de Halley — O cometa de 1682 — A previsão memorável de Halley — O atraso causado por perturbações — Retornos sucessivos do cometa de Halley — O cometa de Encke — Efeito das perturbações — Órbita do cometa de Encke — Atração de Mercúrio e Júpiter — Como se determina a identidade do cometa — Como pesar Mercúrio — A distância da Terra ao Sol, determinada pelo cometa de Encke — O meio que causa perturbações — Cometas notáveis — Espectro de um cometa — Passagem de um cometa entre a Terra e as estrelas — É possível pesar um cometa? — Evidências da pequena massa dos cometas, derivadas da teoria das perturbações — A cauda do cometa — Suas mudanças — Opiniões sobre sua natureza — Carbono presente nos cometas — Origem dos cometas periódicos.

Nos capítulos anteriores, que trataram do sol e da lua, dos planetas e de seus satélites, constatamos, em todos os casos, que os corpos celestes em questão tinham forma quase esférica, e muitos deles eram, sem dúvida, de substância sólida. Todos esses objetos possuem uma densidade que, mesmo sendo, em alguns casos, muito menor que a da Terra, ainda assim é centenas de vezes maior que a densidade dos materiais puramente gasosos. Agora, porém, passamos a considerar uma classe de objetos de caráter bem diferente. Não precisamos mais lidar com objetos esféricos que possuem massa considerável. Os cometas têm formato completamente irregular; em grande parte, são formados por materiais extremamente tênues, e suas massas são tão pequenas que nenhum dos métodos que possuímos permitiu sua medição. Os cometas não só são diferentes em constituição dos planetas ou de outros corpos mais sólidos do nosso sistema, mas seus movimentos também são bem distintos do retorno regular dos planetas em suas épocas designadas. Os cometas aparecem às vezes de maneira quase surpreendente e inesperada; eles aumentam rapidamente de tamanho, a ponto de, em épocas supersticiosas, provocarem o maior terror; em seguida, desaparecem, sem, em muitos casos, voltar jamais. A ciência moderna, sem dúvida, dissipou grande parte do mistério que outrora envolvia todo o assunto dos cometas. Seus movimentos são agora, em grande medida, explicados, e foram feitas algumas adições ao nosso conhecimento sobre sua natureza, embora ainda devamos…

Deve-se ainda confessar que o que sabemos representa apenas uma proporção muito pequena em relação ao que permanece desconhecido.

Permitam-me primeiro descrever, em termos gerais, a natureza de um cometa, na medida em que sua estrutura pode ser revelada com a ajuda de um poderoso telescópio refrator. Na Placa XII, apresentamos dois esboços interessantes feitos no Observatório do Harvard College do grande cometa de 1874, conhecido pelo nome de seu descobridor, Coggia.

Aqui vemos a cabeça do cometa, que contém, como seu ponto mais brilhante, o que é chamado de núcleo; nele, o material do cometa parece ser muito mais denso do que em outras partes. Ao redor do núcleo encontramos certas camadas definidas de material luminoso, a coma, ou cabeça do cometa, com diâmetro que varia de 20.000 a 1.000.000 de milhas, da qual parece emanar a cauda. Essa visão pode ser considerada a de um objeto típico dessa classe, mas as variedades de estrutura apresentadas por diferentes cometas são quase inúmeras. Em alguns casos, o núcleo está ausente; em outros, falta a cauda. A cauda é, sem dúvida, uma característica marcante daqueles grandes cometas que recebem atenção universal; mas nos objetos pequenos, observados por telescópio – dos quais alguns são vistos anualmente – essa característica costuma estar ausente. Não só os cometas apresentam grande variedade em aparência, mas até mesmo a aparência de um único objeto sofre grandes mudanças. Às vezes, o cometa aumenta enormemente de tamanho; às vezes diminui; às vezes tem uma cauda grande, ou às vezes não tem cauda alguma. As medições do tamanho de um cometa são quase inúteis; elas podem deixar de ser precisas mesmo durante as poucas horas em que o cometa é observado ao longo de uma noite. Na verdade, é impossível identificar um cometa por meio de qualquer descrição de sua aparência. No entanto, a questão da identidade de um cometa costuma ter grande importância. Devemos encontrar meios para determiná-la, independentemente de como o cometa se apresente.

Já se sabe que vários desses corpos retornam periodicamente. Depois de ficarem invisíveis por certo número de anos, um cometa volta a ser visto e, em seguida, retoma o espaço para realizar outra órbita.

Surge então a pergunta de como devemos reconhecer o corpo quando ele voltar. As características pessoais, como seu tamanho ou brilho, a presença ou ausência de cauda, se ela é grande ou pequena, são características efêmeras sem valor para tal fim. Felizmente, porém, a lei do movimento elíptico estabelecida por Kepler indicou os meios para definir a identidade de um cometa com precisão absoluta.

Depois que Newton fez sua descoberta da lei da gravitação e conseguiu demonstrar que as trajetórias elípticas dos planetas ao redor do sol eram consequências necessárias dessa lei, ele naturalmente se sentiu tentado a aplicar o mesmo raciocínio para explicar os movimentos dos cometas. Mais uma vez, ele teve um sucesso admirável, ilustrando sua teoria ao explicar completamente os movimentos daquele corpo notável que foi visível de dezembro de 1680 a março de 1681.

Fig. 69.—O caminho parabólico de um cometa.

Existe uma curva belíssima conhecida pelos geômetras sob o nome de parábola. Sua forma é mostrada na figura ao lado; trata-se de uma linha curva que se curva em direção a e ao redor de um certo ponto conhecido como foco. Esta não seria a ocasião para qualquer alusão às propriedades geométricas dessa curva; elas devem ser buscadas em obras de matemática. Aqui será apenas necessário apontar a conexão que existe entre a parábola e a elipse. Em um capítulo anterior explicamos a construção desta última curva e mostramos como ela possui dois focos. Suponhamos que seja desenhada uma série de elipses, cada uma delas com distância maior entre seus focos do que a anterior. Imagine que esse processo continue até que, finalmente, a distância entre os focos se torne enormemente grande em comparação com a distância de cada foco até a curva; então, cada extremidade dessa longa elipse terá praticamente a mesma forma de uma parábola. Podemos, assim, considerar a curva representada na Fig. 69 como sendo uma extremidade de uma elipse cuja outra extremidade está a uma distância infinitamente grande. Em 1681, Doerfel, um clérigo da Saxônia, provou que o grande cometa observado na época se movia em uma parábola, cujo foco era ocupado pelo sol. Newton mostrou que a lei da gravitação permitiria que um corpo se movesse em uma elipse desse tipo extremo, assim como em uma de proporções mais comuns. Um objeto que gira em uma órbita parabólica ao redor do sol, localizado no foco, move-se gradualmente em direção ao sol, circunda essa grande estrela e depois começa a se afastar. Existe uma distinção necessária entre movimento parabólico e movimento elíptico. No último caso, o corpo, após se afastar até uma certa distância, vai voltar e se aproximar novamente do sol; na verdade, ele deve fazer circuitos periódicos em sua órbita, como acontece com os planetas. Mas, no caso da verdadeira parábola, o corpo nunca pode retornar; para isso, ele teria que dobrar a distância até o foco distante, e como este é infinitamente remoto, não poderia ser alcançado senão após um tempo infinito.

A característica principal do movimento em uma parábola pode ser descrita da seguinte maneira: o corpo se aproxima gradualmente do foco a partir de uma

a uma distância infinitamente remota de um lado, e após contornar o foco, recua gradualmente para uma distância infinitamente remota do outro lado, sem nunca mais retornar. Quando Newton percebeu que esse tipo de movimento parabólico poderia surgir da lei da gravitação, ocorreu-lhe imediatamente (independentemente da descoberta de Doerfel, da qual ele não tinha conhecimento) que, por meio dela, os movimentos de um cometa poderiam ser explicados. Ele sabia que os cometas deviam ser atraídos pelo sol; viu que o percurso habitual de um cometa era aparecer de repente, descrever uma órbita ao redor do sol e depois se afastar, sem jamais retornar. Seria este realmente um caso de movimento parabólico? Felizmente, os materiais necessários para testar essa importante sugestão estavam à sua disposição. Ele pôde utilizar os movimentos conhecidos do cometa de 1680, bem como as observações de vários outros corpos da mesma natureza, coletadas graças ao esforço dos astrônomos. Com sua habitual sagacidade, Newton desenvolveu um método pelo qual, a partir dos fatos conhecidos, era possível determinar o caminho que o cometa seguia. Ele constatou que se tratava de uma parábola, e que a velocidade do cometa era regida pela lei segundo a qual a linha reta que vai do sol até o cometa percorre áreas iguais em tempos iguais. Aqui estava mais uma confirmação da lei da gravitação universal. Neste caso, de fato, pode-se dizer que a teoria estava na verdade à frente dos cálculos. Kepler havia determinado, por meio de observações, que as órbitas dos planetas eram elípticas, e Newton mostrou como esse fato era consequência da lei da gravitação. Mas, no caso dos cometas, suas órbitas extremamente erráticas nunca haviam sido reduzidas a uma forma geométrica até que a teoria de Newton lhe mostrasse que eram parabólicas; então ele recorreu às observações para verificar as previsões de sua teoria.

PLACA XII.

O COMETA DE COGGIA.
(Visto em 10 de junho e 9 de julho de 1874.)

A grande maioria dos cometas move-se em órbitas que não podem ser distinguidas de forma perceptível das parábolas, e qualquer corpo cuja órbita seja desse tipo só pode ser visto em uma única aparição. A teoria da gravitação, embora admita a parábola como uma órbita possível para um cometa, não afirma que o caminho tenha necessariamente esse formato. Já apontamos que essa curva é apenas um tipo extremo de elipse, e ainda estaria em perfeita conformidade com a lei da gravitação se um cometa seguisse um caminho de qualquer forma elíptica, desde que o Sol estivesse no foco e o cometa obedecesse à regra de percorrer áreas iguais em tempos iguais. Se um corpo se move por um caminho elíptico, então ele retornará ao Sol novamente, e, consequentemente, teremos visitas periódicas do mesmo objeto.

Um campo de investigação interessante foi assim apresentado ao astrônomo. Não demorou muito para que fosse descoberto um cometa periódico, que ilustrou, de maneira marcante, a validade da previsão acabada de ser expressa. O nome do célebre astrônomo Halley é, talvez, mais conhecido por sua associação com o grande cometa cuja periodicidade foi descoberta por meio de seus cálculos. Quando Halley soube, através da teoria newtoniana, da possibilidade de um cometa se mover em uma órbita elíptica, ele empreendeu uma investigação muito árdua; coletou, de vários registros de cometas observados, todos os detalhes confiáveis que podiam ser obtidos, e assim conseguiu determinar, com precisão razoável, a natureza dos caminhos seguidos por cerca de vinte e quatro grandes cometas. Um deles foi o grande corpo de 1682, que o próprio Halley observou, e cujo caminho ele calculou de acordo com os princípios de Newton. Em seguida, Halley passou a investigar se esse cometa de 1682 poderia ter visitado nosso sistema em alguma época anterior. Para responder a essa pergunta, ele consultou a lista de cometas registrados que havia compilado com tanto cuidado, e descobriu que seu cometa se assemelhava muito, tanto em aparência quanto em órbita, a um cometa observado em 1607, bem como a outro observado em 1531. Será que esses três corpos poderiam ser idênticos? Era necessário apenas supor que um cometa, em vez

de que girava em uma órbita parabólica, na verdade girava em uma elipse extremamente alongada, e que completava cada revolução em um período de cerca de setenta e cinco ou setenta e seis anos. Ele submeteu essa hipótese a todos os testes que conseguiu conceber; descobriu que as órbitas, determinadas em cada uma das três ocasiões, eram tão idênticas que seria contrário a toda probabilidade que a coincidência fosse acidental. Consequentemente, decidiu submeter sua teoria ao teste mais rigoroso conhecido pela astronomia. Arriscou-se a fazer uma previsão que a posteridade teria a oportunidade de verificar. Se o período do cometa fosse de setenta e cinco ou setenta e seis anos, como pareciam indicar as observações anteriores, então Halley estimou que, se não fosse perturbado, deveria retornar em 1757 ou 1758. Havia, no entanto, certas fontes de perturbação que ele apontou, e que seriam suficientemente poderosas para afetar significativamente o tempo de retorno. O cometa, em sua jornada, passa perto da órbita de Júpiter e sofre grandes perturbações por parte daquele planeta poderoso. Halley concluiu que o retorno esperado poderia, portanto, ser adiado até o final de 1758 ou o início de 1759.

Essa previsão foi um evento memorável na história da astronomia, pois foi a primeira tentativa de prever o aparecimento de um daqueles corpos misteriosos cujas visitas pareciam não seguir nenhuma lei fixa, e que geralmente eram considerados presságios de grande importância. Halley percebia a importância de seu anúncio. Sabia que seu curso terrestre já teria terminado muito antes de o cometa completar sua revolução; e, em palavras quase comoventes, o grande astrônomo escreveu: “Portanto, se ele retornar conforme nossa previsão por volta do ano de 1758, a posteridade imparcial não se recusará a reconhecer que isso foi descoberto pela primeira vez por um inglês.”

À medida que se aproximava o momento em que esse grande evento era esperado, ele despertou o maior interesse entre os astrônomos. O distinto matemático Clairaut encarregou-se de calcular novamente, com a ajuda de métodos aprimorados, o efeito que a atração dos planetas exerceria sobre o cometa. Sua análise das perturbações foi suficiente para mostrar que o objeto seria retardado em 100 dias por Saturno e em 518 dias por Júpiter. Ele

Assim, foi dada alguma precisão adicional à previsão de Halley, e concluiu‑se finalmente que este cometa alcançaria o periélio, ou seja, o ponto da sua órbita mais próximo do Sol, por volta de meados de abril de 1759. O perspicaz astrônomo (que, devemos lembrar, viveu muito antes da descoberta de Urano e Netuno) acrescentou ainda que, à medida que este corpo se afasta tanto, pode ser sujeito a influências das quais não temos conhecimento, ou até mesmo ao perturbo de algum planeta demasiado distante para ser jamais percebido. Por isso, ele qualificou a sua previsão afirmando que, devido a essas possibilidades desconhecidas, os seus cálculos podiam estar errados em um mês, para mais ou para menos. Clairaut fez esta memorável comunicação à Academia de Ciências em 14 de novembro de 1758. A atenção dos astrônomos foi imediatamente despertada para ver se o visitante, que havia aparecido pela última vez setenta e seis anos antes, estava prestes a retornar. Noite após noite, os céus eram examinados. No dia de Natal de 1758, o cometa foi detectado pela primeira vez, e passou mais próximo do Sol por volta da meia‑noite de 12 de março, apenas um mês antes do período anunciado por Clairaut, mas ainda dentro dos limites de erro que ele havia estabelecido como possíveis.

A verificação desta previsão foi mais uma confirmação da teoria da gravitação. Desde então, o cometa de Halley voltou novamente, em 1835, em circunstâncias um pouco semelhantes às acabadas de descrever. Pesquisas históricas posteriores também conseguiram identificar o cometa de Halley com numerosas aparições memoráveis de cometas em tempos anteriores. Foi até demonstrado que um objeto esplêndido, que apareceu onze anos antes do início da era cristã, era simplesmente o cometa de Halley em uma de suas anteriores voltas. Entre as visitas mais famosas deste corpo está a de 1066, quando a aparição atraiu atenção universal. Uma imagem do cometa nessa ocasião constitui um elemento curioso na Tapeçaria de Bayeux. O próximo retorno do cometa de Halley é esperado por volta do ano de 1910.

Atualmente, existem vários cometas conhecidos que orbitam em trajetórias elípticas e, portanto, podem ser considerados periódicos. Esses objetos são principalmente observáveis por telescópio, estando assim em forte contraste com o esplêndido cometa de Halley. A maioria dos outros cometas periódicos tem períodos muito menores que o do

Halley. Desses objetos, de longe o mais célebre é aquele conhecido como cometa de Encke, que merece nossa atenção cuidadosa.

O objeto ao qual nos referimos teve uma carreira notável, durante a qual forneceu muitas ilustrações da lei da gravitação. Não estamos aqui lidando com a rotina prosaica de uma simples órbita planetária. Um planeta está principalmente subordinado à atração gravitacional do sol. Ele também é afetado, em certa medida, pelas atrações exercidas pelos outros planetas. Os matemáticos há muito se acostumaram a prever os movimentos desses corpos por meio de cálculos precisos. Eles sabem como o local de um planeta é determinado aproximadamente pela atração do sol e conseguem identificar as diferentes alterações que esse local sofrerá devido às perturbações causadas pelos outros planetas. A capacidade dos planetas de causar perturbações aumenta significativamente quando o corpo perturbado segue uma trajetória excêntrica, típica de um cometa. Frequentemente, a trajetória de tal corpo se aproxima muito da do planeta, de modo que o cometa pode passar bem perto dele, mesmo que os dois corpos não entrem em colisão. Nesse caso, o efeito perturbador é enormemente ampliado; por isso, recorremos aos cometas quando desejamos ilustrar a teoria das perturbações planetárias por meio de um exemplo marcante.

Depois de decidir escolher um cometa, surge a próxima pergunta: qual cometa? Não há espaço para hesitação aqui. Aqueles cometas esplêndidos que aparecem de maneira tão caprichosa podem ser imediatamente descartados. São visitantes que parecem vir pela primeira vez e se afastam sem nenhuma promessa concreta de que a humanidade os verá novamente. Um cometa desse tipo move-se em uma trajetória parabólica, dá uma volta ao redor do sol e depois retorna ao espaço de onde veio. Não podemos estudar completamente o efeito das perturbações em um cometa até que ele tenha sido observado em suas sucessivas voltas ao sol. Portanto, nossa escolha fica limitada à classe relativamente pequena de objetos conhecidos como cometas periódicos; e, após analisar todo esse grupo, selecionamos o mais adequado para nossos propósitos. Trata-se do objeto geralmente conhecido como cometa de Encke, pois, embora Encke não tenha sido seu descobridor, foram seus cálculos que…

que o cometa deve sua fama. Este corpo torna-se mais adequado para o nosso propósito graças às pesquisas que recentemente foram realizadas sobre ele.

No ano de 1818, um cometa foi descoberto pelo meticuloso astrônomo Pons, em Marselha. Não devemos imaginar que este corpo tenha produzido um espetáculo deslumbrante. Era um pequeno objeto telescópico, semelhante a uma daquelas nebulosas tênues que se encontram em milhares pelo céu. No entanto, o cometa pode ser facilmente distinguido de uma nebulosa por seu movimento em relação às estrelas, enquanto a nebulosa permanece imóvel por séculos. A posição deste cometa foi determinada tanto por seu descobridor quanto por outros astrônomos. Encke constatou, por meio das observações, que o cometa retornava ao sol a cada três anos e alguns meses. Esta era uma notícia surpreendente. Naquela época, nenhum outro cometa de período curto havia sido detectado, de modo que esta nova adição ao sistema solar despertou o maior interesse. Imediatamente surgiu a questão de saber se este cometa, que orbitava com tanta frequência, não poderia ter sido observado durante seus retornos anteriores. Os registros históricos das aparições de cometas somam centenas, e como, entre tantos, devemos selecionar aqueles objetos que eram idênticos ao cometa descoberto por Pons?

Fig. 70 — A órbita do cometa Encke.

Podemos abandonar de imediato qualquer esperança de identificação a partir de desenhos do objeto, mas, felizmente, existe um traço característico de um cometa que podemos observar, e que nenhuma flutuação em sua estrutura real pode modificar ou disfarçar. O caminho pelo qual o corpo se move pelo espaço é independente das mudanças em sua estrutura. A forma desse caminho e sua posição dependem inteiramente daqueles outros corpos do sistema solar que estão envolvidos na teoria do cometa Encke. Na Fig. 70, mostramos as órbitas de três dos planetas. Eles foram escolhidos em proporções tais que o mais interno represente a órbita de Mercúrio; o seguinte é a órbita da Terra, enquanto o mais externo é a órbita de Júpiter. Além desses três, percebemos na figura um caminho muito mais elíptico, que representa a órbita do cometa Encke, projetada no plano do movimento da Terra.

O sol está localizado no foco da elipse. O cometa é forçado a orbitar nesta curva devido à atração do sol, e precisa de um pouco mais de três anos para completar uma revolução completa. Ele passa perto do sol no periélio, num ponto dentro da órbita de Mercúrio, enquanto, na sua maior distância, aproxima-se da órbita de Júpiter. Esta órbita elíptica é determinada principalmente pela atração do sol. Quer o cometa pesasse uma onça, uma tonelada, mil toneladas ou um milhão de toneladas, quer tivesse alguns quilômetros ou muitos milhares de quilômetros de diâmetro, a órbita continuaria a ser a mesma. É pela forma desta elipse, pelo seu tamanho real e pela posição em que se encontra que identificamos o cometa. Ele foi observado em 1786, 1795 e 1805, mas nessas ocasiões não se notou que a trajetória do cometa se desviava da parábola.

O cometa de Encke costuma ser tão fraco que até mesmo o telescópio mais potente do mundo não conseguiria mostrar nenhum sinal dele. Após uma de suas visitas periódicas, o corpo se afasta até chegar à parte mais externa da sua órbita, depois vira e volta a se aproximar do sol. Parece que ele se revigora com os raios solares e começa a se expandir sob sua influência benéfica. Ao se mover nesta parte da sua órbita, o cometa diminui a distância da Terra. Diariamente, ele aumenta em brilho, até que, em parte devido ao aumento intrínseco do brilho e em parte devido à diminuição da distância da Terra, ele entra no alcance dos nossos telescópios. Geralmente, podemos prever quando isso acontecerá e sabemos para qual ponto do céu o telescópio deve ser apontado a fim de discernir o cometa em sua próxima passagem pelo periélio. O cometa não consegue escapar ao domínio do matemático. Ele pode dizer quando e onde o cometa estará, mas ninguém pode prever como ele será.

Se todos os outros corpos do sistema fossem removidos, então a trajetória do cometa de Encke teria de ser percorrida para sempre na mesma elipse e com absoluta regularidade. O principal interesse, para os nossos propósitos atuais, não reside na regularidade da sua trajetória, mas nas irregularidades introduzidas nela pela presença dos outros corpos do sistema solar. Vamos, por exemplo, seguir o progresso do cometa durante sua passagem pelo periélio, na qual

A órbita do cometa fica perto da do planeta Mercúrio. Geralmente, Mercúrio está localizado numa parte distante de sua órbita no momento em que o cometa passa, e a influência do planeta é então relativamente pequena. No entanto, às vezes pode acontecer de o planeta e o cometa se aproximarem bastante um do outro. Um dos exemplos mais interessantes de uma aproximação tão próxima a Mercúrio ocorreu em 22 de novembro de 1848. Naquele dia, o cometa e o planeta estavam separados por uma distância de apenas cerca de um trigésimo da distância da Terra ao Sol, ou seja, aproximadamente 3.000.000 de milhas. Em várias outras ocasiões, a distância entre o cometa de Encke e Mercúrio foi inferior a 10.000.000 de milhas – uma distância de pouca importância em comparação com as dimensões do nosso sistema solar. Aproximações tão próximas trazem consequências graves para o movimento do cometa. Mercúrio, embora seja um corpo pequeno, ainda possui massa suficiente. Ele sempre atrai o cometa, mas a força dessa atração aumenta enormemente quando o cometa, em suas viagens, se aproxima do planeta. O efeito dessa atração é fazer com que o cometa desvie de sua trajetória e causar certas mudanças em sua velocidade. À medida que o cometa se afasta, a influência perturbadora de Mercúrio diminui rapidamente, até se tornar imperceptível. Mas o tempo não consegue apagar da órbita do cometa o efeito causado pela perturbação de Mercúrio. A órbita perturbada é diferente da elipse não perturbada que o cometa teria se a forma dela fosse determinada apenas pela atração do Sol. Somos capazes de calcular os movimentos do cometa conforme determinados pelo Sol. Também podemos calcular os efeitos causados pela perturbação provocada por Mercúrio, desde que conheçamos a massa deste último.

Embora Mercúrio seja um dos menores planetas, talvez seja o mais problemático para os astrônomos. Ele está tão perto do Sol que é visto raramente, em comparação com os outros grandes planetas. Sua órbita é muito excêntrica, e ele sofre perturbações devido à atração de outros corpos, de maneira que ainda não foi totalmente compreendida. Há também uma dificuldade especial na tentativa de determinar a massa de Mercúrio. Podemos pesar toda a Terra, podemos pesar o Sol, a Lua e até Júpiter e outros planetas, mas Mercúrio apresenta dificuldades de caráter peculiar. Le Verrier,

No entanto, ele conseguiu desenvolver um método para pesá-lo. Ele demonstrou que nosso planeta Terra é atraído por este planeta e mostrou como a intensidade dessa atração pode ser determinada por meio de observações do Sol. Assim, a partir da análise dessas observações, ele fez uma determinação aproximada da massa de Mercúrio. O resultado de Le Verrier indicou que o peso do planeta era cerca de uma décima quarta parte do peso da Terra. Em outras palavras, se nossa Terra fosse colocada em uma balança e catorze esferas, cada uma igual a Mercúrio, fossem colocadas no outro prato, as escalas ficariam equilibradas. Era necessário tratar esse resultado com grande cautela, pois dependia de uma interpretação delicada de medições um tanto precárias. Ele só podia ser considerado como tendo valor provisório, a ser descartado quando um resultado melhor fosse obtido.

A aproximação do cometa Encke de Mercúrio, bem como as investigações detalhadas de Von Asten e Backlund, nas quais as observações desse corpo celeste foram analisadas, trouxeram muitas informações sobre o assunto. Porém, devido a uma peculiaridade no movimento desse cometa, que mencionaremos em breve, as dificuldades dessa investigação são enormes. O último resultado de Backlund indica que o Sol é 9.700.000 vezes mais pesado que Mercúrio, e ele considera que isso é digno de grande confiança. Há uma diferença considerável entre esse resultado (que faz com que a Terra seja cerca de trinta vezes mais pesada que Mercúrio) e o de Le Verrier. Por outro lado, Haerdtl, a partir do movimento do cometa periódico de Winnecke, encontrou um valor para a massa de Mercúrio que não difere muito do de Le Verrier. No entanto, Mercúrio é o único planeta cuja massa apresenta alguma incerteza significativa, mas isso não deve nos fazer duvidar da precisão desse “instrumento de medição” tão delicado. Observe a órbita de Júpiter, à qual o cometa Encke se aproxima muito ao se afastar do Sol. Às vezes, Júpiter e o cometa ficam muito próximos, e então o poderoso planeta perturba seriamente a órbita do cometa. O caminho percorrido pelo cometa mostra claramente os efeitos das perturbações causadas por Júpiter, bem como por Mercúrio. Pode parecer uma tarefa impossível distinguir as influências dos dois planetas, já que ambos têm grande impacto sobre o cometa.

controle supremo sobre o sol, mas os recursos da análise matemática são adequados para lidar com o problema. Eles indicam quanto se deve ao Mercúrio, quanto se deve a Júpiter; e assim, as trajetórias do cometa de Encke podem revelar a massa de Júpiter, bem como a do Mercúrio. Aqui temos um meio de testar a precisão dos nossos aparelhos de medição. A massa de Júpiter pode ser medida por meio de suas luas, da maneira mencionada em um capítulo anterior. À medida que os satélites orbitam continuamente ao redor do planeta, eles fornecem um método para medir seu peso pela rapidez de seu movimento. Eles nos dizem que, se o sol fosse colocado em uma das balanças do equilíbrio celeste, seriam necessários 1.047 corpos iguais a Júpiter na outra balança para equilibrá-lo. Quase não há margem de incerteza nesta determinação; portanto, é de grande interesse testar a teoria do cometa de Encke, verificando se ela produz um resultado consistente. A comparação foi feita por Von Asten. O cometa de Encke nos indica que o sol é 1.050 vezes mais pesado que Júpiter; assim, os resultados são praticamente idênticos, confirmando a precisão das informações fornecidas pelo cometa. Mas o cálculo das perturbações causadas pelo cometa de Encke é tão extremamente complexo que o resultado de Asten não tem grande valor. A partir do movimento do cometa periódico de Winnecke, Haerdtl constatou que o sol é 1.047,17 vezes mais pesado que Júpiter, em perfeita concordância com os melhores resultados obtidos a partir da atração de Júpiter sobre suas luas e os outros planetas.

Até agora discutimos as “aventuras” do cometa de Encke em casos em que elas esclarecem questões que, de outra forma, seriam mais ou menos desconhecidas para nós. Agora abordamos um problema célebre, no qual o cometa de Encke é nossa única fonte de informação. A cada 1.210 dias, esse cometa completa uma órbita e retorna às proximidades do sol. No entanto, seus movimentos são um pouco irregulares. Já explicamos como surgem as perturbações causadas pelo Mercúrio e por Júpiter. Outras perturbações surgem da atração da Terra e dos demais planetas restantes; mas todas essas podem ser levadas em consideração. Então, se a lei da gravitação for universalmente verdadeira, podemos esperar que o cometa obedeça aos cálculos matemáticos. O cometa de Encke ainda não justificou isso.

Antecipação: a cada revolução, o período fica cada vez mais curto! Toda vez que o cometa retorna ao periélio, leva duas horas e meia a menos do que na ocasião anterior. Duas horas e meia é, sem dúvida, um período curto em comparação com o de uma revolução completa; mas na região de seu trajeto visível para nós, o cometa se move tão rapidamente que sua distância percorrida em duas horas e meia é considerável. Essa irregularidade não pode ser ignorada, pois foi confirmada por observações ao longo de cerca de vinte revoluções. Às vezes, pensou-se que essas discrepâncias pudessem ser atribuídas a alguma perturbação planetária omitida ou não totalmente explicada. No entanto, a análise meticulosa de Von Asten e Backlund descartou essa explicação. Eles estudaram minuciosamente as observações até 1891, mas apenas para confirmar a realidade dessa redução no período periódico do cometa Encke.

Uma explicação para essas irregularidades foi sugerida há muito tempo por Encke. Vamos tentar descrever brevemente essa hipótese memorável. Quando dizemos que um corpo se move em um caminho elíptico ao redor do Sol em virtude da gravitação, presume-se sempre que o corpo tenha livre curso pelo espaço. Supõe-se que não haja atrito, nem ar, nem outra fonte de perturbação. Mas suponhamos que essa suposição esteja incorreta; suponhamos que realmente exista algum meio permeando o espaço, que ofereça resistência ao cometa da mesma forma que o ar impede o voo de uma bala de rifle. Que efeito tal meio deveria produzir? Essa é a ideia que Encke apresentou. Mesmo que a maior parte do espaço seja completamente vazia, de modo que o trajeto do cometa, fino e quase “espiritual”, não sinta resistência alguma, ainda assim, nas proximidades do Sol, supunha-se que pudesse haver algum meio extremamente rarefeito capaz de afetar um corpo tão leve. Pode-se demonstrar que um meio resistente, como o que supusemos, diminuiria o tamanho do trajeto do cometa e reduziria seu período periódico. No entanto, essa hipótese foi agora abandonada. Sempre pareceu estranho que nenhum outro cometa mostrasse o menor sinal de ser retardado por esse suposto meio resistente. Mas os trabalhos de Backlund provaram, sem margem para dúvidas, que a aceleração do movimento do cometa…

O cometa de Encke não é um cometa periódico constante, e não pode ser explicado pela suposição de um meio resistente distribuído ao redor do Sol, não importa como imaginemos essa estrutura em termos de densidade em diferentes distâncias do Sol. Backlund constatou que a aceleração era bastante constante de 1819 a 1858; ela começou a diminuir entre 1858 e 1862, e continuou a decrescer até algum momento entre 1868 e 1871, desde quando permaneceu bastante constante. Ele considera que a aceleração só pode ser produzida pelo fato de o cometa encontrar periodicamente um enxame de meteoros, e se pudéssemos observar o cometa durante sua passagem pela maior parte de sua órbita, poderíamos indicar o local onde esse encontro ocorre.

Selecionamos os cometas de Halley e de Encke como exemplos da classe de cometas periódicos, dos quais, de fato, eles são os membros mais notáveis. Outro cometa periódico muito notável é o de Biela, sobre o qual falaremos mais no próximo capítulo. Da classe muito mais numerosa de cometas não periódicos, podem ser citados muitos exemplos. Mencionaremos alguns que apareceram durante este século. Primeiro, está o esplêndido cometa de 1843, que surgiu de repente em fevereiro daquele ano e era tão brilhante que podia ser visto durante o dia claro. Este cometa seguiu uma trajetória que não podia ser claramente distinguida de uma parábola, embora não haja dúvida de que poderia ter sido uma elipse muito alongada. Frequentemente é impossível decidir questões desse tipo, devido às breves oportunidades disponíveis para determinar a posição do cometa. Só podemos ver o objeto durante um pequeno arco de sua órbita, e mesmo assim não se trata de um ponto bem definido que permita medições com a precisão alcançada nas observações de estrelas ou planetas. No entanto, este cometa de 1843 é especialmente notável pela rapidez com que se movia e pelo grande aproximação que fez ao Sol. O calor a que foi exposto durante sua passagem ao redor do Sol deve ter sido enormemente maior do que o calor que pode ser gerado em nossas fornos mais potentes. Se os materiais fossem ágata ou cornalina, ou as substâncias mais refratárias…

conhecidos na Terra, teriam sido fundidos e transformados em vapor pela intensidade dos raios solares.

O grande cometa de 1858 foi um dos espetáculos celestes dos tempos modernos. Foi observado pela primeira vez em 2 de junho daquele ano por Donati, cujo nome o cometa passou a levar posteriormente; na época, era apenas um ponto nebuloso fraco e, por cerca de três meses, percorreu os céus sem dar quaisquer indícios do esplendor que logo alcançaria. No final de agosto, o cometa mal era visível a olho nu e possuía apenas uma cauda muito pequena, mas, à medida que se aproximava cada vez mais do Sol em setembro, rapidamente adquiriu esplendor. Uma cauda de proporções majestosas desenvolveu-se rapidamente, e, em meados de outubro, quando se atingiu a máxima luminosidade, seu comprimento se estendia por um arco de quarenta graus. A beleza e o interesse deste cometa foram grandemente realçados por sua posição favorável no céu, numa estação em que as noites eram suficientemente escuras.

Em 22 de maio de 1881, o Sr. Tebbutt, de Windsor, em Nova Gales do Sul, descobriu um cometa que rapidamente se tornou um dos objetos celestes mais interessantes vistos por esta geração. Por volta de 22 de junho, tornou-se visível nessas latitudes, no céu do norte, à meia-noite. Gradualmente, subiu cada vez mais alto até passar ao redor do polo. O núcleo do cometa era tão brilhante quanto uma estrela de primeira magnitude, e sua cauda tinha cerca de 20° de comprimento. Em 2 de setembro, deixou de ser visível a olho nu, mas permaneceu visível em telescópios até fevereiro do ano seguinte. Este foi o primeiro cometa a ser fotografado com sucesso, e pode-se observar que os cometas possuem muito pouco poder atínico. Estima-se que a luz da lua tenha uma intensidade 300.000 vezes maior do que a de um cometa, no que diz respeito às finalidades da fotografia.

Outro dos corpos desta classe que recebeu grande e merecida atenção foi aquele descoberto no hemisfério sul no início de setembro de 1882. Sua brilhância aumentou tanto que foi visto durante o dia pelo Sr. Common, no dia 17 daquele mês, enquanto, no mesmo dia

Os astrônomos no Cabo da Boa Esperança tiveram a sorte de observar o corpo cometário se aproximando realmente do limbo do sol, onde deixou de ser visível. Sabemos que o cometa deve ter passado entre a Terra e o sol, e é muito interessante saber, por meio das observações feitas no Cabo, que ele era totalmente invisível quando projetado sobre o disco solar. No dia seguinte, tornou-se novamente visível a olho nu, em plena luz do dia, não muito longe do sol, e foram realizadas valiosas observações espectroscópicas em Dunecht e Palermo. Naquela época, o cometa estava atravessando a parte de sua órbita mais próxima do sol; cerca de uma semana depois, começou a ser visível pela manhã, antes do nascer do sol, perto do horizonte leste, exibindo uma longa cauda fina. (Ver Placa XVII.) O núcleo do cometa foi gradualmente alongando-se até se dividir em quatro pedaços separados, alinhados em linha reta, enquanto a “cabeça” do cometa ficou envolta em uma espécie de tubo nebuloso e fraco, apontando em direção ao sol. Várias pequenas massas nebulosas também se tornaram visíveis, viajando junto com o cometa, embora não com a mesma velocidade. O cometa tornou-se invisível a olho nu em fevereiro, e foi observado pela última vez por telescópio na América do Sul em 1º de junho de 1883.

Existe uma semelhança notável entre a órbita deste cometa e as órbitas seguidas pelo cometa de 1668, pelo grande cometa de 1843 e por um grande cometa visto em 1880 no hemisfério sul, ao orbitarem o sol. Na verdade, esses quatro cometas seguiram praticamente a mesma trajetória e orbitaram o sol a poucas centenas de milhas da superfície da fotosfera. É também possível que o cometa que, segundo Aristóteles, apareceu no ano de 372 a.C. tenha seguido a mesma órbita. No entanto, não podemos supor que todos esses fossem aparições do mesmo cometa, pois as observações do cometa de 1882 indicam que seu período de revolução é de aproximadamente 772 anos. Não é impossível que os cometas de 1843 e 1880 sejam o mesmo, mas, em ambos os anos, as observações duraram pouco tempo demais para permitir que determinássemos se a órbita era parabólica ou elíptica. Mas, como o cometa de 1882 era, de qualquer forma, um corpo distinto, parece mais provável que estejamos diante de uma família de cometas que se aproximam do sol a partir da mesma região do espaço e seguem, quase sempre, a mesma trajetória.

mesmo curso. Conhecemos alguns outros casos de tais semelhanças entre as órbitas de cometas distintos.

De outros cometas interessantes observados nos últimos anos, podemos mencionar um descoberto pelo Sr. Holmes em Londres, no dia 6 de novembro de 1892. Naquela época, ele estava localizado não muito longe da brilhante nebulosa na constelação de Andrômeda e, assim como ela, era apenas visível a olho nu. O cometa tornou-se gradualmente mais fraco e mais difuso, mas, em 16 de janeiro do ano seguinte, apareceu subitamente com uma condensação central, semelhante a uma estrela de oitava magnitude, rodeada por uma pequena coma. Gradualmente, expandiu-se novamente e ficou cada vez mais fraco, até ser observado pela última vez em 6 de abril.[32] Verificou-se que sua órbita era elíptica, mais próxima de circular do que a órbita de qualquer outro cometa conhecido, sendo seu período de quase sete anos. Outro cometa de 1892 é notável por ter sido descoberto pelo Professor Barnard, do Observatório Lick, em uma fotografia de uma região em Aquila; ele conseguiu imediatamente distinguir o cometa de uma nebulosa por meio de seu movimento.

Desde 1864, a luz de todos os cometas que surgiram foi analisada por meio do espectróscopo. A leve brilho superficial desses corpos torna necessário abrir a fenda do espectróscopo de maneira bastante ampla, e a dispersão utilizada não pode ser muito grande, o que, por sua vez, dificulta as medições precisas. O espectro de um cometa é caracterizado principalmente por três faixas brilhantes que se atenuam gradualmente em direção ao violeta e são bem definidas no lado voltado para o vermelho. Esse aspecto é causado por um grande número de linhas finas e próximas, cuja intensidade e distância entre si diminuem em direção ao violeta. Essas três faixas revelam a presença de hidrocarbonetos nos cometas.

O papel importante que o carbono desempenha na composição dos cometas é especialmente marcante quando refletimos sobre a importância desse mesmo elemento na Terra. Vemo-lo como o principal componente de toda a vida vegetal e constatamos que ele está sempre presente na vida animal. É um fato interessante que esse elemento, de tão transcendental importância na Terra, tenha agora sido comprovado como estando presente nesses corpos errantes. Os hidrocarbonetos

As bandas, no entanto, nem sempre são as únicas características visíveis nos espectros de cometas. Em um cometa observado nos meses de primavera de 1882, o professor Copeland descobriu que uma nova linha amarela brilhante, cuja posição coincidia com a linha D do sódio, havia aparecido de repente; posteriormente, tanto por ele quanto por outros observadores, essa linha foi vista como dupla. Na verdade, o sódio estava tão presente nesse cometa que tanto a cabeça quanto a cauda podiam ser vistas perfeitamente sob a luz do sódio, bastando abrir muito amplamente a fenda do espectrômetro, da mesma forma que uma proeminência solar pode ser vista sob a luz do hidrogênio. A linha de sódio atingiu seu maior brilho no momento em que o cometa estava mais próximo do sol, enquanto as bandas de hidrocarbonetos eram invisíveis ou muito fracas. A mesma relação entre a intensidade da linha de sódio e a distância do sol foi observada no grande cometa de setembro de 1882.

O espectro do grande cometa de 1882 foi observado por Copeland e Lohse no dia 18 de setembro, durante o dia; além da linha de sódio, eles viram várias outras linhas brilhantes, que pareciam ser causadas por vapor de ferro, sendo também observada a única linha de manganês visível à temperatura de um queimador Bunsen. Essa observação extremamente notável foi feita menos de um dia após a passagem pelo periélio, ilustrando a maravilhosa atividade que ocorre no interior de um cometa quando este está muito próximo do sol.

PLACA XVII.

O COMETA DE 1882,
CONFORME VISTO DE STREATHAM, 4 DE NOVEMBRO, 4 DA MANHÃ.
A PARTIR DE UM DESENHO DE T.E. KEY.

Além das linhas brilhantes, os cometas geralmente exibem um espectro contínuo fraco, no qual às vezes podem ser distinguidas linhas escuras de Fraunhofer. Claro, isso indica que o espectro contínuo se deve em grande parte à luz solar refletida, mas não há dúvida de que parte dele se deve à luz realmente produzida nos cometas. Esse foi certamente o caso do primeiro cometa de 1884, pois uma súbita explosão de luz neste corpo foi acompanhada por um aumento considerável na brilho do espectro contínuo. Uma mudança no brilho relativo das três faixas de hidrocarbonetos indicou um aumento considerável da temperatura, durante o qual o cometa emitia luz branca.

Como os cometas estão muito mais próximos da Terra do que as estrelas, ocasionalmente acontece de o cometa chegar a uma posição diretamente entre a Terra e uma estrela. Há um fenômeno bastante semelhante no movimento da Lua. Uma estrela é frequentemente ocultada dessa maneira, e as observações de tais fenômenos são familiares aos astrônomos; mas quando um cometa passa em frente a uma estrela, as circunstâncias são bem diferentes. A estrela é, de fato, vista quase tão bem através do cometa quanto seria se o cometa estivesse completamente fora do caminho. Isso já foi observado muitas vezes. Uma das observações mais célebres desse tipo foi feita pelo falecido Sir John Herschel no cometa de Biela, que pertence à classe periódica e será mencionado no próximo capítulo. O ilustre astrônomo viu, em uma ocasião, esse objeto passar por cima de um aglomerado de estrelas. Ele era composto por estrelas extremamente pequenas, que só podiam ser vistas com um telescópio potente, como o que Sir John utilizava. A menor névoa ou o mais leve vestígio de nuvem teria sido suficiente para esconder todas as estrelas. Portanto, o astrônomo observou com grande interesse o progresso do cometa de Biela. Gradualmente, o cometa invadiu o grupo de estrelas, de modo que, se tivesse alguma solidez apreciável, os numerosos pontos cintilantes teriam sido completamente obscurecidos. Mas quais eram os fatos? Até a estrela mais minúscula daquele aglomerado, até a menor...

O ponto de luz que o grande telescópio conseguia mostrar fazia com que cada objeto no grupo fosse claramente visto cintilando, mesmo através da massa do cometa de Biela.

Essa foi uma observação importante. Devemos lembrar que o “véu” que separava o aglomerado estelar do telescópio não era uma cortina fina; era um volume de matéria cometária com espessura de milhares de milhas. Comparemos, então, a espessura quase inacreditável de um cometa com as nuvens a que estamos acostumados. Uma nuvem com poucas centenas de pés de espessura esconderá não apenas as estrelas, mas até mesmo o próprio sol. A mais leve névoa que flutue num céu de verão bloquearia melhor a visão das estrelas do que cem mil milhas desse material cometário que estava aqui presente.

O grande cometa de Donati passou por muitas estrelas que eram claramente visíveis através de sua cauda. Entre essas estrelas estava uma muito brilhante – o bem conhecido Arcturus. Felizmente, o cometa passou por Arcturus, e, embora a parte mais densa do cometa estivesse entre a Terra e a estrela, Arcturus continuou a brilhar com o mesmo esplendor, apesar dessa espessa barreira. No entanto, observações recentes mostraram que, em alguns casos, as estrelas sofrem mudanças em seu brilho quando a parte mais densa do cometa passa por elas. É realmente difícil imaginar que uma estrela permaneça visível se o núcleo de um cometa realmente grande passar por ela; mas parece que ainda não surgiu a oportunidade de testar essa suposição.

Como um cometa contém material gasoso transparente, poderíamos esperar que a posição de uma estrela fosse alterada quando o cometa se aproximasse dela. O poder de refração do ar é bastante considerável. Quando olhamos para o pôr do sol, vemos o sol parecendo descer abaixo do horizonte; no entanto, o sol já havia se posto antes mesmo que qualquer parte de seu disco começasse a descer. O poder de refração do ar curva os raios luminosos, fazendo com que o sol seja visto, mesmo quando está diretamente bloqueado pelos obstáculos intermediários. O poder de refração do material dos cometas também…

Foi cuidadosamente testado. Foi observado um cometa se aproximando de duas estrelas; uma delas podia ser vista através do cometa, enquanto a outra podia ser observada diretamente. Se o corpo tivesse uma quantidade considerável de gás em sua composição, as posições relativas das duas estrelas seriam alteradas. Essa questão foi submetida mais de uma vez à verificação por meio de medições reais. Às vezes, constatou-se que nenhuma mudança significativa na posição podia ser detectada, e, portanto, nesses casos o cometa não tinha densidade perceptível. No entanto, medições precisas do grande cometa em 1881 mostraram que, nas proximidades do núcleo, havia alguma capacidade de refração, embora bastante insignificante em comparação com a refração da nossa atmosfera.

PLACA C.
COMETA A DE 1892, 1. SWIFT.
Fotografado por E.E. Barnard, 7 de abril de 1892.

A partir dessas considerações, provavelmente será imediatamente admitido que a massa de um cometa deve ser, de fato, uma quantidade muito pequena em comparação com seu volume. Quando tentamos realmente pesar um cometa, nossos esforços se mostraram infrutíferos. Conseguimos pesar os poderosos planetas Júpiter e Saturno; chegamos até a pesar o próprio sol, imenso em tamanho; a lei da gravitação nos forneceu um aparelho de medição extraordinário, que foi aplicado com sucesso em todos esses casos, mas os mesmos métodos aplicados aos cometas rapidamente se revelam ilusórios. Nenhum equipamento de medição conhecido pelos astrônomos é delicado o suficiente para determinar o peso de um cometa. Tudo o que podemos fazer, em qualquer circunstância, é pesar um corpo celeste em comparação com outro. Os cometas parecem quase impalpáveis quando avaliados com base em massas tão significativas quanto as da Terra ou de qualquer outro grande planeta. É claro que, ao dizermos que o peso de um cometa é insignificante, estamos nos referindo em relação aos outros corpos do nosso sistema. Provavelmente ninguém mais duvida de que um grande cometa deva realmente pesar toneladas; embora essas toneladas devam ser contadas em dezenas, centenas, milhares ou milhões, o total parece bastante insignificante em comparação com o peso de um corpo como a Terra.

A pequena massa dos cometas também fica evidente de maneira muito marcante quando lembramos o que foi dito no capítulo anterior sobre o importante tema das perturbações planetárias. Lá discutimos a permanência do nosso sistema e mostramos que essa permanência depende de certas leis que os movimentos planetários devem cumprir invariavelmente. Os planetas se movem quase em círculos, suas órbitas estão todas quase no mesmo plano e todos se movem na mesma direção. A permanência do sistema estaria ameaçada se alguma dessas condições não fosse cumprida. Naquela discussão, não fizemos nenhuma menção aos cometas. No entanto, eles são membros do nosso sistema e superam em número os planetas. Os cometas desrespeitam essas regras que os planetas obedecem tão rigorosamente. Suas órbitas nunca são circulares; na verdade, são geralmente parabólicas, diferindo assim o máximo possível de um caminho circular. Além disso, os planos das órbitas dos cometas não seguem nenhum padrão específico; eles estão inclinados de todas as maneiras possíveis.

ângulos, e as direções em que se movem parecem ser meras questões de capricho. Todos esses princípios da convenção planetária são violados pelos cometas, mas ainda assim o nosso sistema persiste; ele persistiu por inúmeras eras e parece destinado a persistir pelas eras futuras. Os cometas são atraídos pelos planetas, e, inversamente, os cometas devem atrair os planetas e perturbar suas órbitas até certo ponto; mas até que ponto? Se os cometas se movessem em órbitas sujeitas às mesmas leis gerais que caracterizam o movimento planetário, então o nosso argumento desmoronaria. Os planetas poderiam sofrer distúrbios consideráveis devido à atração dos cometas, mas, com o passar do tempo, esses distúrbios se neutralizariam mutuamente, e a permanência do sistema não seria afetada. Mas a situação é muito diferente quando lidamos com as órbitas reais dos cometas. Se os cometas pudessem perturbar significativamente os planetas, esses distúrbios não se neutralizariam, e, com o tempo, o sistema seria destruído por um acúmulo contínuo de irregularidades. No entanto, os fatos mostram que o sistema existiu e continua a existir, apesar dos cometas; e, portanto, somos forçados a concluir que suas massas devem ser insignificantes em comparação com as dos grandes corpos planetários.

Essas considerações evidenciam as leis da gravitação universal e sua relação com a permanência do nosso sistema de maneira muito marcante. Se incluirmos os cometas, podemos dizer que o sistema solar inclui muitos milhares de corpos, em órbitas de todos os tamanhos, formas e posições, concordando apenas no fato de que o sol ocupa um foco comum a todos. A maioria desses corpos é insignificante em comparação com os planetas, e suas órbitas estão dispostas de tal forma que, embora possam sofrer muito com as perturbações dos outros corpos, em nenhum caso podem causar qualquer perturbação significativa. Existem, no entanto, alguns grandes planetas capazes de produzir distúrbios enormes; e, se suas órbitas não fossem adequadamente ajustadas, o caos seria mais cedo ou mais tarde o resultado. Por meio das adaptações mútuas de suas órbitas a uma forma quase circular, a um plano quase coincidente e a uma uniformidade de direção, foi alcançada uma trégua permanente entre os grandes planetas. Eles agora não podem desorganizar-se permanentemente uns aos outros, enquanto

A pequena massa dos cometas os torna incapazes de fazer isso. Assim, a estabilidade dos grandes planetas fica garantida; mas deve-se observar que não há garantia de estabilidade para os cometas. Suas trajetórias excêntricas e irregulares podem sofrer as maiores perturbações; de fato, a história da astronomia contém muitos exemplos das vicissitudes a que está sujeita a carreira de um cometa.

Grandes cometas aparecem no céu nas mais diversas circunstâncias. Não há parte do céu, nenhuma constelação ou região, que não esteja sujeita a visitas ocasionais desses corpos misteriosos. Não há estação do ano, nem hora do dia ou da noite em que cometas não possam ser vistos acima do horizonte. Da mesma forma, o tamanho e a aparência dos cometas são de todo tipo: desde uma mancha tênue, apenas visível a olho nu com a ajuda de um poderoso telescópio, até um objeto gigantesco e brilhante, com uma cauda que se estende pelo céu por uma distância equivalente à que vai do horizonte ao zênite. Da mesma forma, a direção da cauda do cometa parece, à primeira vista, permitir qualquer posição possível: ela pode ficar ereta no céu, como se o cometa estivesse prestes a mergulhar abaixo do horizonte; pode descender a partir da cabeça do cometa, como se o corpo tivesse sido lançado de baixo; pode inclinar-se para a direita ou para a esquerda. Em meio a toda essa variedade e aparente capricho, podemos descobrir algum traço comum aos diferentes fenômenos? Veremos que existe uma lei muito notável que as caudas dos cometas obedecem — uma lei tão verdadeira e satisfatória que, se soubermos a posição de um cometa no céu, é possível indicar imediatamente em que direção sua cauda estará apontada.

Um belo cometa aparece no verão no céu do norte. É perto da meia-noite; estamos observando a cauda fracamente luminosa, que fica ereta e aponta em direção ao zênite; talvez ela esteja ligeiramente curvada ou bastante curvada, mas, de modo geral, ainda assim está orientada do horizonte ao zênite. Não estamos nos referindo a nenhum cometa específico. Todo cometa, grande ou pequeno, que aparece no norte deve, à meia-noite, ter sua cauda apontada para cima, em uma direção quase vertical. Esse fato, que foi verificado em inúmeras ocasiões, é uma ilustração marcante da lei da direção das caudas dos cometas. Pense por um momento nos fatos do caso.

É verão; o crepúsculo no norte indica a posição do sol, e a cauda do cometa aponta diretamente para longe do crepúsculo e para longe do sol. Consideremos outro caso: é noite; o sol já se pôs, as estrelas começaram a brilhar, e vê-se um cometa de cauda longa. Esteja esse cometa alto ou baixo, ao norte ou ao sul, a leste ou a oeste, sua cauda aponta invariavelmente para longe daquele ponto a oeste onde a luz solar ainda permanece. Da mesma forma, quando se observa um cometa nas primeiras horas da manhã, e se deslocar o olhar do local onde aparece o primeiro raio do amanhecer até a cabeça do cometa, então, naquela direção, afastando‑se do sol, encontra‑se a cauda do cometa. Esta lei tem uma aplicação ainda mais geral: em qualquer estação, a qualquer hora da noite, a cauda de um cometa está sempre voltada para longe do sol.

Há mais de trezentos anos, este fato relativo ao movimento dos cometas chamou a atenção daqueles que estudavam os movimentos dos corpos celestes. É um fato evidente à simples observação, confere certo grau de coerência aos numerosos fenômenos relacionados aos cometas e deve servir de base para as nossas investigações sobre a estrutura de suas caudas.

Na figura adjunta, Fig. 71, mostramos uma parte da órbita parabólica de um cometa e também representamos a posição de sua cauda em vários pontos de seu percurso. Talvez seja exagero afirmar que, durante todo o vasto percurso do cometa, sua cauda deva sempre apontar para longe do sol. Em primeiro lugar, deve‑se lembrar de que só conseguimos ver o cometa durante aquela pequena parte de seu percurso em que ele se aproxima ou se afasta do sol. Também é preciso ter em mente que, enquanto realmente passa ao redor do sol, o brilho do cometa é tão superado pelo brilho do sol que o cometa muitas vezes se torna invisível, assim como as estrelas são invisíveis durante o dia. De fato, em certos casos, jatos de material cometário são efetivamente projetados em direção ao sol.

Fig. 71.—A cauda de um cometa, direcionada em direção ao Sol.
Numa análise apressada do assunto, poder-se-ia pensar que, à medida que o cometa se desloca com enorme velocidade, sua cauda simplesmente se estende para trás, assim como as faíscas emitidas por um foguete se espalham ao longo do caminho que ele percorre. Trata‑se, porém, de uma analogia completamente errônea; o cometa não se move através de uma atmosfera, mas pelo espaço aberto, onde não existe meio suficiente para fazer com que a cauda fique alinhada com a linha de movimento. Outra característica muito marcante é o crescimento gradual da cauda à medida que o cometa se aproxima do Sol. Enquanto o corpo está ainda a grande distância, geralmente não possui cauda perceptível; mas, à medida que se aproxima, a cauda se desenvolve gradualmente e, em alguns casos, atinge dimensões enormes. Não se deve supor que esse aumento seja apenas uma consequência ótica da diminuição da distância. Pode‑se demonstrar que o crescimento da cauda ocorre muito mais rapidamente do que seria possível explicar dessa maneira. Portanto, somos levados a relacionar a formação da cauda com a aproximação ao Sol, e estamos, assim, diante de um enigma sem qualquer analogia entre os outros corpos do nosso sistema.

Não há dúvida alguma de que o cometa, como um todo, é atraído pelo Sol. O fato de o cometa se mover em elipse ou em parábola prova que os dois corpos agem e reagem um sobre o outro, em conformidade com as leis da física.

lei da gravitação universal. Mas, embora isso seja verdade para o cometa como um todo, é igualmente certo que a cauda do cometa é repelida pelo sol. É impossível falar com certeza sobre como isso acontece, mas os fatos parecem indicar uma explicação do seguinte tipo.

Vimos que o espectróscopo provou com certeza a presença de hidrocarbonetos e outros gases em cometas. Mas não devemos concluir disso que os cometas sejam meras massas de gás em movimento pelo espaço. Embora a quantidade total de matéria em um cometa, como vimos, seja extremamente pequena, é perfeitamente possível que o cometa seja composto por um número de partículas amplamente dispersas e de densidade considerável; de fato, veremos no próximo capítulo, ao descrever a notável relação entre cometas e meteoros, que temos motivos para acreditar que seja esse o caso. Podemos, portanto, considerar um cometa como um enxame de minúsculas partículas sólidas, cada uma cercada por gás.

Quando observamos um grande cometa se aproximando do sol, primeiro vemos o núcleo se tornar mais brilhante e mais bem definido; em um estágio posterior, parece que matéria luminosa é projetada a partir dele em direção ao sol, muitas vezes na forma de um leque ou um jato, que às vezes oscila para frente e para trás como um pêndulo. Na cabeça do cometa de Halley, por exemplo, Bessel observou, em outubro de 1835, que o jato, ao longo de oito horas, percorreu um ângulo de 36°. Em outras ocasiões, arcos concêntricos de luz são formados ao redor do núcleo, um após o outro, ficando cada vez mais fracos à medida que se afastam do núcleo. Evidentemente, o material do leque ou dos arcos é repelido pelo núcleo do cometa; mas também é repelido pelo sol, e essa última força repulsiva obriga a matéria luminosa a superar a atração gravitacional e a voltar ao redor do núcleo na direção oposta ao sol. Dessa maneira, a cauda é formada. (Ver Placa XII.) A teoria matemática da formação das caudas dos cometas foi desenvolvida sob a premissa de que a matéria que forma a cauda é repelida tanto pelo núcleo quanto pelo sol. Essa investigação foi realizada pela primeira vez pelo grande astrônomo Bessel, em seu relatório sobre o aparecimento do cometa de Halley em 1835, e desde então foi consideravelmente desenvolvida por Roche e pelo astrônomo russo Bredichin.

Embora estejamos, talvez, longe de poder aceitar esta teoria como absolutamente verdadeira, podemos afirmar que ela explica bem os principais fenômenos observados na formação das caudas dos cometas.

O professor Bredichin realizou seus trabalhos de maneira filosófica, o que levou a muitas outras grandes descobertas na ciência. Ele compilou cuidadosamente as medições e desenhos das caudas de vários cometas. Um resultado foi obtido nesta fase preliminar de sua pesquisa, e esse resultado tem um valor que não pode ser afetado, mesmo que a parte posterior de seu trabalho precise de ajustes. Ao examinar as diversas caudas, ele observou que as formas curvilíneas de seus contornos se enquadram em um ou outro dos três tipos especiais. No primeiro tipo, temos as caudas mais retas, que apontam quase diretamente para longe do sol. No segundo tipo, estão incluídas as caudas que, após partirem do sol, curvam-se para trás, na direção oposta àquela em que o cometa se move. No terceiro tipo, encontramos caudas ainda mais curvadas, voltadas em direção ao trajeto do cometa. Pode-se demonstrar que as caudas dos cometas podem quase sempre ser identificadas como pertencentes a um ou outro desses três tipos; e nos casos em que o cometa apresenta duas caudas, como às vezes acontece, elas pertencerão a dois desses tipos.

O diagrama adjunto (Fig. 72) mostra um esboço de um cometa imaginário, dotado de caudas dos três tipos diferentes. A direção em que o cometa se move é indicada pela seta na linha que passa pelo núcleo. Bredichin conclui que a cauda mais reta, marcada como Tipo I, provavelmente se deve ao elemento hidrogênio; as caudas do segundo tipo se devem à presença de alguns hidrocarbonetos no corpo do cometa; enquanto as caudas pequenas do terceiro tipo podem ser causadas pelo ferro ou por algum outro elemento com alto peso atômico. É claro que esse diagrama não representa nenhum cometa real.

Fig. 72.—Teoria de Bredichin sobre as caudas dos cometas.

Fig. 73.—Caudas do cometa de 1858.

Uma ilustração interessante desta teoria é fornecida pelo caso do célebre cometa de 1858, já mencionado, cujo desenho é mostrado na Fig. 73. Encontramos aqui, além da grande cauda, que é a característica marcante do corpo cometário, duas outras faixas de luz fracas. Estas são as bordas do cone oco que forma uma cauda do Tipo I. Ao observarmos as regiões centrais, fica fácil entender que a luz não é suficientemente intensa para ser visível; nas bordas, porém, há uma espessura suficiente da matéria cometária, e assim temos a aparência mostrada nesta figura. Parece que o cometa de Donati possuía uma cauda devido ao hidrogênio e outra devido a alguns dos compostos de carbono. Os compostos de carbono envolvidos parecem ser de considerável variedade, e, consequentemente, as caudas do segundo tipo apresentam um contorno mais indefinido do que as caudas de hidrogênio. Foram registrados casos em que várias caudas foram vistas simultaneamente no mesmo cometa. O mais célebre deles foi o que apareceu no ano de 1744. O professor Bredichin dedicou atenção especial à teoria deste objeto maravilhoso e demonstrou, com alto grau de probabilidade, como a cauda multifacetada poderia ser explicada. A figura adjacente (Fig. 74) é extraída de um esboço deste objeto feito na manhã do dia 7 de março por Mademoiselle Kirch no Observatório de Berlim. A figura mostra onze faixas, das quais as primeiras dez (contando da esquerda) representam as bordas brilhantes de cinco das caudas, enquanto a sexta e mais curta cauda está no extremo direito. Esboços deste fenômeno raro também foram feitos por Chéseaux em Lausanne e por De L’Isle em São Petersburgo. Antes da passagem pelo periélio, o cometa tinha apenas uma cauda, mas uma muito esplêndida.

Fig. 74.—O Cometa de 1744.

É possível submeter algumas das questões envolvidas ao teste de cálculo, e pode-se mostrar que a força repulsiva adequada para produzir a cauda reta do Tipo I precisa ser apenas cerca de doze vezes maior que a força de atração gravitacional. Caudas do segundo tipo poderiam ser produzidas por uma força repulsiva mais ou menos igual à gravidade, enquanto as caudas do terceiro tipo exigiriam apenas uma força repulsiva equivalente a um quarto da força gravitacional.[33] A principal força repulsiva conhecida na natureza deriva da eletricidade, e naturalmente supôs-se que os fenômenos das caudas dos cometas se devem às condições elétricas do sol e do cometa. Seria prematuro afirmar que o caráter elétrico da cauda do cometa foi absolutamente demonstrado; tudo o que se pode dizer é que, como parece explicar os fatos observados, seria indesejável introduzir alguma força repulsiva meramente hipotética. Deve-se lembrar que, por motivos completamente diferentes, sabe-se que o sol é o local de fenômenos elétricos.

À medida que o cometa se afasta gradualmente do sol, a força repulsiva torna-se mais fraca, e, consequentemente, constata-se que a cauda do cometa

diminui. Se o cometa for periódico, a mesma série de mudanças pode ocorrer em sua próxima passagem pelo periélio. Forma-se uma nova cauda, que também desaparece gradualmente à medida que o cometa volta às profundezas do espaço. Se pudermos usar a analogia dos vapores terrestres para nos guiar no raciocínio, então parece que, à medida que o cometa se afasta, sua cauda se condensa em miríades de pequenas partículas. Sobre essas pequenas partículas, a lei da gravitação retomaria seu domínio total, sem mais ser obscurecida pela eficiência superior da repulsão. No entanto, a massa do cometa é tão extremamente pequena que ele não conseguiria reter essas partículas apenas pela força de atração. Conclui-se, portanto, que, à medida que o cometa forma uma cauda em cada passagem pelo periélio, ele deve, a cada vez, gastar uma quantidade correspondente de material para formar essa cauda. Suponhamos que o cometa tenha sido dotado, no início, de um certo estoque daqueles materiais específicos adequados para a produção de caudas. Cada passagem pelo periélio resulta na formação de uma cauda e no gasto de uma quantidade correspondente desse estoque. É óbvio que esse processo não pode continuar indefinidamente. No caso da grande maioria dos cometas, as visitas ao periélio são tão extremamente raras que as consequências dessa dissipação não são muito evidentes; mas, para aqueles cometas periódicos que têm períodos curtos e retornam com frequência, as consequências são exatamente as que poderiam ser previstas: o estoque necessário para formar as caudas foi gradualmente esgotado, e assim, por fim, temos o espetáculo de um cometa sem nenhuma cauda. Podemos até conceber que um cometa possa, dessa maneira, ser completamente dissipado, e veremos no próximo capítulo como esse destino parece ter atingido o cometa periódico de Biela.

Mas, à medida que atravessa o sistema solar, o cometa pode acabar passando muito perto de um dos planetas maiores, e, ao passar, seu movimento pode ser seriamente perturbado pela atração do planeta. Se a velocidade do cometa for acelerada por essa influência perturbadora, sua órbita será transformada de uma parábola em outra curva conhecida como hiperbola, e o cometa circulará ao redor do sol e se afastará para nunca mais retornar. Mas, se o planeta estiver posicionado de modo a retardar a velocidade do cometa, a órbita parabólica será transformada em elipse, e o cometa se tornará periódico. Podemos

Dificilmente duvidamos de que alguns cometas periódicos tenham sido “capturados” dessa maneira e, assim, tornaram-se membros permanentes do nosso sistema solar. Se observarmos que os cometas de período curto (de três a oito anos) se aproximam muito da órbita de Júpiter em algum ponto de seus caminhos, percebemos que cada um deles deve ter estado perto desse planeta gigante em algum momento de sua história passada. Da mesma forma, os outros cometas periódicos de período mais longo se aproximam das órbitas de Saturno, Urano ou Netuno; sendo o último planeta mencionado provavelmente o responsável pela periodicidade do Cometa Halley. De fato, em mais de uma ocasião, testemunhamos efetivamente perturbações violentas nas órbitas dos cometas. O caso mais interessante é o do Cometa Lexell. Em 1770, o astrônomo francês Messier (que se dedicou com grande sucesso à descoberta de cometas) detectou um cometa para o qual Lexell calculou a órbita, encontrando uma elipse com período de cinco anos e alguns meses. No entanto, o cometa nunca havia sido visto antes, nem voltou a aparecer posteriormente. Muito tempo depois, por meio de investigações árduas realizadas por Burckhardt e Le Verrier, descobriu-se que o cometa havia seguido uma órbita completamente diferente antes de 1767. Mas, no início de 1767, ele acabou se aproximando tanto de Júpiter que a forte atração desse planeta o forçou a seguir uma nova órbita, com período de cinco anos e meio. Ele passou pelo periélio em 13 de agosto de 1770 e novamente em 1776, mas, nesse último ano, não estava em posição favorável para ser visto da Terra. No verão de 1779, o cometa esteve novamente nas proximidades de Júpiter e foi lançado para fora de sua órbita elíptica, de modo que nunca mais o vimos; ou, talvez, seja mais correto dizer que não identificamos com certeza o Cometa Lexell com nenhum cometa observado desde então. Também, no caso de vários outros cometas periódicos, somos capazes de determinar, de maneira semelhante, a data em que começaram suas jornadas em suas atuais órbitas elípticas.

Esse é um breve resumo dos principais fatos conhecidos sobre esses corpos interessantes, mas complexos. Devemos nos contentar com o que sabemos, em vez de arriscar suposições sobre questões além do nosso alcance. Vemos que eles obedecem às grandes leis da gravitação e oferecem...

Ilustração marcante da sua verdade. Vimos como a ciência moderna dissipou a superstição com que, em épocas anteriores, se considerava o aparecimento de um cometa. Já não consideramos tal corpo como sinal de calamidade iminente; podemos antes vê-lo como um visitante interessante e belo, que vem para nos agradar e nos instruir, mas nunca para ameaçar ou destruir.

CAPÍTULO XVII.
ESTRELAS CADENTES.
Corpos pequenos do nosso Sistema — Seu número — Como são observados — A estrela cadente — A teoria do calor — Uma grande estrela cadente — Os meteoros de novembro — Sua história antiga — A rota seguida pelo enxame — Diagrama do enxame de meteoros — Como o enxame se espalha ao longo de seu caminho — Absorção dos meteoros pela Terra — A descoberta da relação entre meteoros e cometas — As investigações notáveis sobre os meteoros de novembro — Duas chuvas em anos sucessivos — Nenhuma partícula jamais foi identificada nas grandes chuvas de estrelas cadentes — Pedras meteoríticas — As pesquisas de Chladni — Primeiros casos de queda de pedras — O meteorito de Ensisheim — Coleções de meteoritos — A siderita de Rowton — Frequência relativa de meteoritos de ferro e rochosos — Caráter fragmentário dos meteoritos — A hipótese de Tschermak — Efeitos da gravidade em um projétil ejetado de um vulcão — Podem eles ter vindo da Lua? — As reivindicações dos planetas menores quanto à origem dos meteoritos — Origem terrestre possível — O ferro de Ovifak.

Nos capítulos anteriores, tratamos dos corpos gigantescos que formam os principais objetos do que conhecemos como sistema solar. Estudamos planetas imensos, com diâmetros de milhares de milhas, e acompanhamos os movimentos de cometas cujas dimensões costumam ser expressas em milhões de milhas. De fato, em um capítulo anterior, descemos até objetos muito menores em termos de magnitude e examinamos aquela numerosa classe de corpos pequenos que chamamos de planetas menores. Agora, porém, é nosso dever dar mais um passo, desta vez um passo muito longo, em direção a valores ainda menores de magnitude. Até mesmo os planetas menores devem ser considerados objetos colossais quando comparados àqueles pequenos corpos cuja presença nos é revelada de maneira interessante e, às vezes, impressionante.

Esses corpos pequenos compensam, até certo ponto, seu tamanho minúsculo pela abundância com que existem. Na verdade, seria impossível determinar numericamente o grande número deles que existe no espaço. Provavelmente, eles têm dimensões muito variadas; alguns deles pesam várias libras ou

Talvez com toneladas de peso, enquanto outros parecem não ser maiores do que seixos, ou até mesmo do que grãos de areia. No entanto, por mais insignificantes que esses corpos possam parecer, o sol não se recusa a controlá-los. Cada partícula, seja tão pequena quanto um grão de luz num raio solar ou tão imensa quanto o planeta Júpiter, deve necessariamente seguir seu caminho ao redor do sol de acordo com as leis de Kepler.

Quem não conhece aquele belo fenômeno que chamamos de estrela cadente, ou que, em suas formas mais esplêndidas, às vezes é chamado de meteoro ou bola de fogo? É a objetos dessa categoria que vamos dirigir agora nossa atenção.

Um pequeno corpo está se movendo ao redor do sol. Assim como um planeta imenso orbita em forma elíptica, também um objeto pequeno será guiado em círculos ao redor do sol, com este último no foco da elipse. No momento atual, existem incontáveis milhares de tais meteoros se movendo dessa maneira. Eles são pequenos demais e distantes demais para nossos telescópios, e nunca os vemos, exceto em circunstâncias extraordinárias.

Quando o meteoro surge à vista, ele se move com uma velocidade tão enorme que frequentemente percorre mais de vinte milhas em um segundo. Tal velocidade é quase impossível perto da superfície terrestre: a resistência do ar a impediria. Lá em cima, no vazio do espaço, não há ar para dificultar seu voo. Ele pode ter estado se movendo ao redor do sol por milhares, talvez por milhões de anos, sem sofrer nenhuma interferência; mas chega o momento decisivo, e o meteoro perece em um raio de esplendor.

Durante sua jornada, o corpo se aproxima da Terra e, a poucas centenas de milhas de sua superfície, começa a encontrar a camada superior da atmosfera que envolve a Terra. Para um corpo que se move com a velocidade assustadora de um meteoro, a entrada na atmosfera costuma ser fatal. Mesmo que as camadas superiores do ar sejam extremamente rarefeitas, elas ainda freiam a velocidade do meteoro quase da mesma forma que uma bala de rifle seria freada ao ser disparada em água. À medida que o meteoro atravessa a atmosfera, a fricção…

O ar aquece sua superfície; gradualmente ela se torna incandescente, depois brilhantemente quente, e finalmente é transformada em vapor com uma luz intensa, enquanto nós, na Terra, a cem ou duzentas milhas abaixo, exclamamos: “Oh, vejam, há uma estrela cadente!”

Temos aqui um experimento que ilustra a teoria mecânica do calor. Pode parecer incrível que o simples atrito seja suficiente para gerar calor suficiente para produzir um espetáculo tão brilhante, mas devemos lembrar de dois fatos: primeiro, que a velocidade do meteoro é, talvez, cem vezes maior que a de uma bala de fuzil; e, segundo, que a eficiência do atrito na geração de calor é proporcional ao quadrado da velocidade. Portanto, ao passar pelo ar, o meteoro pode gerar, por meio do atrito com o ar, cerca de dez mil vezes mais calor do que uma bala de fuzil. Não estamos fazendo uma estimativa exagerada ao supor que esta última seja aquecida em dez graus pelo atrito; ainda assim, se isso for admitido, devemos reconhecer que existe uma geração tão enorme de calor durante o voo do meteoro que até mesmo uma fração dele seria suficiente para transformar o objeto em vapor.

Vamos primeiro considerar as circunstâncias nas quais esses corpos externos se manifestam para nós. Para ilustração, podemos tomar uma notável bola de fogo que ocorreu em 6 de novembro de 1869. Esse corpo foi visto em muitos lugares diferentes na Inglaterra; e, combinando e comparando essas observações, obtemos informações precisas sobre a altura do objeto e a velocidade com que ele se deslocava.

Parece que esse meteoro começou a ser visível a noventa milhas acima de Frome, em Somersetshire, e desapareceu a vinte e sete milhas sobre o mar, perto de St. Ives, em Cornwall. O trajeto do corpo e os principais locais de onde ele foi observado estão indicados no mapa (Fig. 75). O comprimento total de seu percurso visível foi de aproximadamente 170 milhas, o que foi percorrido em um período de cinco segundos, resultando em uma velocidade média de trinta e quatro milhas por segundo. Uma característica notável na aparência dessa bola de fogo era a longa faixa persistente de nuvem luminosa, com cerca de cinquenta milhas de comprimento e quatro milhas de largura, que permaneceu visível por

cinquenta minutos inteiros. Neste exemplo, temos uma ilustração das principais características dos fenômenos de estrela cadente apresentados em uma escala muito grande. No entanto, deve-se observar que a faixa luminosa persistente não é uma característica universal, nem, de fato, muito comum das estrelas cadentes.

Os pequenos objetos que ocasionalmente brilham pelo campo do telescópio mostram-nos que existem inúmeras estrelas cadentes telescópicas, demasiado pequenas e fracas para serem visíveis a olho nu. Todos esses objetos se dissipam da maneira que descrevemos; na verdade, isso acontece apenas no momento e durante o processo

da sua dissolução, é que tomamos consciência da sua existência. Por mais pequenos que sejam provavelmente esses mísseis, a sua velocidade é tão prodigiosa que tornariam a Terra inabitável se lhes fosse permitido cair sem impedimentos sobre a sua superfície. Devemos, portanto, entre as outras boas qualidades da nossa atmosfera, não esquecer que ela constitui uma barreira protetora que nos protege de uma tempestade de mísseis, cuja velocidade nenhuma artilharia conseguiria igualar. É, de facto, a própria fúria desses mísseis que é a causa da sua destruição total. A sua ânsia em nos atingir é tão grande que o atrito os dissolve em vapores inofensivos.

Ao lado de um grande meteoro como o que acabamos de descrever, a manifestação mais impressionante relacionada com estrelas cadentes é o que se conhece por chuva de estrelas. Estes fenómenos têm atraído muita atenção no século passado e recompensado amplamente o trabalho dedicado a eles, proporcionando algumas das descobertas astronómicas mais interessantes dos tempos modernos.

As chuvas de estrelas cadentes não ocorrem com muita frequência. Sem dúvida, a percepção mais aguçada daqueles que prestam especial atenção aos meteoros detetará uma chuva quando outros veem apenas algumas estrelas cadentes isoladas; mas, em geral, podemos dizer que a geração atual dificilmente testemunhou mais do que duas ou três ocorrências desse tipo. Eu próprio vi duas grandes chuvas, uma das quais, em novembro de 1866, ficou gravada na minha memória como um espetáculo glorioso.

Para começar a história das estrelas cadentes de novembro, é necessário recuar quase mil anos. A 12 de outubro do ano 902, ocorreu a morte de um rei mourisco, e em conexão com este acontecimento, um antigo cronista relata como “naquela noite foram vistas, por assim dizer, lanças, um número infinito de estrelas, que se espalharam como chuva para a direita e para a esquerda, e aquele ano foi chamado o Ano das Estrelas”.

Ninguém acredita agora que os céus tencionassem comemorar a morte do rei com aquela manifestação. O registo, no entanto, é de considerável

importância, pois indica o ano de 902 como aquele em que ocorreu uma grande chuva de estrelas cadentes. Foi com grande interesse que os astrônomos perceberam tratar-se do primeiro registro dessa chuva periódica, cujas últimas aparições regulares foram observadas em 1799, 1833 e 1866. Pesquisas literárias mais detalhadas revelaram, aqui e ali, registros de aparições surpreendentes no céu, que se encaixam nas sucessivas retornadas das meteoros de novembro. Desde a primeira ocorrência, em 902, até os dias atuais, houve vinte e nove visitas dessa chuva de meteoros; e não é improvável que todas tenham sido vistas em alguma parte da Terra. Às vezes, podem ter sido testemunhadas por selvagens, que não tinham nem inclinação nem meios para registrar uma aparição que, para eles, era fonte de terror. Outras vezes, no entanto, essas chuvas foram observadas por comunidades civilizadas. Sua natureza não era compreendida, mas os registros eram feitos; e, em alguns casos, pelo menos, esses registros resistiram à corrosão do tempo e agora foram reunidos para ilustrar este assunto curioso. Temos registros históricos de doze dessas chuvas, coletados principalmente graças aos esforços do professor H.A. Newton, cujo trabalho contribuiu muito para o avanço do nosso conhecimento sobre as estrelas cadentes.

Imaginemos um enxame de pequenos objetos percorrendo o espaço. Pensemos num cardume de arenques no oceano, que se estende por muitos quilômetros quadrados e contém inúmeras miríades de indivíduos; ou pensemos naqueles enormes bandos de pombos selvagens nos Estados Unidos, dos quais Audubon nos falou. O cardume de estrelas cadentes é talvez muito mais numeroso do que os arenques ou os pombos. No entanto, as estrelas cadentes não estão muito próximas umas das outras; em média, provavelmente ficam a algumas milhas de distância umas das outras. Portanto, o tamanho real desse cardume é enorme; suas dimensões devem ser medidas em centenas de milhares de milhas.

As meteoros não podem escolher seu próprio caminho, como o cardume de arenques, pois são forçadas a seguir a rota determinada pelo sol. Cada uma delas segue sua própria elipse, de forma completamente independente de suas “vizinhas”, e completa sua jornada, que abrange milhares de milhões de milhas.

comprimento,
a cada
trinta e três
anos. Não podemos observar os meteoros durante a maior parte de seu voo.
Existem inúmeras miríades desses corpos neste exato momento (Fig. 76) — A órbita de um enxame de meteoros.
eles percorrem ao redor de sua trajetória. Nunca os vemos até que a Terra os capture. A cada trinta e três anos, a Terra captura esses meteoros com tanto sucesso quanto o pescador entre os arenques, e da mesma maneira: enquanto o pescador estende sua rede na qual os peixes encontram seu fim, a Terra possui uma atmosfera na qual os meteoros perecem. Dizem-nos que não há risco de os arenques se esgotarem, pois aqueles que os pescadores capturam são insignificantes em comparação com a abundância com que existem no oceano. Podemos dizer o mesmo em relação aos meteoros. Eles existem em tantas miríades que, embora a Terra devore milhões a cada trinta e três anos, ainda restam muitos para futuros chuvões de meteoros. O diagrama (Fig. 76) explicará como a Terra faz suas capturas. Lá vemos a órbita em que nosso planeta se move ao redor do Sol, bem como o caminho elíptico dos meteoros, embora seja preciso ressaltar que não é conveniente...

Desenhe a figura exatamente à escala, de modo que o caminho dos meteoros seja relativamente muito maior do que o aqui representado. Uma vez por ano, a Terra completa sua revolução e, entre os dias 13 e 16 de novembro, atravessa a trajetória pela qual os meteoros se movem. Geralmente, o grande enxame não está nesse ponto quando a Terra passa por ele. No entanto, existem alguns meteoros isolados ao longo da trajetória, e a Terra costuma capturar alguns deles nessa data. Eles entram em nossa atmosfera como estrelas cadentes e formam o que normalmente chamamos de meteoros de novembro.

Ocorre, ocasionalmente, que, quando a Terra está prestes a atravessar essa trajetória, ela encontra a maior parte dos meteoros. Nesse momento, nosso planeta mergulha no meio desse enxame, naturalmente envolto pela camada de ar circundante. Nessa “rede”, os meteoros caem em inúmeras quantidades, sem jamais voltar a aparecer. Em poucas horas, a Terra, movendo-se a uma velocidade de dezoito milhas por segundo, atravessa a trajetória e emerge do outro lado, levando consigo os “despojos” desse encontro. Alguns meteoros, que mal conseguiram escapar, continuarão a seguir órbitas ligeiramente diferentes, como evidência dessa batalha cósmica; mas os demais meteoros do enxame continuam sua jornada sem interrupções. Talvez milhões tenham sido capturados, mas provavelmente centenas de milhões ainda permanecem.

Foi esse o fenômeno que surpreendeu o mundo na noite entre 13 e 14 de novembro de 1866. Nessa noite, mergulhamos no meio do enxame. O céu estava claro; a lua não estava visível. Os meteoros se destacavam não apenas por sua enorme quantidade, mas também por sua beleza impressionante. Nunca esquecerei aquela noite. Naquela noite memorável, eu estava cumprindo meu dever habitual de observar nebulosas com o grande telescópio refletor de Lord Rosse. Claro, eu sabia que uma chuva de meteoros havia sido prevista, mas nada do que ouvira me preparou para o espetáculo magnífico que logo se desdobraria diante dos meus olhos. Eram cerca de dez horas da noite quando um grito de um assistente ao meu lado fez com que eu levantasse o olhar do telescópio, bem a tempo de ver uma bela estrela cadente cruzar o céu. Em seguida, veio outra, e depois mais, em grupos de duas e três, o que indicava que a previsão de uma grande chuva de meteoros provavelmente se concretizaria.

Verificado. Nesse momento, o Conde de Rosse (então Lorde Oxmantown) juntou-se a mim junto ao telescópio, e, após um breve intervalo, decidimos cessar as nossas observações das nebulosas e subir até ao topo da parede do grande telescópio (Fig. 7, p. 18), de onde se podia obter uma visão clara de todo o hemisfério celeste. Lá, durante as duas ou três horas seguintes, testemunhamos um espetáculo que nunca desaparecerá da minha memória. As estrelas cadentes aumentaram gradualmente em número, até que por vezes se viam várias ao mesmo tempo. Às vezes passavam acima das nossas cabeças, às vezes para a direita, às vezes para a esquerda, mas todas se afastavam do leste. À medida que a noite avançava, a constelação de Leão subia acima do horizonte, e então revelava-se a característica notável dessa chuva de meteoros. Todos os rastos dos meteoros irradiavam a partir de Leão. (Ver Fig. 74, p. 368.) Às vezes, um meteoro parecia vir quase diretamente em nossa direção, e então o seu percurso ficava tão encurtado que mal tinha qualquer comprimento apreciável, parecendo uma estrela fixa comum que brilhava intensamente e depois desaparecia rapidamente. Ocasionalmente, trilhas luminosas permaneciam por muitos minutos após o meteoro ter brilhado no céu, mas a grande maioria dessas trilhas era efêmera. Seria impossível dizer quantos milhares de meteoros foram vistos, cada um dos quais era suficientemente brilhante para provocar admiração numa noite normal.

A figura adjacente (Fig. 77) mostra a maneira notável como as estrelas cadentes desta chuva de meteoros se afastavam de um ponto. Não se deve pensar que todos esses objetos estivessem visíveis ao mesmo momento. O observador de uma chuva de meteoros dispõe de um mapa daquela parte do céu onde as estrelas cadentes aparecem. Ele então concentra a sua atenção numa determinada estrela cadente e observa cuidadosamente o seu percurso em relação às estrelas fixas nas suas imediações. Em seguida, desenha uma linha no seu mapa na direção em que a estrela cadente se moveu. Repetindo a mesma observação para vários outros meteoros pertencentes à chuva, o seu mapa dificilmente deixará de mostrar que os seus diferentes percursos tendem quase todos para um ponto ou região da figura. É verdade que existem alguns que seguem um caminho irregular, mas a maioria obedece a esta regra. À primeira vista, parece realmente que todas as estrelas cadentes

Na verdade, eles partem desse ponto; mas uma pequena reflexão mostra que este é um caso em que o movimento real é diferente do aparente. Se realmente houvesse um ponto a partir do qual esses meteoros se dispersavam, então, de diferentes partes da Terra, esse ponto seria visto em posições diferentes em relação às estrelas fixas; mas não é esse o caso. O ponto radiante, como esse ponto é chamado, é visto na mesma parte do céu, independentemente do local de onde a chuva de meteoros é visível.

Fig. 77 — O Ponto Radiante das Estrelas Cadentes.
Portanto, somos levados a aceitar a explicação simples oferecida pela teoria da perspectiva. Aqueles que conhecem os princípios dessa ciência sabem que, quando várias linhas paralelas em um objeto precisam ser representadas em um desenho, todas elas devem passar pelo mesmo ponto.

ponto no plano da imagem. Quando observamos as estrelas cadentes, vemos as projeções dos seus caminhos sobre a superfície do céu. Do fato de esses caminhos passarem pelo mesmo ponto, concluímos que as estrelas cadentes pertencentes à mesma chuva se movem em linhas paralelas.

Agora podemos determinar a direção real em que as estrelas cadentes se movem, pois uma linha traçada do olho do observador até o ponto radiante deve ser paralela a essa direção. Claro, não se pretende transmitir a ideia de que, em todo o espaço, as estrelas cadentes de uma mesma chuva se movam em linhas paralelas; o que queremos dizer é que, durante o curto período em que as vemos, o movimento de cada uma delas é sensivelmente em linha reta, e que todas essas linhas retas são paralelas.

No ano de 1883, a grande nuvem de meteoros das Leônicas (assim é chamada esta chuva) atingiu sua maior distância do Sol e então começou a retornar. A cada ano, a Terra cruzava a órbita dos meteoros; mas a nuvem não era avistada, e nenhuma chuva de estrelas significativa era percebida. A cada ano seguinte, os meteoros se aproximavam do ponto crítico, e em 1899 a nuvem chegou à trajetória da Terra. Naquele ano, esperava-se uma brilhante chuva de meteoros, mas o resultado ficou longe das expectativas. A nuvem de meteoros é tão enorme que leva mais de um ano para toda essa procissão atravessar a parte crítica de sua órbita que se encontra ao longo da trajetória da Terra. Assim, vemos que os meteoros não conseguem escapar da Terra. Pode ser que, quando a nuvem começa a chegar a essa região, a Terra já tenha deixado essa parte de seu caminho, e um ano se passe antes que ela volte a passar por lá. Aquelas estrelas cadentes que tiverem a sorte de estar na frente da nuvem conseguirão escapar, mas algumas das que estão atrás não terão tanta sorte, e a Terra devorará novamente um número incrível delas. Às vezes, registros de meteoros caídos foram feitos em dois anos consecutivos. Se a Terra passar pela parte frontal da nuvem em um ano, como ela é tão longa, a Terra terá dado a volta completa em sua órbita de 600.000.000 de milhas e voltará a passar pelo ponto crítico antes que todos eles…

Já se passaram. A história registra casos em que, em dois novembros consecutivos, foram observadas chuvas brilhantes de Leônidas.

Como a Terra consome tantos Leônidas a cada trinta e três anos, segue-se que o número total deve estar diminuindo. Sem dúvida, o esplendor dessas chuvas nos tempos futuros será afetado por essa circunstância. Elas não poderão ser sempre tão brilhantes quanto foram. Também é interessante notar que a forma do enxame está mudando gradualmente. Cada meteoro do enxame move-se em sua própria elipse ao redor do Sol, sendo completamente independente dos demais corpos. Cada um, portanto, possui um período de rotação específico, que depende do comprimento da elipse em torno da qual orbita. Dois meteoros circularão ao redor do Sol no mesmo tempo se os comprimentos de suas elipses forem exatamente iguais, mas não de outra forma. Os comprimentos dessas elipses são de centenas de milhões de milhas, e é impossível que todos sejam absolutamente iguais. Nisso pode-se detectar a origem de uma mudança gradual no caráter da chuva. Suponhamos que dois meteoros, A e B, tenham A completando uma órbita inteira em trinta e três anos, enquanto B leva trinta e quatro anos. Se os dois partirem juntos, então, quando A terminar a primeira órbita, B estará um ano atrás; da próxima vez, estará dois anos atrás, e assim por diante. O caso é exatamente semelhante ao de vários meninos que começam uma corrida longa, na qual precisam percorrer várias voltas pelo percurso antes de completar a distância. No início, todos partem juntos, e talvez, nas primeiras duas voltas, permaneçam relativamente próximos; gradualmente, porém, os mais rápidos ficam à frente e os mais lentos ficam para trás, fazendo com que o grupo se alongue. À medida que a corrida continua, o grupo se dispersa por todo o percurso, e talvez o primeiro menino até ultrapasse o último. Esse parece ser o destino dos meteoros de novembro nos tempos futuros. Com o tempo, o grupo se espalhará por todo este imenso percurso, e não haverá mais necessidade de registrar uma exibição magnífica a cada trinta e três anos.

Foi em conexão com a chuva de meteoros de novembro de 1866 que o professor Adams fez uma descoberta muito interessante e bela na astronomia matemática. Vimos que os Leônidas devem se mover em uma

trajetória elíptica, e que eles retornam a cada trinta e três anos, mas o telescópio não consegue acompanhá-los durante suas jornadas. Tudo o que sabemos por observação é a data de sua ocorrência, o ponto do céu de onde eles se irradiam e o grande retorno a cada trinta e três anos. Ao combinar esses vários fatos, é possível determinar a elipse em que os meteoros se movem — não exatamente: os fatos não vão tão longe — eles apenas nos dizem que a elipse deve ser uma das cinco órbitas possíveis. Essas cinco órbitas possíveis são: primeiro, a imensa elipse em que agora sabemos que os meteoritos realmente orbitam, e para a qual precisam de todos os trinta e três anos para completar uma revolução; segundo, uma órbita quase circular, um pouco maior que a trajetória da Terra, na qual os meteoros percorreriam o caminho em poucos dias a mais de um ano; outra órbita semelhante, na qual o tempo seria alguns dias menor que um ano; e duas outras pequenas órbitas elípticas localizadas dentro da órbita da Terra. Foi claramente demonstrado pelo professor Newton, de New Haven, EUA, que os fatos observados poderiam ser explicados se os meteoros se movessem por qualquer uma dessas trajetórias, mas que não poderiam ser explicados por nenhuma outra hipótese. Restava descobrir qual dessas órbitas era a verdadeira. O próprio professor Newton sugeriu um possível método para resolver o problema. O teste que ele propôs era bastante difícil, pois envolvia cálculos complexos na teoria das perturbações. Felizmente, no entanto, o professor Adams assumiu a investigação, e graças aos seus esforços bem-sucedidos, a trajetória dos Leônidas foi completamente determinada.

Quando foram examinados os registros antigos sobre o aparecimento das grandes chuvas de Leônidas, constatou-se que a data de sua ocorrência sofre uma mudança gradual e contínua, que o professor Newton fixou em um dia a cada setenta anos. Conclui-se, então, que o ponto onde a trajetória dos meteoros cruza a órbita da Terra não é fixo, mas que, a cada retorno sucessivo, eles cruzam em um ponto aproximadamente meio grau mais adiante na direção em que a Terra se move. Isso significa que a órbita em que os meteoros estão orbitando está em constante mudança; o caminho que eles percorrem em uma revolução varia ligeiramente em relação ao percorrido na próxima. Como, no entanto, essas mudanças ocorrem na mesma direção, elas podem gradualmente alcançar

As dimensões; e a quantidade de mudança que ocorre no percurso dos meteoros ao longo de séculos pode ser estimada pelas duas elipses mostradas na Fig. 78.
A Fig. 78 — A História dos Leônidas.
A linha contínua representa a órbita no ano 126 d.C.; a linha pontilhada representa-a no presente.

Essa mudança inequívoca na órbita é aquela que os astrônomos atribuem àquilo de que já falamos como perturbação. É certo que o movimento elíptico desses corpos se deve ao Sol, e que, se eles fossem afetados apenas pelo Sol, a elipse permaneceria absolutamente inalterada. Vemos, então, nessa mudança gradual da elipse, a influência das atrações dos planetas. Foi demonstrado que, se os meteoros se movessem na órbita maior, essa mudança de percurso deveria ser devida às atrações dos planetas Júpiter, Saturno, Urano e Terra; enquanto, se os meteoros seguissem uma das órbitas menores, os planetas que estivessem suficientemente próximos e massivos o suficiente para…

Os planetas que agiriam de maneira sensata nesse contexto seriam a Terra, Vênus e Júpiter. Aqui, então, vemos como a pergunta pode ser respondida por meio de cálculos. É difícil, mas possível, calcular qual seria a força de atração dos planetas capaz de produzir os efeitos observados para cada uma das cinco hipóteses diferentes quanto à órbita. Foi isso que Adams fez. Ele descobriu que, se os meteoros se movessem em uma órbita grande, a atração de Júpiter explicaria dois terços da mudança observada, enquanto o terço restante se devia à influência de Saturno, complementada por uma pequena contribuição de Urano. Dessa forma, os cálculos mostraram que a órbita grande era uma opção viável. O professor Adams também calculou a quantidade de deslocamento na trajetória que poderia ser produzida caso os meteoros orbitassem em qualquer uma das quatro elipses menores. Essa investigação foi de caráter árduo, mas os resultados compensaram amplamente o esforço. Foi demonstrado que, com as elipses menores, seria impossível obter um deslocamento sequer igual à metade daquele observado. Portanto, essas quatro órbitas devem ser rejeitadas. Assim, ficou comprovado que são na órbita grande que os meteoros orbitam.

Os movimentos em cada revolução são regidos pelas leis de Kepler. Quando estão na parte da sua trajetória mais distante do sol, a velocidade de um meteorito está no seu nível mais baixo, sendo então um pouco superior a uma milha por segundo; à medida que se aproximam, a velocidade aumenta gradualmente, até que, quando o meteorito atravessa a órbita da Terra, sua velocidade é de pelo menos vinte e seis milhas por segundo. A Terra se move quase na direção oposta, a uma velocidade de dezoito milhas por segundo; assim, se o meteorito atingir a atmosfera terrestre, o fará com uma velocidade enorme, de quase quarenta e quatro milhas por segundo. Se conseguir evitar a colisão, o meteorito retoma sua jornada com velocidade que diminui gradualmente, e, quando completar sua órbita, terão se passado trinta e três anos e um quarto.

Os inúmeros meteoritos que formam as Leônidas estão dispostos em um fluxo enorme, cuja largura é muito pequena em comparação com seu comprimento. Se representarmos a órbita por uma elipse cujo comprimento é de sete pés, então o fluxo de meteoritos será representado por um fio de seda de costura extremamente fina.

com cerca de um metro e meio ou dois metros de comprimento, rastejando ao longo da órbita.[34] O tamanho deste fluxo pode ser estimado considerando que até mesmo sua largura não pode ser menor que 100.000 milhas. Seu comprimento pode ser estimado pela circunstância de que, embora sua velocidade seja de cerca de vinte e seis milhas por segundo, o fluxo leva aproximadamente dois anos para atravessar o ponto onde sua órbita cruza a trajetória da Terra. Na noite memorável entre 13 e 14 de novembro de 1866, a Terra mergulhou neste fluxo perto de sua cabeça e só emergiu do outro lado cinco horas depois. Durante esse tempo, o hemisfério da Terra que estava à frente continha os continentes da Europa, Ásia e África; consequentemente, foi no Velho Mundo que a grande chuva de meteoros foi observada. Naquele dia, quando a Terra voltou ao mesmo ponto, o fluxo ainda não havia passado completamente, e a Terra mergulhou novamente. Desta vez, o continente americano estava à frente, e foi lá que a chuva de meteoros de 1867 foi vista. Mesmo no ano seguinte, o grande fluxo ainda não havia passado completamente, e desde então alguns meteoros isolados ao longo da rota foram encontrados em cada trânsito anual da Terra por esta “estrada meteórica”.

O diagrama também tem como objetivo indicar uma especulação notável que foi apresentada com base na alta autoridade de Le Verrier, com o objetivo de explicar como o fluxo de meteoros chegou ao sistema solar. A órbita em que os meteoros giram não intercepta as trajetórias de Júpiter, Saturno ou Marte, mas intercepta a órbita de Urano. Às vezes, acontece de Urano estar passando por este ponto de sua trajetória exatamente quando o fluxo chega lá. Le Verrier demonstrou que tal evento ocorreu no ano de 126 d.C., mas que não aconteceu desde então. Assim, parece termos uma pista para uma história muito interessante, segundo a qual os meteoros teriam chegado ao nosso sistema no ano mencionado. As expectativas de uma repetição da grande chuva de meteoros em 1899, que eram amplamente difundidas e fundamentadas, não se concretizaram. Foram observados apenas alguns meteoros do tipo comum.

Supondo que a órbita dos meteoros de agosto fosse uma parábola, Schiaparelli calculou as dimensões e a posição no espaço dessa órbita.

E quando ele resolveu esse problema, percebeu que a órbita correspondia, em todos os aspectos, à órbita de um cometa que havia aparecido no verão de 1862. Isso não podia ser mera coincidência. O plano no qual o cometa se movia coincidia exatamente com o plano no qual os meteoros se moviam; o mesmo acontecia com as direções dos eixos de suas órbitas. Além disso, a direção do movimento era a mesma, e a menor distância do sol até a órbita também era idêntica nos dois casos. Isso provou, de forma irrefutável, que devia haver alguma conexão física profunda entre cometas e enxames de meteoros. Uma prova adicional disso foi apresentada pouco depois, quando Le Verrier calculou a órbita dos meteoros de novembro; ela era exatamente igual à órbita de um cometa que havia passado pelo seu periélio em janeiro de 1866, e cujo período de revolução era de trinta e três anos e dois meses.

Entre os Leonídeos, vemos ocasionalmente bolas de fogo mais brilhantes que Vênus, e até mesmo com metade do tamanho aparente da lua, que explodem com flashes semelhantes aos de relâmpagos, deixando rastros que duram de um minuto a uma hora ou mais. Mas a grande maioria delas tem apenas a luminosidade de estrelas de segunda, terceira ou quarta magnitude. Como a quantidade de luz emitida por um meteoro depende de sua massa e velocidade, podemos ter uma ideia do peso real de um desses meteoros. Parece que a maioria deles não pesa nem sequer um quarto de onça; na verdade, é provável que muitos não pesem nem um grão sequer. Mas já vimos que um cometa é, com toda a probabilidade, nada mais do que um enxame muito disperso de pequenas partículas cercadas por gás de densidade muito baixa. Também vimos que o material de um cometa deve, gradualmente, se dissipar pelo espaço. Ainda precisamos contar uma história maravilhosa sobre a desintegração de um cometa e sobre o que parece ter acontecido com suas partículas.

Uma intensa chuva de meteoros ocorreu na noite de 27 de novembro de 1872. Nessa ocasião, as estrelas cadentes se originaram de um ponto radiante na constelação de Andrômeda. Como espetáculo, foi indubitavelmente inferior à magnífica exibição de 1866, mas é difícil dizer qual das duas chuvas teve maior importância científica.

É certamente uma coincidência notável que a Terra encontre o chuveiro de meteoros Andromedas (pois é assim que esse chuveiro é chamado) exatamente no momento em que atravessa a órbita do cometa Biela. Observamos a direção de onde vêm os meteoros do chuveiro Andromedas quando eles penetram na atmosfera; também podemos determinar a direção em que o cometa Biela se move ao passar pela órbita da Terra, e constatamos que a direção de movimento do cometa e a direção de movimento dos meteoros são idênticas. Isso, por si só, já é uma presunção forte e quase irrefutável de que o cometa e os meteoros estejam relacionados; mas não é tudo. Temos observações desse chuveiro de meteoros que datam do século XVIII, e constatamos que a data de seu aparecimento mudou de 6 ou 7 de dezembro para o final de novembro, em perfeita correspondência com o movimento retrógrado do ponto de interseção entre a órbita da Terra e a órbita do cometa Biela. Esse cometa foi observado em 1772 e novamente em 1805–6, antes que seu retorno periódico a cada sete anos fosse descoberto. Foi descoberto por Biela em 1826 e foi observado novamente em 1832. Em 1846, o mundo astronômico ficou surpreso ao descobrir que agora havia dois cometas no lugar de um, e os dois fragmentos foram novamente percebidos no retorno em 1852. Em 1859, o cometa Biela não pôde ser visto, devido à sua posição desfavorável em relação à Terra. Nenhum vestígio do cometa Biela foi visto em 1865–66, quando seu retorno também era esperado, e ele nunca mais foi visto desde então. Portanto, parece que, no outono de 1872, chegou a hora do retorno do cometa Biela, e assim o grande chuveiro de meteoros Andromedas ocorreu mais ou menos na época em que o cometa Biela deveria retornar. A conclusão é irrefutável: os meteoros, se não fazem parte do próprio cometa, estão, de qualquer forma, intimamente relacionados a ele. Esse chuveiro de meteoros também é memorável pelo telegrama enviado pelo professor Klinkerfues ao Sr. Pogson em Madras. O telegrama dizia o seguinte: “Biela tocou a Terra no dia 27. Procure perto de Theta Centauri.” Pogson procurou e encontrou um cometa, mas, infelizmente, devido ao mau tempo, conseguiu fazer observações dele apenas em duas noites. Como precisamos de três observações para determinar a órbita de um planeta ou cometa, não é possível calcular a órbita do cometa de Pogson, mas parece quase certo que ela não pode ser idêntica a nenhuma das duas componentes do cometa Biela.

cometa. No entanto, é provável que tenha sido realmente um cometa que se movia pela mesma trajetória que Biela e os meteoros.

Outra manifestação dos meteoros de Biela ocorreu em 1885, dando tempo apenas para duas revoluções completas do enxame desde 1872. A manifestação de 27 de novembro de 1885 foi magnífica; o professor Newton estimou que, no momento de máximo, os meteoros apareciam a uma taxa de 75.000 por hora. Em 1892, o cometa deveria ter retornado ao periélio novamente, mas naquele ano não foram vistos meteoros em 27 de novembro, embora muitos tenham sido vistos em 23 do mesmo radiante. A mudança no ponto de interseção entre a órbita dos meteoros e a órbita da Terra, indicada por essa diferença de quatro dias, foi atribuída por Bredichin à ação perturbadora de Júpiter sobre o movimento do enxame.

É uma circunstância notável o fato de que as grandes chuvas de meteoros parecem nunca ter lançado nenhum projétil que tenha atingido a superfície terrestre. Das miríades de Leônicos, Perseidas ou Andrômedas, nenhuma partícula jamais foi capturada e identificada.[35] Aqueles corpos que caem do céu para a Terra, e que chamamos de meteoritos, parecem não vir das grandes chuvas de meteoros, pelo menos até onde sabemos. Eles podem, de fato, ter uma origem completamente diferente da dos meteoros periódicos.

É um pouco curioso que a crença na origem celestial dos meteoritos seja algo de origem moderna. Nos tempos antigos, sem dúvida, havia rumores sobre pedras maravilhosas que haviam caído dos céus para a Terra, mas esses relatos pareciam ter pouca credibilidade. Há um século eram considerados puramente fabulosos, embora houvesse testemunhos abundantes a respeito. Testemunhas oculares afirmavam ter visto as pedras caírem. Os próprios corpos eram diferentes de outros objetos nas proximidades, e houve casos até mesmo confirmados em que pessoas foram mortas por esses visitantes celestiais.

Sem dúvida, as observações eram geralmente feitas por pessoas ignorantes e analfabetas. As partes verdadeiras dos registros estavam tão misturadas com imaginações...

Além disso, homens cautelosos se recusaram a acreditar nas afirmações de que tais objetos realmente caíram do céu. Mesmo nos dias de hoje, é frequentemente extremamente difícil obter testemunhos precisos sobre tais assuntos. Por exemplo, a queda de um meteorito foi observada por um hindu na selva. A pedra estava lá, seu caráter meteórico era inquestionável, e o testemunho foi devidamente examinado quanto aos detalhes do acontecimento; mas ele ficou tão assustado com o barulho e com o perigo que acreditava ter escapado por pouco, que conseguiu contar pouco ou nada. No entanto, tinha certeza de que o meteorito o perseguiu por duas horas pela selva antes de cair na Terra!

No ano de 1794, Chladni publicou um relato sobre a notável massa de ferro que o viajante Pallas havia descoberto na Sibéria. Foi então, pela primeira vez, reconhecido que esse objeto e outros semelhantes deviam ter origem celeste. Mas mesmo a reputação de Chladni e os argumentos que ele apresentou não conseguiram obter consenso universal. Pouco depois, uma pedra de cinquenta e seis libras foi exibida em Londres, e vários testemunhos afirmaram tê-la visto cair em Wold Cottage, em Yorkshire, em 1795. Esse corpo foi posteriormente depositado em nossa coleção nacional e pode ser visto agora no Museu de História Natural em South Kensington. As evidências começaram então a chegar de outras regiões; partes de pedra da Itália e de Benares foram encontradas com composição idêntica à da pedra de Yorkshire. A incredulidade daqueles que duvidavam da origem celeste desses objetos começou a desaparecer. Um memorando detalhado sobre o meteorito de Benares, escrito por Howard, foi publicado nas “Philosophical Transactions” em 1802, enquanto, como se para completar a demonstração, ocorreu uma grande chuva de pedras no ano seguinte em L’Aigle, na Normandia. A Academia Francesa encarregou o físico Biot de visitar o local e fazer um exame detalhado das circunstâncias envolvendo essa memorável chuva de pedras. Sua investigação eliminou todo vestígio de dúvida, e as pedras meteóricas foram, assim, transferidas dos domínios da geologia para os da astronomia. Vale ressaltar que o reconhecimento da origem celeste dos meteoritos coincidiu com a descoberta do primeiro dos planetas menores. Em ambos os casos, nosso conhecimento do sistema solar foi ampliado com a adição

de inúmeros corpos minúsculos, que, apesar de suas dimensões insignificantes, estão repletos de informações.

Quando se admite a possibilidade de quedas de pedras, podemos recorrer aos registros antigos e atribuir-lhes o crédito que merecem, crédito que foi negado por tantos séculos. Talvez o mais antigo de todos esses casos de quedas de pedras, que pode ser considerado com grande precisão histórica, seja o descrito por Tito Lívio como tendo ocorrido por volta do ano 654 a.C., no Monte Alban, perto de Roma. Entre os casos mais recentes, podemos mencionar um que foi confirmado de maneira muito clara. Ele ocorreu no ano de 1492 em Ensisheim, na Alsácia. O imperador Maximiliano ordenou que se fizesse um relato detalhado das circunstâncias e que esse relato fosse guardado junto com a pedra na igreja. A pedra ficou pendurada na igreja por três séculos, até que, durante a Revolução Francesa, foi levada para Colmar, e pedaços dela foram quebrados; um desses pedaços encontra-se hoje em nossa coleção nacional. Felizmente, este objeto interessante foi restaurado à sua posição original na igreja de Ensisheim, onde continua sendo uma atração para os turistas até hoje. O relato é o seguinte: “No ano de 1492, na quarta-feira antes do Dia de São Martinho, 7 de novembro, ocorreu um milagre singular: entre as onze horas e o meio-dia houve um estrondo forte de trovão e um barulho confuso que podia ser ouvido a grande distância. Uma pedra caiu do céu na região de Ensisheim; pesava 260 libras. O barulho era ainda mais intenso em outros lugares do que aqui. Então, um menino viu a pedra atingir um campo arado, perto dos rios Reno e Ill, nas proximidades da região de Gisgang, onde havia trigo plantado. A pedra não causou danos, exceto por fazer um buraco no solo. Em seguida, a pedra foi removida dali, e muitos pedaços dela foram quebrados; o governador local proibiu isso. Por isso, decidiram colocá-la na igreja, com a intenção de mantê-la como um milagre. Muitas pessoas vieram ver essa pedra, e houve muitas conversas sobre ela. Os eruditos disseram que não sabiam o que era aquilo, pois era contra as leis da natureza que uma pedra tão grande caísse do céu; mas que, na verdade, era realmente um…”

milagre de Deus, pois antes daquele tempo nunca se ouvira, vira ou escrevera algo semelhante. Quando encontraram aquela pedra, ela havia penetrado na terra até metade da altura de um homem, o que todos interpretaram como vontade de Deus que ela fosse encontrada. O barulho que ela fazia era ouvido em Lucerna, em Villingen e em muitos outros lugares, tão alto que as pessoas pensaram que as casas haviam sido derrubadas. Como o Rei Maximiliano estava ali, na segunda-feira seguinte ao Dia de Santa Catarina do mesmo ano, Sua Excelência Real ordenou que a pedra que havia caído fosse levada ao castelo. Depois de conversar por muito tempo sobre ela com os nobres, ele disse que o povo de Ensisheim deveria pegá-la e mandar que fosse pendurada na igreja, sem permitir que ninguém tirasse nada dela. No entanto, Sua Excelência ficou com dois pedaços dela, guardando um e enviando o outro ao Duque Sigismundo da Áustria. Houve muita discussão sobre a pedra, que ficou suspensa no coro, onde ainda está, e muitas pessoas vieram vê-la.

Ao admitirmos a origem celestial dos meteoritos, eles certamente merecem nossa maior atenção. Eles oferecem o único método direto que possuímos para obter conhecimento sobre os materiais dos corpos externos ao nosso planeta. Podemos pegar um meteorito em nossas mãos, analisá-lo e descobrir os elementos dos quais é composto. Não tentaremos dar uma descrição muito detalhada da estrutura dos meteoritos; isso é mais assunto para químicos e mineralogistas do que para astrônomos. Algumas das características mais óbvias serão suficientes. Elas servirão como introdução à discussão sobre a provável origem desses corpos.

No Museu de História Natural em South Kensington, podemos examinar uma excelente coleção de meteoritos. Eles foram reunidos de todas as partes do mundo, variando em tamanho, desde corpos não muito maiores que a cabeça de um alfinete até massas enormes que pesam várias centenas de quilos. Há também modelos de meteoritos famosos, cujos originais estão dispersos em vários outros museus.

Muitos meteoritos não têm nada de muito notável em sua aparência externa. Se fossem encontrados na praia, seriam ignorados, sem que se desse mais atenção a eles do que a qualquer outra pedra. No entanto, que história um meteorito poderia nos contar se conseguíssemos obtê-lo! Ele caiu; foi visto caindo do céu; mas qual era o seu percurso antes desse movimento? Onde estava há 100 anos, há 1.000 anos? Por quais regiões do espaço ele vagou? Por que nunca caiu antes? Por que caiu agora? Essas são algumas das perguntas que surgem à medida que refletimos sobre esses corpos tão interessantes. Alguns desses objetos são compostos de materiais muito característicos; tomemos, por exemplo, um dos meteoritos mais recentes, conhecido como siderita de Rowton. Este corpo difere muito dos meteoritos rochosos mais comuns. É um objeto que até mesmo um transeunte casual dificilmente deixaria passar sem notá-lo. Seu grande peso também chamaria a atenção, e se for arranhado ou esfregado com uma lixa, parecerá uma massa de ferro quase puro. Conhecemos as circunstâncias em que esse pedaço de ferro caiu na Terra. Foi no dia 20 de abril de 1876, por volta das 15h40, que um estranho barulho, seguido de uma explosão assustadora, foi ouvido em uma área de vários quilômetros entre as aldeias de Shropshire, a oito ou dez milhas ao norte de Wrekin. Cerca de uma hora após esse acontecimento, um agricultor percebeu que o solo em um de seus campos havia sido perturbado; ele explorou o buraco feito pelo meteorito e o encontrou, ainda quente, a cerca de dezoito polegadas abaixo da superfície. Alguns homens que trabalhavam a pouca distância ouviram o barulho durante sua queda. Esse objeto notável pesa 7-3⁄4 libras. É uma massa irregular e angular de ferro, embora todas as suas bordas pareçam ter sido arredondadas pela fusão durante sua passagem pelo ar. Está coberto por uma espessa camada preta de óxido magnético de ferro, exceto no ponto onde atingiu o solo pela primeira vez. O Duque de Cleveland, cuja propriedade ele caiu, posteriormente o doou à nossa instituição nacional já mencionada, onde, como siderita de Rowton, chama a atenção de todos os interessados nesses corpos maravilhosos.

Esta siderita é especialmente interessante devido ao seu caráter claramente metálico. Quedas de objetos desse tipo específico não são tão frequentes quanto as dos meteoritos rochosos; na verdade, existem apenas alguns casos conhecidos de ferros meteoríticos que foram efetivamente vistos caindo, enquanto as quedas observadas de meteoritos rochosos podem ser contadas em dezenas ou centenas. A conclusão é que os meteoritos de ferro são muito menos frequentes do que os rochosos. No entanto, essa não é a impressão que um visitante do museu provavelmente teria. Nessa extensa coleção, os ferros meteoríticos são, de longe, os objetos mais impressionantes. A explicação não é difícil. Essas massas gigantescas de ferro são, sem dúvida, meteoríticas: ninguém duvida disso. Contudo, a grande maioria delas nunca foi vista caindo; elas simplesmente foram encontradas em circunstâncias que indicam inequivocamente sua origem meteorítica. Suponhamos, por exemplo, que um viajante em uma das planícies da Sibéria ou da América Central encontre uma massa de ferro metálico no solo — que explicação se pode dar para tal ocorrência? Ninguém levou esse ferro até lá, e não há ferro nas centenas de quilômetros ao redor. O homem nunca fabricou esse objeto, e o ferro é encontrado ligado ao níquel da maneira que sempre se observa nos meteoritos conhecidos, sendo geralmente considerada uma indicação segura de origem meteorítica. Note também que, como o ferro se degrada por corrosão em nossa atmosfera, essa grande massa de ferro não pode ter ficado ali por eras indefinidas; ela deve ter sido colocada lá em algum momento específico. Só se pode conceber uma fonte para tal objeto: ele deve ter caído do céu. Nas mesmas planícies, meteoritos rochosos também caíram em centenas e milhares, mas eles se desintegram com o tempo e, de qualquer forma, não chamariam a atenção do viajante da mesma forma que os ferros. Portanto, embora os meteoritos rochosos pareçam cair com muito mais frequência, a menos que sejam realmente observados no momento da queda, eles são muito mais propensos a serem negligenciados do que os ferros meteoríticos. É por isso que os objetos mais proeminentes da coleção britânica são os ferros meteoríticos.

Dissemos que um barulho acompanhou a descida do siderito de Rowton, e está registrado que ocorreu uma forte explosão quando o meteorito caiu em Ensisheim. Nisso temos uma característica marcante do fenômeno. Quase todas as descidas de meteoritos que foram observadas parecem ter sido precedidas por uma detonação. No entanto, não afirmamos que isso seja uma característica totalmente invariável; também acontece que os meteoros frequentemente explodem sem deixar fragmentos sólidos que possam ser coletados. A violência associada ao fenômeno é ilustrada de forma contundente pelo meteorito Butsura. Este objeto caiu na Índia em 1861. Ouviu-se uma forte explosão, vários fragmentos de pedra foram coletados a distâncias de três ou quatro milhas um do outro; e, quando reunidos, verificou-se que se encaixavam, o que permitiu reconstituir a forma primitiva do meteorito. Faltam alguns pedaços (sem dúvida, perderam-se ao cairsem sem serem vistos em locais dos quais não puderam ser recuperados), mas obtivemos pedaços suficientes para termos uma boa ideia da forma irregular do objeto antes da explosão que o despedaçou em fragmentos. Este é um dos meteoritos rochosos comuns, e assim contrasta com o siderito de Rowton que acabamos de considerar. Existem também outros tipos de meteoritos. O ferro de Breitenbach, como é chamado, é um bom representante de uma classe desses corpos que ficam entre os ferros meteoríticos e as rochas. Consiste em uma massa celular grossa de ferro, cujas cavidades são preenchidas com substâncias minerais. No Museu, são exibidas secções de formas intermediárias nas quais essa estrutura é demonstrada.

Observe primeiro a característica mais óbvia desses meteoritos. Não nos referimos agora à sua composição química, mas à sua aparência externa. Qual é a característica mais notável na forma desses objetos? — certamente é o fato de serem fragmentos. Eles são evidentemente pedaços que se partiram de algum objeto maior. Isso fica evidente apenas ao observar sua forma; torna-se ainda mais claro quando examinamos sua estrutura mecânica. Frequentemente constata-se que os meteoritos são eles mesmos compostos de

fragmentos menores. Tal estrutura pode ser ilustrada por uma seção de um aerólito encontrado na Serra de Chaco, que pesa cerca de 30 libras (Fig. 79).

A seção aqui representada mostra a estrutura composta deste objeto, que pertence à classe dos meteoritos rochosos. Sua forma indica que era realmente um fragmento com bordas e cantos angulosos. Sem dúvida, ele pode ter sido muito maior quando entrou pela primeira vez na atmosfera. As bordas angulosas visíveis atualmente na superfície podem ser resultado de uma explosão que ocorreu então; mas isso não explica a estrutura do interior. Lá vemos pedaços irregulares de formas e materiais variados, aglomerados em uma única massa. Se quisermos encontrar objetos análogos na Terra, devemos olhar para algumas das rochas vulcânicas, onde existem inúmeros fragmentos angulosos irregulares, cimentados juntos por uma matriz na qual estão incrustados. As evidências apresentadas por este meteorito são conclusivas quanto a um aspecto relativo à origem desses objetos: eles devem ter vindo como fragmentos, de algum corpo de dimensões consideráveis, se não enormes. Neste meteorito há numerosos grãos pequenos de ferro misturados com substâncias minerais. De fato, o ferro em muitos meteoritos possui características semelhantes às produzidas pela detonação real de ferro com dinamite. Assim, foi descoberto que um grande pedaço de ferro meteórico do Brasil foi efetivamente despedaçado em fragmentos em algum momento anterior à sua queda na Terra. Esses fragmentos foram novamente cimentados juntos por veios irregulares de substâncias minerais.

Para um aerólito de tipo muito diferente, podemos nos referir ao meteorito carbonáceo de Orgueil, que caiu na França em 14 de maio de 1864. Por ocasião de sua queda, foi visto um esplêndido meteoro, cujo tamanho rivalizava com o da lua cheia. O diâmetro real dessa esfera de fogo deve ter sido de algumas centenas de jardas. Quase cem fragmentos desse corpo foram encontrados espalhados por uma área de quinze milhas de comprimento. Este objeto é de interesse especial, pois pertence a um grupo raro de aerólitos, nos quais o ferro metálico está ausente. Ele contém muitos dos mesmos minerais encontrados em outros meteoritos, mas nesses fragmentos eles estão associados ao carbono e a substâncias brancas ou amareladas cristalizáveis.

material, solúvel em éter, e semelhante a alguns dos hidrocarbonetos. Tal substância, se não tivesse sido vista caindo para a Terra, provavelmente seria considerada um produto resultante da vida animal ou vegetal!

Apontamos como um corpo que se move com grande velocidade e colide com o ar pode ficar incandescente ou até mesmo ser transformado em vapor. Como, então, acontece que os meteoritos escapam a esse teste ardente e caem na Terra, com grande velocidade, sem dúvida, mas ainda assim com muito menos velocidade do que seria necessária para transformá-los em vapor? Se o siderito de Rowton, por exemplo, tivesse atingido nossa atmosfera com uma velocidade de vinte milhas por segundo, parece inquestionável que teria sido dissipado pelo calor, embora, sem dúvida, as partículas acabassem se aglomerando para descer lentamente à Terra em grânulos microscópicos de ferro. Como o meteorito escapou desse destino? Deve-se lembrar que nossa Terra também se move com uma velocidade de cerca de dezoito milhas por segundo, e que a velocidade relativa com que o meteorito mergulha no ar é a que determinará o grau de atrito que ocorre. Se o meteorito entrar em colisão direta com a Terra, a velocidade da colisão será extremamente alta; mas pode acontecer que, embora as velocidades reais dos dois corpos sejam enormes, a velocidade relativa seja comparativamente pequena. Esta é, de qualquer forma, uma explicação plausível para a chegada de um meteorito à superfície da Terra.

Já mostramos nas partes anteriores do capítulo que as conhecidas chuvas de estrelas estão intimamente relacionadas com cometas. De fato, cada chuva de estrelas segue o mesmo caminho percorrido por um cometa, e as partículas das estrelas cadentes provavelmente derivam do próprio cometa. Portanto, as chuvas de estrelas cadentes têm uma conexão íntima com os cometas, mas é duvidoso que os meteoritos tenham alguma relação com eles. Já foi observado que nunca se soube de meteoritos caindo durante as grandes chuvas de estrelas. Não se conhece nenhuma partícula de meteorito que tenha caído da imensa quantidade de meteoros das chuvas de Leôncidas ou Perseidas; até onde sabemos, as chuvas de Líridas também nunca produziram meteoritos, assim como as Quadrântidas, Gêmeidas ou as muitas outras chuvas de estrelas conhecidas por todos os astrônomos. Não há motivo para associar meteoritos a essas chuvas, e, portanto, é duvidoso se devemos relacioná-los com cometas.

Quanto à origem dos meteoritos, é difícil falar com grande certeza. Cada teoria sobre eles apresenta dificuldades, então parece que a única opção que nos resta é escolher aquela visão sobre sua origem que pareça menos improvável. A meu ver, essa condição é atendida pela teoria defendida pelo mineralogista austríaco Tschermak. Ele estudou os meteoritos da rica coleção em Viena e chegou à conclusão de que “os meteoritos têm origem vulcânica em algum corpo celeste”. Vamos tentar seguir esse raciocínio e discutir o problema, que pode ser formulado da seguinte maneira: supondo que pelo menos alguns meteoritos tenham sido ejetados de vulcões, em qual corpo ou corpos do universo esses vulcões devem estar localizados? Isso é realmente uma questão para astrônomos e matemáticos. Uma vez que os mineralogistas nos asseguram que esses corpos são vulcânicos, a questão passa a ser de cálculo e de equilíbrio de probabilidades.

O primeiro passo na investigação é compreender claramente as condições dinâmicas do problema. Imagine um vulcão localizado em um planeta. Supõe-se que o vulcão esteja em estado de erupção, e, em um de seus violentos surtos, projeta um projétil para o alto: esse projétil ascenderá, parará e cairá novamente. É assim que acontecem atualmente as erupções nos planetas terrestres.

vulcões. Sabe-se que o Cotopaxi é capaz de lançar pedras enormes a uma altura imensa, mas essas pedras certamente retornam à Terra. A gravidade terrestre superou gradualmente a velocidade gerada pela explosão, fazendo com que o objeto caísse. Mas suponhamos que a erupção seja ainda mais violenta, e que as pedras sejam projetadas para uma altura ainda maior acima da superfície do planeta. Suponhamos, por exemplo, que a pedra seja lançada a uma altura igual ao raio do planeta: nesse caso, a força da gravidade ficaria reduzida a um quarto do que era na superfície, e, portanto, o planeta teria maior dificuldade em trazer a pedra de volta. Não só a distância que a pedra precisa percorrer para voltar aumenta à medida que a altura cresce, como também a eficácia da gravidade diminui, aumentando assim, de duas maneiras, a dificuldade de recuperar a pedra. Já nos referimos mais de uma vez a este assunto e mostramos que existe uma certa velocidade crítica adequada a cada planeta, dependente de sua massa e seu raio. Se o projétil for lançado para cima com uma velocidade igual ou maior a essa, então ele ascenderá sem jamais retornar. Todos nos lembramos da viagem de Júlio Verne à Lua, na qual ele descreveu a Columbiad, um canhão imaginário capaz de disparar um projétil a uma velocidade de seis ou sete milhas por segundo. Essa é a velocidade crítica para a Terra. Se pudéssemos imaginar que o ar fosse removido, então um canhão com tal potência lançaria um corpo para cima que nunca cairia.

A grande dificuldade com a visão de Tschermak sobre a origem vulcânica dos meteoritos reside na enorme velocidade inicial necessária. A Columbiad é um mito, e não conhecemos nenhum agente, natural ou artificial, na Terra atualmente, capaz de gerar uma velocidade tão impressionante. Os estrondos do Krakatoa foram ouvidos a milhares de quilômetros de distância, mas, em seus momentos mais intensos, ele não disparou projéteis a uma velocidade de seis milhas por segundo. Portanto, somos levados a questionar se algum outro corpo celeste poderia ser considerado o responsável pela formação dos meteoritos. Não conseguimos ver vulcões em nenhum outro corpo celeste, exceto na Lua; todos os outros corpos estão muito distantes para uma inspeção tão detalhada. Parece provável que vulcões na Lua possam algum dia lançar projéteis que caiam na Terra?

Essa crença já foi sustentada por autoridades eminentes. A massa da lua é de aproximadamente um oitagésimo da massa da terra. Não seria correto afirmar que a velocidade crítica de projecção varia diretamente com a massa do planeta. A lei correta é que ela varia diretamente com a raiz quadrada da massa e inversamente com a raiz quadrada do raio. Assim, fica demonstrado que a velocidade necessária para projetar um míssil para longe da lua é apenas cerca de um sexto daquela necessária para projetá-lo para longe da terra. Se a lua tivesse em sua superfície vulcões com poder equivalente a um quilômetro, é perfeitamente concebível que eles pudessem ser a fonte dos meteoritos. Vimos como toda a superfície da lua apresenta vestígios de intensa atividade vulcânica. Um míssil assim projetado da lua poderia, sem dúvida, cair na terra, e não é impossível que alguns dos meteoritos realmente tenham vindo dessa fonte. No entanto, há uma grande dificuldade em relação aos vulcões da lua. Suponha que um objeto seja projetado dessa maneira; sob a atração da terra, de acordo com as leis de Kepler, ele se moveria ao redor da terra como foco. Se deixarmos de lado as perturbações causadas por todos os outros corpos, bem como as perturbações causadas pela própria lua, veremos que o meteorito, se alguma vez errar o alvo da terra, nunca conseguirá cair nela. Seria necessário que a distância mais curta entre o centro da terra e a órbita do projétil fosse menor que o raio da terra, de modo que, para que um meteorito lunar caísse na terra, isso deveria acontecer na primeira vez que ele completasse uma órbita. A viagem de um meteorito da lua até a terra leva apenas alguns dias; portanto, como os meteoritos ainda estão caindo, segue-se que eles devem estar sendo constantemente ejetados da lua. No entanto, os vulcões da lua não estão ativos atualmente; observadores estudaram sua superfície por muito tempo e não encontraram vestígios confiáveis de atividade vulcânica nos dias de hoje. É completamente inviável, independentemente do que a lua possa ter sido capaz de fazer no passado, que ela continue a lançar meteoritos atualmente. É possível que um meteorito expelido da lua em tempos remotos, quando seus vulcões estavam ativos, possa, sob a influência das perturbações dos outros corpos do sistema, ter sua órbita alterada de tal forma que, eventualmente, chegue à atmosfera e caia na terra. Mas, em nenhuma circunstância, a lua poderia nos enviar um meteorito.

presente. Portanto, é razoável procurar em outro lugar, na nossa busca por vulcões que atendam às condições do problema.

Vamos agora direcionar nossa atenção aos planetas e examinar as circunstâncias nas quais vulcões localizados neles poderiam ejetar um meteorito que acabaria caindo na Terra. Não conseguimos ver os planetas com suficiente clareza para saber se eles têm ou já tiveram vulcões; mas a presença quase universal de calor nas grandes massas celestes parece nos deixar sem muitas dúvidas de que alguma forma de atividade vulcânica pode existir nos planetas. Podemos descartar imediatamente os planetas gigantes, como Júpiter ou Saturno: sua aparência é muito diferente de uma superfície vulcânica; além disso, sua grande massa tornaria necessário supor que os meteoritos seriam expelidos com velocidade enorme caso conseguissem escapar da gravidade do planeta. Aplicando a regra já estabelecida, um vulcão em Júpiter teria que ser cinco ou seis vezes mais poderoso que o vulcão na Terra. Para evitar essa dificuldade, naturalmente nos voltamos para os planetas menores do sistema; tomemos, por exemplo, um daqueles inúmeros planetas menores, e vamos investigar até que ponto esse corpo é capaz de ejetar um projétil que caia na Terra. Alguns desses corpos têm diâmetro de apenas alguns quilômetros. Existem corpos no sistema solar tão pequenos que uma velocidade moderada seria suficiente para lançar um projétil para longe deles. De fato, já ilustramos esse ponto ao discutir os planetas menores. Foi sugerido que um vulcão localizado em um dos planetas menores poderia ser bastante poderoso a ponto de fazer com que os meteoritos viajassem por muito tempo pelo espaço, até que um acidente os fizesse colidir com a Terra. Não há muita dificuldade em admitir que tais vulcões possam existir e que sejam suficientemente poderosos para expelir corpos da superfície do planeta; mas devemos lembrar que os projéteis precisam cair na Terra, e há considerações dinâmicas envolvidas que merecem nossa atenção cuidadosa. Para concentrar nossas ideias, vamos considerar um dos planetas menores; para isso, tomemos Ceres. Se um meteorito for cair na Terra, ele precisa passar pelo estreito anel, com cerca de 8.000 milhas de largura, que marca o caminho da Terra; não será suficiente que o projétil simplesmente passe por ali.

Através da eclíptica, tanto por dentro quanto por fora do anel, é preciso que o meteoroite passe efetivamente por essa faixa estreita; e então, se a Terra estiver ali no mesmo momento em que o meteoroite cair, isso será possível. A primeira condição a ser cumprida, portanto, é que o caminho do meteoroite atravesse esse anel estreito. Isso pode ser feito por meio de projeções a partir de algum ponto na órbita de Ceres. Mas pode-se demonstrar, com base puramente dinâmica, que, embora a energia vulcânica suficiente para expelir o projétil de Ceres possa não ser muito significativa, ainda assim, para que esse projétil cruze a trajetória da Terra, as exigências dinâmicas exigem que haja um vulcão em Ceres com poder mínimo de três milhas. Assim, ganhamos pouco com a ideia de um planeta menor, pois constatamos que uma força vulcânica moderada não seria suficiente. Há ainda outra dificuldade no caso de Ceres: o anel na eclíptica é muito estreito em comparação com as outras dimensões do problema. Ceres está muito distante, e seria necessária uma precisão extremamente alta nas atividades vulcânicas em Ceres para projetar um míssil de modo que ele atravessasse exatamente esse anel, sem cair nem por dentro nem por fora, nem acima nem abaixo. Seriam necessários muitos fracassos para cada sucesso. Tentamos fazer os cálculos com a ajuda da teoria das probabilidades, e descobrimos que as chances contra esse acontecimento são de cerca de 50.000 para 1; ou seja, de cada 50.000 projéteis lançados a partir de um ponto na órbita de Ceres, apenas um pode satisfazer sequer a primeira das condições necessárias para cair em nosso planeta. É evidente, portanto, que existem duas objeções a Ceres (e o mesmo pode ser dito dos outros planetas menores) como possível fonte de meteoritos. Primeiro, apesar da pequena massa do planeta, ainda seria necessário um vulcão muito poderoso; segundo, somos forçados a supor que, para cada meteorito que chegou à Terra, pelo menos 50.000 outros devem ter sido ejetados. Portanto, fica claro que, se os meteoritos realmente foram expelidos de algum planeta do sistema solar, grande ou pequeno, o vulcão deve ter sido, por alguma razão, muito poderoso. Isso nos leva a questionar qual planeta possui, por outros motivos, a maior probabilidade a seu favor.

Admitimos, é claro, que no momento atual os vulcões da Terra estão completamente desprovidos da energia necessária; mas será que os vulcões terrestres sempre foram tão fracos como são nestes tempos modernos? Não faltam motivos para acreditar que, nos primeiros dias do tempo geológico, a energia vulcânica na Terra era muito maior do que atualmente. Reconhecemos plenamente as dificuldades da ideia de que os meteoritos vieram realmente da Terra; mas eles devem ter alguma origem, e é razoável indicar a fonte que parece ter maior probabilidade em seu favor. Suponhamos, por um momento, que nos dias primitivos da atividade vulcânica houvesse algumas convulsões poderosas que lançassem projéteis com velocidade adequada: esses projéteis ascenderiam, sairiam da gravidade da Terra, seriam atraídos pela gravidade do Sol e seriam forçados a orbitar o Sol para sempre. Sem dúvida, a resistência do ar seria uma grande dificuldade, mas essa resistência seria consideravelmente reduzida se o cratera estivesse em uma altitude muito elevada acima do nível do mar; enquanto, se um grande volume de gases ou vapores ejetados acompanhasse o material mais sólido, o efeito da resistência do ar seria ainda mais reduzido. Alguns desses objetos talvez orbitassem em órbitas hiperbólicas, afastando-se para nunca mais retornar; enquanto outros seriam levados a trajetórias elípticas. Ao redor do Sol, esses objetos orbitariam por eras, mas a cada revolução — e aqui está o ponto importante — eles atravessariam o ponto de onde foram originalmente lançados. Em outras palavras, todo objeto assim projetado da Terra cruzaria a trajetória da Terra a cada revolução. Neste fato, temos uma enorme probabilidade a favor da Terra, em comparação com Ceres. Provavelmente, apenas um meteorito ejetado de Ceres em cada 50.000 cruzaria a trajetória da Terra, enquanto todo meteorito projetado da Terra necessariamente o faria.

Se esta visão for verdadeira, então deve haver inúmeros meteoritos viajando pelo espaço em órbitas elípticas ao redor do Sol. Essas órbitas têm uma característica em comum: todas elas cruzam a trajetória da Terra. Às vezes, acontece de a Terra estar nesse ponto exatamente no momento em que o meteorito está cruzando.

Quando isso acontece, as longas viagens desse pequeno corpo chegam ao fim, e ele cai de volta à Terra, da qual se afastou há tantos séculos.

É importante ressaltar o contraste entre a teoria lunar dos meteoritos (que consideramos improvável) e a teoria terrestre (que parece ser provável). De acordo com a teoria lunar, seria necessário que alguns dos vulcões lunares ainda estivessem ativos. Na teoria terrestre, basta supor que os vulcões da Terra já possuíram poder explosivo suficiente em algum momento. Ninguém acha que os vulcões atuais na Terra estejam agora expelindo os fragmentos que formarão futuros meteoritos; mas parece possível que a Terra esteja, nestes tempos de calma, recolhendo lentamente os fragmentos que expeliu em uma fase inicial de sua história. Portanto, assumindo, com Tschermak, que muitos meteoritos tenham origem vulcânica em algum corpo celeste significativo, somos levados a concordar com aqueles que acham que esse corpo é, muito provavelmente, a Terra.

É interessante notar algumas circunstâncias que parecem corroborar a ideia de que muitos meteoritos têm origem terrestre antiga. O componente mais característico desses corpos é a liga de ferro e níquel, presente quase universalmente. Às vezes, como no siderito de Rowton, todo o objeto consiste basicamente nessa liga; outras vezes, ela está presente em grãos distribuídos pela massa. Quando Nordenskjöld descobriu na Groenlândia uma massa de ferro puro contendo níquel, isso foi imediatamente considerado um visitante celestial. Foi chamado de meteorito Ovifak, e grandes pedaços desse ferro foram levados para nossos museus. Por exemplo, na coleção nacional existe uma exposição muito interessante dessa substância do Ovifak. Exames detalhados mostram que esse chamado meteorito se encontra em um leito de basalto que foi expelido do interior da Terra. Aqueles que acreditam na origem meteórica do ferro do Ovifak são forçados a admitir que, pouco após a erupção do basalto, enquanto ainda estava macio, esse impressionante meteorito de enorme massa caiu por acaso nesse leito macio. No entanto, ganha cada vez mais força a ideia de que essa grande massa de ferro não era, de fato, um visitante celestial, mas sim algo que surgiu do interior da Terra.

da Terra, juntamente com o próprio basalto. Os belos espécimes no Museu Britânico mostram como o ferro se integra ao basalto de tal maneira que é muito provável que a fonte do ferro esteja realmente na Terra e não em algo externo a ela. Se pesquisas futuras confirmarem isso, como agora parece provável, terá sido dado um passo extremamente importante para provar a origem terrestre dos meteoritos. Se o ferro de Ovifak estiver realmente associado ao basalto, teremos uma prova de que a liga de ferro-níquel é de fato uma substância terrestre, encontrada nas profundezas do interior da Terra e associada a fenômenos vulcânicos. Sendo assim, não será mais difícil explicar a presença de ferro em meteoritos indubitáveis. Quando os enormes vulcões estavam ativos, eles ejetavam massas dessa liga de ferro, que, após circular ao redor do Sol por eras, finalmente voltaram. Como se para confirmar essa visão, o professor Andrews descobriu partículas de ferro puro no basalto da Giant’s Causeway, enquanto a probabilidade de haver grandes massas de ferro associadas às formações basálticas foi comprovada pelas pesquisas sobre magnetismo realizadas pelo falecido reitor Lloyd.

Além dos meteoritos mais sólidos, não há dúvida de que os destroços das estrelas cadentes comuns devem cair sobre a Terra em suaves chuvas de poeira celestial. A neve nas regiões árticas costuma ser encontrada manchada com traços de poeira que contêm partículas de ferro. Partículas semelhantes foram encontradas nas torres das catedrais e em muitos outros locais onde só poderiam ter sido depositadas vindo do ar. Quase não há dúvidas de que algumas das partículas nos feixes de luz solar, e muitas das partículas que as donas de casa consideram poeira, têm de fato origem cósmica. Na famosa expedição do Challenger, as dragas retiradas das profundezas do Atlântico não trouxeram “cunhas de ouro, grandes âncoras, montes de pérolas”, mas entre o lodo que foram coletados encontram-se numerosas partículas magnéticas que, por todos os motivos, parecem ter caído do céu e, em seguida, afundado nas profundezas do oceano. A areia dos desertos da África, quando examinada sob o microscópio, revela traços de minúsculas partículas de ferro que apresentam sinais de terem sido submetidas a altas temperaturas.

A Terra absorve continuamente essa poeira cósmica, mas agora ela nunca perde nenhuma partícula de sua massa. A consequência é inevitável: a massa da Terra deve estar aumentando. E, embora a mudança possa ser pequena, para aqueles que estudaram o tratado de Darwin sobre “minhocas terrestres” ou para aqueles que conhecem a teoria moderna da evolução, ficará evidente que resultados extraordinários podem ser alcançados por causas modestas que agem em uma mesma direção. É bem provável que uma parte considerável da substância sólida do nosso planeta tenha se originado de matéria meteórica que cai continuamente sobre sua superfície.

CAPÍTULO XVIII.
OS CÉUS ESTRELADOS.

As constelações – A Ursa Maior e as Ursa Menores – A Estrela Polar – Cassiopeia – Andrômeda, Pégaso e Perseu – As Plêiades: Auriga, Capela, Aldebaran – Touro, Órion, Sírius; Castor e Pólux – O Leão – Boötes, Coroa Boreal e Hércules – Virgem e Spica – Vega e Lira – O Cisne.

O estudante de astronomia deve se familiarizar com as principais constelações do céu. Trata-se de um conhecimento valioso, que poderia muito bem fazer parte da educação de todas as crianças no reino. Começaremos nossa discussão sobre o sistema estelar com uma breve descrição das principais constelações visíveis no hemisfério norte, acompanhando nossa descrição de mapas simplificados das estrelas, que permitirão ao iniciante identificar as principais características do céu estrelado.

Em um capítulo anterior, chamamos a atenção do estudante para a notável constelação de estrelas conhecida pelos astrônomos como Ursa Major, ou a Ursa Maior. Ela forma o grupo mais proeminente nos céus do norte e, nas latitudes setentrionais, nunca se põe. Às 23 horas do mês de abril, a Ursa Maior está exatamente acima da cabeça (para um observador no Reino Unido); à mesma hora, em setembro, ela está baixa no norte; à mesma hora, em julho, está a oeste; até o Natal, está a leste. Desde os tempos mais remotos, este grupo de estrelas atraiu a atenção. As estrelas da Ursa Maior foram incluídas em um grande catálogo de estrelas, criado há dois mil anos, que foi transmitido até nós. A partir das posições das estrelas indicadas neste catálogo, é possível reconstituir a Ursa Maior como era naquela época. Isso já foi feito, e parece que as sete estrelas principais não mudaram significativamente ao longo desse tempo, de modo que a configuração da Ursa Maior permanece praticamente a mesma de então. O iniciante deve primeiro se familiarizar com este grupo de sete estrelas; assim, seu progresso posterior nesta área da astronomia será muito facilitado. A Ursa Maior é, de fato, uma constelação esplêndida, e seu único rival é Órion, que contém estrelas mais brilhantes, embora não ocupe uma área tão grande no céu.

Fig. 80.—Ursa Maior e Estrela Polar.

Fig. 81.—Ursa Maior e Cassiopeia.

Em primeiro lugar, observamos como a Ursa Maior permite que a Estrela Polar, que é o objeto mais importante nos céus do norte, seja facilmente encontrada. A Estrela Polar é indicada de maneira muito prática pela direção das duas estrelas β e α da Ursa Maior, que são, portanto, geralmente conhecidas como os “indicadores”. Esse uso da Ursa Maior é mostrado no diagrama da Fig. 80, no qual a linha β α, estendida um pouco mais adiante e ligeiramente curvada, leva até a Estrela Polar. Não há possibilidade de erro ao identificar esta estrela, pois ela é a única brilhante na região. Uma vez vista, ela poderá ser facilmente reconhecida em ocasiões futuras, e o observador notará como sua posição permanece constante nos céus. As outras estrelas ou nascem ou se põem, ou, como a Ursa Maior, descem baixo no norte sem realmente se pôr, mas a Estrela Polar não apresenta mudanças significativas. No verão ou no inverno, à noite ou durante o dia, a Estrela Polar está sempre no mesmo lugar — pelo menos, no que diz respeito à observação comum. Sem dúvida, quando utilizamos os instrumentos precisos do observatório, a ideia de fixidez da Estrela Polar é abandonada; então percebemos que ela tem um movimento lento e descreve um pequeno círculo a cada vinte e quatro horas ao redor do verdadeiro polo dos céus.

que não coincide com a Estrela Polar, embora esteja muito próxima dela. A distância é atualmente um pouco mais de um grau, e está diminuindo gradualmente, até que, no ano de 2095 d.C., a distância será inferior a meio grau.

A própria Estrela Polar pertence a outro grupo insignificante de estrelas conhecido como Ursa Minor. Os dois principais membros deste grupo, que são os mais brilhantes depois da Estrela Polar, são por vezes chamados de “Guardiões”. A Ursa Major e a Ursa Minor, juntamente com a Estrela Polar, formam um grupo no céu do norte que não tem correspondente em nenhum outro conjunto de estrelas situado nas regiões do sul. No Polo Sul não existe nenhuma estrela proeminente que indique aproximadamente a sua posição – uma circunstância desvantajosa para astrônomos e navegadores no hemisfério sul.

Agora será fácil adicionar uma terceira constelação às duas já conhecidas. Do lado oposto à Estrela Polar, em relação à Ursa Major, e a aproximadamente a mesma distância, encontra-se um grupo muito agradável de cinco estrelas brilhantes, que formam um “W”. São esses os membros mais proeminentes da constelação de Cassiopeia, que contém cerca de sessenta estrelas visíveis a olho nu. Quando a Ursa Major está baixa no céu do norte, então Cassiopeia está alta acima da cabeça. Quando a Ursa Major está alta acima da cabeça, então Cassiopeia deve ser procurada baixa no céu do norte. A configuração das estrelas principais é tão marcante que, uma vez reconhecidas, sua identificação futura será muito fácil – ainda mais se levarmos em conta que a Estrela Polar fica exatamente entre Cassiopeia e a Ursa Major (Fig. 81). Essas constelações importantes servirão como guias para as demais. Portanto, mostraremos como o estudante pode distinguir os vários outros grupos visíveis das Ilhas Britânicas ou de latitudes setentrionais semelhantes.

A próxima constelação a ser reconhecida é o grupo imponente que contém o Grande Quadrado de Pégaso. Este não é, como a Ursa Major ou a Cassiopeia, considerado “circumpolar”. O Grande Quadrado de Pégaso se põe e nasce diariamente. Não pode ser visto facilmente durante a primavera e o verão, mas, no outono e no inverno, as quatro estrelas que delimitam seus cantos…

O quadrado de Pégaso pode ser facilmente reconhecido. Existem certas estrelas pequenas dentro dessa região tão limitada; talvez sejam possíveis contar cerca de trinta delas a olho nu, em latitudes comuns. No sul da Europa, com seus céus puros e claros, o número de estrelas visíveis parece aumentar bastante. Um observador atento em Atenas contou 102 estrelas na mesma região.

O Grande Quadrado de Pégaso pode ser alcançado por uma linha que vai da Estrela do Polo até a extremidade de Cassiopeia. Se essa linha for estendida mais um pouco, ela levará o olhar ao centro do Grande Quadrado de Pégaso (Fig. 82).

A linha que passa por β e α em Pégaso, continuada 45° para o sul, aponta para a importante estrela Fomalhaut, localizada na “boca” do Peixe Austral. À direita dessa linha, quase no meio do caminho, encontra-se a constelação bastante vaga de Aquário, onde é possível notar um pequeno triângulo equilátero com uma estrela no centro.

O quadrado de Pégaso não é uma ilustração adequada da maneira como os limites das constelações deveriam ser definidos. Não existe grupo mais naturalmente associado do que as quatro estrelas desse quadrado, e elas certamente deveriam fazer parte da mesma constelação. Três das estrelas – marcadas como α, β, γ – pertencem realmente a Pégaso; mas aquela que está no quarto canto – também marcada como α – fica em outra constelação, conhecida como Andrômeda.

é, de fato, o membro mais brilhante. As demais estrelas brilhantes de Andrômeda são marcadas como β e γ, e podem ser facilmente identificadas ao formar um dos lados do Quadrado de Pégaso em direção curva. Temos, assim, um conjunto notável de sete estrelas, que são fáceis tanto de identificar quanto de memorizar, apesar de pertencerem a três constelações diferentes. São, respectivamente, α, β e γ de Pégaso; α, β e γ de Andrômeda; e α de Perseu. Essas três formam uma espécie de alça, por assim dizer, que se estende de um lado do quadrado, e constituem um grupo tanto impressionante em aparência quanto útil para a identificação posterior de objetos celestes. β de Andrômeda, juntamente com duas estrelas menores, forma o cinto da infeliz heroína.

α de Perseu fica entre outras duas estrelas (γ e δ) da mesma constelação. Se desenharmos uma curva através dessas três e a prolongarmos em um movimento amplo, chegaremos a uma das joias do céu do norte — a bela estrela Capela, em Auriga (Fig. 83). Perto de Capela há três estrelas pequenas que formam um triângulo isósceles — estas são as Hœdi ou Crianças. Capela e Vega são, com exceção de Arcturus, as duas estrelas mais brilhantes do céu do norte; e, embora Vega seja provavelmente a mais brilhante das duas, já foi defendida a opinião contrária. Olhos diferentes costumam fazer avaliações variadas sobre o brilho relativo de estrelas que se aproximam em luminosidade. A dificuldade de fazer uma comparação satisfatória entre Vega e Capela é ainda maior devido à grande distância no céu entre elas, bem como a uma ligeira diferença de cor, pois Vega é claramente mais branca que Capela. Esse contraste na cor das estrelas costuma ser uma fonte de incerteza na tentativa de comparar seu brilho relativo; portanto, quando medições precisas devem ser feitas por meios instrumentais, é necessário comparar as duas estrelas alternadamente com algum objeto de tonalidade intermediária.

Fig. 83.—Perseu e suas estrelas vizinhas.

Do lado oposto ao polo, em relação a Capela, mas não tão distante, encontram-se quatro estrelas pequenas formando um quadrilátero. Elas constituem a cabeça do Dragão, cujo resto do corpo serpenteia ao redor do polo.

Se continuarmos a curva formada pelas três estrelas γ, α e δ em Perseu, e se a dobrarmos graciosamente para uma direção oposta, da maneira mostrada na Fig. 83, chegaremos primeiro a duas outras estrelas principais em Perseu, marcadas como ε e ζ. A região de Perseu é uma das mais ricas do céu. Temos aqui uma parte verdadeiramente esplêndida da Via Láctea, e o campo do telescópio está repleto de estrelas.

número. Mesmo um pequeno telescópio ou uma lupa voltados para esta constelação repleta de estrelas não deixará de encantar o observador, transmitindo-lhe uma impressão profunda da extensão dos céus estelares. Em um parágrafo subsequente, faremos uma breve enumeração de alguns dos notáveis objetos telescópicos em Perseu. Seguindo na mesma figura as linhas ε e ζ, chegamos ao notável pequeno grupo conhecido como Plêiades.

Fig. 84 — As Plêiades.

As Plêiades formam um grupo tão universalmente conhecido e tão facilmente identificável que quase não parece necessário dar instruções mais específicas para sua descoberta. No entanto, pode-se observar que, nessas latitudes, elas não podem ser vistas antes da meia-noite durante o verão. Suponhamos que a busca seja feita por volta das 23h: no dia 1º de janeiro, as Plêiades estarão bem altas no céu, a sudoeste; no dia 1º de março, à mesma hora, elas estarão se pondo a oeste. No dia 1º de maio, elas não são visíveis; no dia 1º de julho, também não são visíveis; no dia 1º de setembro, elas serão vistas baixo, a leste. No dia 1º de novembro, elas estarão altas no céu, a sudeste. No seguinte 1º de janeiro, as Plêiades estarão na mesma posição em que estavam na mesma data do ano anterior, e assim por diante, de ano em ano. Talvez não seja necessário…

É quase desnecessário explicar aqui que essas mudanças não se devem realmente aos movimentos das constelações; elas são, claro, causadas pelo movimento aparente anual do sol entre as estrelas.

Fig. 85 — Órion, Sírius e as estrelas vizinhas.

As Plêiades são mostradas na figura (Fig. 84), onde é representado um grupo de dez estrelas; esse é aproximadamente o número de estrelas visíveis a olho nu para aqueles que possuem uma visão muito aguçada. A maior potência telescópica necessária

Aumentará o número de estrelas para trinta ou quarenta (Galileu viu mais de quarenta com seu primeiro telescópio); já com telescópios de maior potência, esse número aumenta ainda mais; de fato, não menos que 625 foram contadas com a ajuda de um telescópio potente. No entanto, o grupo está disperso de forma bastante ampla, o que torna difícil sua observação por meio de telescópio, exceto com um campo de visão grande e baixa potência. Visto através de uma lupa, forma um espetáculo muito agradável.

Fig. 86 — Castor e Pollux.
Se traçarmos um raio da Estrela Polar até Capela e o estendermos suficientemente longe, como mostrado na Fig. 85, chegaremos à grande constelação do nosso céu de inverno: o esplêndido grupo de Órion. O brilho das estrelas em Órion, o cinturão bem visível e os objetos observáveis por telescópio que ele contém fazem com que este grupo seja notável, colocando-o talvez no topo das constelações. A estrela principal de Órion é conhecida tanto como α Orionis quanto como Betelgeuze, nome pelo qual será designada aqui. Ela fica acima das três estrelas δ, ε, ζ, que formam o cinturão. Betelgeuze é uma estrela de primeira magnitude, assim como Rigel, do lado oposto ao cinturão. Assim, Órion tem a distinção de conter duas estrelas de primeira magnitude em seu grupo, enquanto as outras cinco estrelas mostradas na Fig. 85 são de segunda magnitude.

A região próxima a Órion contém algumas estrelas importantes. Se continuarmos a linha do cinturão para cima, à direita, chegaremos a outra estrela de primeira magnitude, Aldebaran, que se assemelha muito a Betelgeuze em sua cor avermelhada. Aldebaran é a estrela mais brilhante da constelação de

Touro. É esta constelação que contém as Plêiades já mencionadas, e outro grupo mais disperso conhecido como Híades, que pode ser descoberto perto de Aldebaran.

Fig. 87 — A Ursa Maior e o Leão.
A linha do cinturão de Órion, continuando para baixo à esquerda, leva o olhar até a joia do céu, o esplêndido Sírius, que é a estrela mais brilhante nos céus. Foi, de fato, necessário criar uma escala de magnitude especial apenas para Sírius; todas as outras estrelas de primeira magnitude, como Vega e Capela, Betelgeuze e Aldebaran, ficam muito atrás. Sírius, juntamente com algumas outras estrelas de brilho muito menor, forma a constelação de Canis Major.

É útil para o estudante observar a grande configuração, em forma de losango irregular, cujos quatro cantos são as estrelas de primeira magnitude.

Aldebaran, Betelgeuze, Sirius e Rigel (Fig. 85). O cinturão de Órion está posicionado simetricamente no centro do grupo, e toda a figura é tão marcante que, uma vez percebida, dificilmente será esquecida.

Aproximadamente a meio caminho entre o Quadrado de Pégaso e Aldebaran encontra-se a estrela principal do Carneiro – uma esfera brilhante de segunda magnitude; juntamente com outras duas estrelas, ela forma uma curva, na outra extremidade da qual se encontra γ da mesma constelação, que foi a primeira estrela dupla já observada.

Podemos novamente recorrer à ajuda da Ursa Maior para indicar as estrelas da constelação de Gémeos (Fig. 86). Se a diagonal que liga as estrelas δ e β do corpo da Ursa for estendida na direção oposta à cauda, ela levará a Castor e Pólux, duas estrelas notáveis de segunda magnitude. Esta mesma linha, se continuada um pouco mais, passa perto da estrela Procyon, de primeira magnitude, que é o único objeto proeminente na constelação do Cão Menor.

Fig. 88.—Boötes e a Coroa.

Fig. 89 — Virgem e as constelações vizinhas.
Os marcadores na Ursa Maior, indicados por α β, também servirão para indicar a constelação do Leão. Se traçarmos a linha que os conecta na direção oposta àquela utilizada para encontrar o Polo, chegaremos ao corpo do Leão. Este grupo pode ser reconhecido pela estrela de primeira magnitude chamada Regulus. É uma das estrelas que formam um objeto semelhante a uma foice: três das estrelas desse grupo têm segunda magnitude. A Foice merece nossa atenção especial porque contém o ponto radiante a partir do qual se origina a chuva periódica de estrelas cadentes conhecida como Leônidas. Regulus fica ao longo da “estrada” do Sol entre as estrelas, num ponto que ele atravessa todos os anos, no dia 21 de agosto.

Entre Gémeos e Leão pode ser encontrada a constelação discreta do Caranguejo; o objeto mais marcante que ela contém é a mancha nebulosa chamada Præsepe ou Colmeia, que o menor telescópio permite decompor nas suas estrelas componentes.

Fig. 90 — A constelação de Lira.
A cauda da Ursa Maior, quando prolongada com a continuação da curva que possui, leva a uma estrela brilhante de primeira magnitude conhecida como Arcturus, a estrela principal da constelação de Boötes (Fig. 88). Algumas outras estrelas, marcadas como β, γ, δ e ε na mesma constelação, também são mostradas na figura. Entre as estrelas visíveis nestas latitudes, Arcturus está ao nível de brilho de Sírius. Duas estrelas no hemisfério sul, invisíveis nestas latitudes, denominadas α Centauri e Canopus, são quase tão brilhantes quanto Vega e Capella, mas não tanto quanto Arcturus.

Na vizinhança imediata de Boötes encontra-se um grupo semicircular notável, conhecido como a Coroa ou Corona Borealis. Ele pode ser facilmente localizado a partir da sua posição, conforme indicado na figura, ou pode ser identificado seguindo a linha curva marcada por β, δ, ε e ζ na Ursa Maior.

Fig. 91 — Vega, o Cisne e a Águia.
A constelação de Virgem é caracterizada principalmente pela estrela de primeira magnitude chamada Spica, ou α Virginis. Ela pode ser encontrada a partir da Ursa Maior; pois, se a linha que liga as duas estrelas α e γ dessa constelação for prolongada com uma leve curva, ela levará o olhar até Spica. Podemos aqui observar outra daquelas grandes configurações que são de grande ajuda no estudo das estrelas. Existe um belo triângulo equilátero, do qual Arcturus e Spica formam dois dos vértices, enquanto o terceiro é indicado por Denebola, a estrela brilhante perto da cauda do Leão (Fig. 89).

Nas noites de verão, quando a Coroa está acima da cabeça, uma linha que vai da Estrela Polar até a sua borda mais fraca, continuando quase até o horizonte sul, encontra a brilhante estrela vermelha Cor Scorpionis, ou o Coração do Escorpião (Antares), que foi a primeira estrela mencionada como tendo sido vista com um telescópio durante o dia.

A estrela de primeira magnitude, Vega, na constelação da Lira, pode ser facilmente encontrada no vértice de um triângulo bem definido, cuja base é formada pela Estrela Polar e por Arcturus (Fig. 90). A brilhante brancura de Vega chamará a atenção, enquanto o pequeno grupo de estrelas vizinhas que compõem a Lira forma uma das constelações mais bem definidas.

Perto de Vega encontra-se outra constelação importante, conhecida como Cisne ou Cygnus. A estrela mais brilhante será identificada como o vértice de um triângulo retângulo, cuja base é a linha que vai de Vega até a Estrela Polar, conforme mostrado na Fig. 91. Em Cygnus existem cinco estrelas principais, que formam uma constelação de formato bastante notável.

A última constelação que descreveremos aqui é a de Águia ou Aquila, que contém uma estrela de primeira magnitude, conhecida como Altair. Este grupo pode ser facilmente encontrado por meio de uma linha que vai de Vega até β Cygni, passando perto da linha formada por três estrelas, que constituem a parte característica da Águia.

Aproveitamos esta oportunidade para indicar, nestes esboços das constelações, as posições de alguns outros objetos notáveis observáveis por telescópio, cuja descrição teremos de adiar para os capítulos seguintes.

CAPÍTULO XIX.
OS SOIS DISTANTES.
Sirius em comparação com o Sol — As estrelas podem ser pesadas, mas não medidas de forma geral — O companheiro de Sirius — Determinação dos pesos de Sirius e do seu companheiro — Estrelas escuras — Estrelas variáveis e temporárias — Número enorme de estrelas.

A esplêndida proeminência de Sirius fez com que fosse observado com extremo cuidado desde os primeiros tempos da história da astronomia. Cada geração de astrônomos dedicou tempo e esforço para determinar as posições exatas das estrelas mais brilhantes no céu. Assim, acumulou-se uma grande quantidade de observações sobre a posição de Sirius entre as estrelas, e descobriu-se que, como muitas outras estrelas, Sirius possuía o que os astrônomos chamam de movimento próprio. Comparando a posição de Sirius em relação às outras estrelas atualmente com a posição que ocupava há cem anos, verifica-se uma diferença de dois minutos (127´´) em sua localização. Trata-se de uma quantidade pequena: tão pequena que o olho nu não conseguiria percebê-la. Se pudéssemos ver o céu como era há um século, ainda veríamos esta estrela em seu lugar bem conhecido, à esquerda de Órion. Um alinhamento cuidadoso a olho nu dificilmente permitiria detectar que Sirius estava se movendo ao longo de dois, ou até mesmo três ou quatro séculos. Mas a precisão do círculo meridiano torna essas quantidades mínimas evidentes e lhes confere seu verdadeiro significado. Para o astrônomo, Sirius, em vez de se mover lentamente de maneira imperceptível ao longo dos séculos, segue seu curso majestoso com uma velocidade adequada às suas dimensões.

Embora a velocidade de Sirius seja de cerca de 1.000 milhas por minuto, às vezes é um pouco maior e às vezes um pouco menor que seu valor médio. Para o astrônomo, esse fato é repleto de informações. Se Sirius fosse uma estrela isolada, acompanhada apenas por planetas de importância relativa, não haveria irregularidade em seu movimento. Se tivesse começado a se mover com uma certa velocidade…

a 1.000 milhas por minuto, então deve manter essa velocidade. Nem o passar dos séculos nem a imensa distância da jornada poderiam alterá-la. O caminho de Sírius seria inflexível em sua direção; e seria percorrido com velocidade inalterável.

O fato de Sírius não estar se movendo uniformemente era de tal interesse que chamou a atenção de Bessel quando ele descobriu essas irregularidades em 1844. Fig. 92 — A órbita de Sírius (Professor Burnham). Acreditando, como Bessel, que devia haver alguma causa adequada para esses distúrbios, era quase impossível duvidar qual seria essa causa. Quando o movimento é perturbado, deve haver uma força em ação, e a única força que reconhecemos nesses casos é aquela conhecida como gravitação. Mas a gravitação só pode atuar de um corpo para outro; portanto, ao buscarmos a causa do desvio de Sírius pela gravitação, somos obrigados a supor que deve haver algum corpo enorme e massivo perto de Sírius. A questão foi retomada por Peters e por

Auwers, que conseguiram descobrir, a partir das irregularidades de Sirius, a natureza da órbita do corpo perturbador. Eles conseguiram mostrar que este deve orbitar em torno de Sirius num período de aproximadamente cinquenta anos e, embora não pudessem determinar sua distância em relação a Sirius, conseguiram indicar a direção em que ele deve se encontrar. A Figura 92 mostra a órbita de Sirius conforme apresentada pelo Sr. Burnham, do Observatório Yerkes.

A detecção do companheiro de Sirius e as medições realizadas sobre ele permitem-nos determinar o peso desta famosa estrela. Tentemos ilustrar este assunto. Deve-se admitir, sem dúvida, que as estimativas numéricas que utilizamos devem ser recebidas com certo grau de cautela. O companheiro de Sirius é um objeto difícil de observar e, antes de 1896, só havia sido seguido ao longo de um arco de 90°. Portanto, ainda não estamos em condições de falar com absoluta precisão sobre o tempo periódico em que o companheiro completa sua revolução. Podemos, no entanto, considerar esse tempo como sendo de cinquenta e dois anos. Também conhecemos a distância entre Sirius e seu companheiro, que podemos estimar em cerca de vinte e uma vezes a distância da Terra ao Sol. É útil, em primeiro lugar, comparar a revolução do companheiro em torno de Sirius com a revolução do planeta Urano em torno do Sol. Tomando a distância da Terra como unidade, o raio da órbita de Urano é de aproximadamente dezenove, e Urano leva oitenta e quatro anos para completar uma revolução completa. Não temos nenhum planeta no sistema solar a uma distância de vinte e uma unidades; mas, segundo a terceira lei de Kepler, pode-se demonstrar que, se existisse tal planeta, seu período periódico seria de aproximadamente noventa e nove anos. Agora dispomos dos materiais necessários para fazer a comparação entre a massa de Sirius e a massa do Sol. Um corpo que orbita em torno de Sirius a uma certa distância completa sua jornada em cinquenta e dois anos. Para orbitar em torno do Sol à mesma distância, um corpo deveria completar sua jornada em noventa e nove anos. Quanto mais rápido se move o corpo, maior deve ser a força centrífuga, e maior deve ser a força atrativa do corpo central. Pode-se demonstrar, a partir dos princípios da dinâmica, que a força atrativa é inversamente proporcional ao quadrado do tempo periódico. Portanto, a força atrativa…

O poder de Sirius deve estar em proporção ao poder atrativo do sol, na mesma proporção em que o quadrado de noventa e nove está em relação ao quadrado de cinquenta e dois. Como as distâncias são, em ambos os casos, consideradas iguais, os poderes atrativos serão proporcionais às massas. Portanto, concluímos que a massa de Sirius, juntamente com a de seu companheiro, está em relação à massa do sol, juntamente com a de seu planeta, na proporção de três vírgula cinco para um. Já sabíamos que Sirius era muito mais brilhante que o sol; agora sabemos também que é muito mais massivo.

Antes de deixarmos de lado a análise de Sirius, há um ponto adicional de grande interesse que precisa ser considerado. Existe um contraste notável entre o brilho de Sirius e o de seu companheiro. Sirius é uma estrela que supera em muito todas as outras estrelas de primeira magnitude, enquanto seu companheiro é extremamente fraco. Mesmo que estivesse completamente afastado da proximidade deslumbrante de Sirius, o companheiro seria apenas uma pequena estrela de oitava ou nona magnitude, longe dos limites de visibilidade a olho nu. Em termos numéricos, Sirius é 5.000 vezes mais brilhante que seu companheiro, mas apenas cerca de duas vezes mais massivo! Este é um contraste muito grande; e esse ponto se torna ainda mais evidente se compararmos o companheiro de Sirius com o nosso sol. O companheiro é ligeiramente mais massivo que o nosso sol; mas, apesar de seu tamanho ligeiramente menor, o nosso sol é muito mais poderoso como fonte de luz. Cem companheiros de Sirius não produziriam tanta luz quanto o nosso sol! Este é um resultado de grande importância. Ele nos ensina que, além dos grandes corpos no universo que chamam a atenção por seu brilho, existem também outros corpos de massa enorme que têm pouco brilho — provavelmente alguns deles não possuem brilho algum. Isso sugere uma concepção muito ampliada da escala majestosa do universo. Também nos leva a acreditar que o universo que observamos representa apenas uma pequena parte da parte muito maior que permanece invisível nas sombras escuras da noite. Na vastidão do universo material, temos aqui e ali uma estrela ou uma massa de matéria gasosa suficientemente aquecida para ser luminosa, e assim se tornar visível a partir de…

Terra; mas nossa observação desses pontos luminosos nos diz pouco sobre o conteúdo restante do universo.

A mais famosa de todas as estrelas variáveis é aquela conhecida como Algol, cuja posição na constelação de Perseu é mostrada na Figura 83. Esta estrela está em localização conveniente para observação, sendo visível todas as noites em nossa latitude, e suas interessantes mudanças podem ser observadas sem qualquer auxílio telescópico. Quem deseja se familiarizar com as grandes verdades da astronomia deve ser capaz de reconhecer esta estrela e também tê-la acompanhado durante um de seus períodos de mudança. Algol costuma ser uma estrela de segunda magnitude; mas, num período entre dois e três dias, ou, mais precisamente, num intervalo de 2 dias, 20 horas, 48 minutos e 55 segundos, seu brilho passa por um ciclo de variações extremamente notável. A série começa com um declínio gradual da luminosidade da estrela, que, ao longo de quatro horas e meia, cai de segunda para quarta magnitude. Nesse estágio mais baixo de brilho, Algol permanece por cerca de vinte minutos e, em seguida, começa a aumentar, até recuperar a segunda magnitude em três horas e meia, permanecendo nela por aproximadamente 2 dias e 12 horas, quando a mesma série recomeça. Parece que o período necessário para Algol passar por suas mudanças está sujeito a uma variação lenta, mas certa. Veremos em um capítulo seguinte como foi comprovado que a variabilidade de Algol se deve à interposição ocasional de um companheiro escuro que impede parte do brilho da estrela. Todas as circunstâncias podem assim ser explicadas, e até mesmo o peso e o tamanho de Algol e seu companheiro escuro podem ser determinados.

Existem, no entanto, outras categorias de estrelas variáveis, cujas flutuações de luz dificilmente podem ser atribuídas à obscuração ocasional por corpos escuros. Isso é particularmente verdadeiro para aquelas variáveis que geralmente são fracas, mas de vez em quando se intensificam por um curto período, após o qual, após esse aumento temporário, voltam ao seu estado original. Os períodos dessas mudanças costumam variar de seis meses a dois anos. O exemplo mais conhecido de uma estrela dessa categoria foi descoberto há mais de trezentos anos. Ela está localizada na constelação de Cetus, um pouco ao sul do equador. Esta

O objeto em questão foi o primeiro caso conhecido de estrela variável, com exceção das chamadas estrelas temporárias, às quais nos referiremos em breve. A estrela variável em Cetus recebeu o nome de Mira, ou a Maravilhosa. O período de flutuações de Mira Ceti é de aproximadamente onze meses; durante a maior parte desse tempo, a estrela tem uma magnitude de nove e, consequentemente, é invisível a olho nu. Quando chega o momento certo, seu brilho começa a aumentar de forma bastante repentina. Em pouco tempo, ela se torna um objeto bem visível, com magnitude de segundo ou terceiro grau. Nesse estado, permanece por oito ou dez dias, e depois seu brilho diminui mais lentamente do que aumentou, até voltar à sua intensidade original, cerca de trezentos dias após o início do aumento de brilho.

Ainda mais impressionantes para o observador comum do que as estrelas variáveis comuns são as estrelas temporárias, que, em ocasiões raras, aparecem de repente no céu. O objeto mais famoso desse tipo foi aquele que surgiu no início de novembro de 1572; quando visto pela primeira vez, tinha o mesmo brilho que Vênus em seu ponto máximo de brilho. De fato, podia ser visto durante o dia, por pessoas de visão aguçada. Pelo que a história nos diz, nenhuma outra estrela temporária jamais foi tão brilhante quanto esta. Ela está especialmente associada ao nome de Tycho Brahe, pois, embora ele não tenha sido o descobridor, fez as melhores observações desse objeto e provou que sua distância era comparável à das estrelas fixas comuns. Tycho descreveu com detalhes o declínio gradual da “estrela maravilhosa”, até que ela desapareceu de seu campo de visão por volta do final de março de 1574; afinal, o telescópio, que certamente poderia ter sido usado para acompanhá-la ainda mais, ainda não havia sido inventado. Durante o declínio, a cor do objeto mudava gradualmente: no início era branca, depois passou a ser amarela, e na primavera de 1573 tornou-se avermelhada, como Aldebaran. Por volta de maio de 1573, diz-se, de maneira um tanto enigmática, que ela “tornou-se parecida com chumbo, ou um pouco com Saturno”; assim permaneceu enquanto foi visível. Que quantidade de informações nossos espectrômetros modernos e outros instrumentos nos forneceriam se uma estrela tão magnífica surgisse nestes tempos modernos!

Mas, embora em nossa época não tenhamos tido a sorte de ver uma estrela temporária tão esplêndida quanto aquela vista por Tycho Brahe e seus...

Entre os nossos contemporâneos, tivemos o privilégio de testemunhar vários surtos menores desse tipo. Parece provável que possuíssemos mais registros de estrelas temporárias de tempos passados se tivessem sido feitas observações mais atentas delas. Pelo menos essa é a impressão que temos ao ver como várias das estrelas modernas desse tipo quase nos escaparam completamente, apesar do grande número de telescópios que agora estão apontados para o céu em todas as noites claras.

Em 1866, uma estrela de segunda magnitude apareceu subitamente na constelação da Coroa Boreal. Foi vista pela primeira vez em 12 de maio, e poucos dias depois começou a enfraquecer. Os mapas do céu do norte elaborados por Argelander já haviam sido publicados alguns anos antes, e quando a posição da nova estrela foi determinada com precisão, descobriu-se que ela era idêntica a uma estrela de aparência insignificante marcada em um dos mapas como tendo magnitude 9,5. Essa estrela continua existindo no mesmo lugar até hoje, e mantém a mesma magnitude de antes do seu surto esporádico em 1866. Foi a primeira estrela nova a ser examinada espectroscopicamente. No Capítulo XXIII, apresentaremos um breve relato das características do seu espectro.

A próxima dessas estrelas brilhantes temporárias, a Nova Cygni, foi vista pela primeira vez por Julius Schmidt em Atenas, em 24 de novembro de 1876. Naquela época, ela tinha magnitude entre a terceira e a quarta, e ele afirma que não poderia ter sido visível quatro dias antes, quando observava a mesma constelação. Por alguma negligência, a notícia da descoberta não foi devidamente divulgada, e a estrela não foi observada em outros lugares por cerca de dez dias, quando já havia ficado consideravelmente mais fraca. A diminuição da luminosidade ocorreu muito lentamente; em outubro de 1877, a estrela tinha apenas magnitude dez, e continuou a enfraquecer até atingir a magnitude quinze; em outras palavras, tornou-se uma estrela minúscula, visível apenas por meio de telescópio, e ainda está no mesmo lugar. Como essa estrela não chegou à primeira ou segunda magnitude, provavelmente teria passado despercebida se Schmidt não tivesse olhado para a constelação do Cisne naquela noite específica.

É improvável que percamos a visão de uma nova estrela, já que os astrônomos utilizam câmeras fotográficas para isso. Isso se tornou evidente em 1892, quando apareceu a última estrela temporária visível na constelação de Auriga. Em 24 de janeiro, o Dr. Anderson, um astrônomo de Edimburgo, observou uma estrela amarelada de quinta magnitude na constelação de Auriga. Uma semana depois, ao comparar um mapa estelar com o céu e confirmar que o objeto era realmente uma nova estrela, ele divulgou sua descoberta. No caso desta estrela, conseguimos determinar com bastante precisão o momento em que ela surgiu pela primeira vez. Durante o levantamento fotográfico regular do céu realizado no Observatório do Harvard College (Cambridge, Massachusetts), a região do céu onde a nova estrela apareceu foi fotografada em treze noites, de 21 de outubro a 1º de dezembro de 1891, e em doze noites, de 10 de dezembro a 20 de janeiro de 1892. Na primeira série de fotografias não havia sinal da nova estrela, enquanto ela já era visível na primeira foto da segunda série, como uma estrela de quinta magnitude. Felizmente, o professor Max Wolf, de Heidelberg, um dos melhores fotógrafos celestes, havia fotografado a mesma região em 8 de dezembro, e essa foto não mostrava a estrela, o que indica que ela não podia ser tão brilhante quanto a nona magnitude naquela noite. Portanto, a Nova Auriga deve ter surgido de repente entre 8 e 10 de dezembro. De acordo com as fotografias de Harvard, o primeiro pico de brilho ocorreu por volta de 20 de dezembro, quando sua magnitude era de 4-1⁄2. A diminuição do brilho foi muito irregular; a estrela variou, nas cinco semanas seguintes a 1º de fevereiro, entre a quarta e a sexta magnitude. Mas, após o início de março de 1892, seu brilho diminuiu rapidamente, e no final de abril ela era vista como uma estrela extremamente fraca (décima sexta magnitude), mesmo com o grande refrator Lick. Quando esse poderoso instrumento foi novamente direcionado para a nova estrela no mês de agosto seguinte, seu brilho já havia aumentado até quase a décima magnitude; depois disso, ela voltou a ficar extremamente fraca, e permanece assim até hoje.

As estrelas temporárias e variáveis representam apenas uma pequena parte do vasto número de estrelas que adornam o céu.

O sol não é mais do que uma estrela, e as estrelas não são menos do que sóis; essa é uma doutrina fundamental da astronomia. A imponente grandiosidade dessa verdade só é compreendida quando tentamos estimar as inúmeras estrelas que existem. Trata-se de um problema para o qual nossos cálculos são necessariamente inúteis. Portanto, invoquemos a ajuda do poeta para tentar expressar o incontável, e concluamos este capítulo com as seguintes linhas do Sr. Allingham:

“Mas conte cada grão de areia,
Onde quer que a onda salgada toque a terra;
Conte as gotas do mar;
Conte as folhas de cada árvore;
Conte todos os seres vivos da Terra,
Todos aqueles que correm, voam, nadam ou rastejam;
A soma de areias, gotas, folhas e seres vivos
Forma uma quantidade imensa;
E então, para cada um deles,
Que um sol flamejante gire nos céus sem limites,
Com seus planetas massivos, para ultrapassar
Todo olhar, todo pensamento: pois tudo o que vemos,
Cercado pela infinitude,
Não passa de uma ilha.”

CAPÍTULO XX.
ESTRELAS DUPLAS.
Objetos Estelares Interessantes — Estrelas Duplas Ópticas — A Grande Descoberta das Estrelas Binárias por Herschel — As Estrelas Binárias Descrevem Trajetórias Elípticas — Por que isso é tão importante? — A Lei da Gravitação — Estrelas Duplas Especiais — Castor — Mizar — As Estrelas Duplas Coloridas — β Cygni.

Os céus estelares contêm poucos objetos mais interessantes para o telescópio do que os encontrados na numerosa classe de estrelas duplas. Elas somam milhares; de fato, muitos milhares podem ser encontrados nos catálogos dedicados a este ramo especial da astronomia. Muitos desses objetos são, sem dúvida, pequenos e relativamente pouco interessantes, mas alguns deles estão entre as estrelas mais notáveis do céu, como Sirius, cujo sistema já descrevemos. Nesta breve descrição, selecionaremos para discussão e ilustração especial algumas das estrelas duplas mais notáveis. Prestaremos atenção especial a aquelas que podem ser facilmente observadas com um pequeno telescópio, e indicamos, nos esboços das constelações de um capítulo anterior, como as posições desses objetos no céu podem ser determinadas.

Cassini demonstrou, em 1678, que certas estrelas, que a olho nu pareciam pontos de luz isolados, na verdade eram compostas por duas ou mais estrelas, tão próximas umas das outras que era necessário um telescópio para separá-las. [36] O número desses objetos aumentou gradualmente com novas descobertas, até que, em 1781 (o mesmo ano em que Herschel descobriu Urano), o astrônomo Bode publicou uma lista com oitenta estrelas duplas. Esses objetos interessantes chamaram a atenção de Herschel durante suas pesquisas memoráveis. A lista de estrelas duplas conhecidas cresceu rapidamente. As descobertas de Herschel podem ser contadas às centenas, e ele também iniciou medições sistemáticas da distância.

onde as estrelas estavam separadas, e a direção para a qual apontava a linha que as ligava. Foram essas medições que, em última análise, levaram a uma das descobertas mais importantes e instrutivas de Herschel. Ao longo dos anos, quando suas observações foram repetidas, Herschel constatou que, em alguns casos, a posição relativa das estrelas havia mudado. Isso o levou à descoberta de que, em muitas das estrelas duplas, os componentes estão tão relacionados entre si que giram em torno um do outro. Destaque-se a importância desse resultado. Devemos lembrar que as estrelas são sóis, comparáveis, talvez, ao nosso sol em termos de magnitude; assim, temos aqui o espetáculo surpreendente de pares de sóis em rotação mútua. Não há nada de muito surpreendente no fato de se observarem movimentos, pois, com grande probabilidade, todo corpo no universo está em movimento. É a natureza específica desse movimento que é especialmente interessante e instrutiva.

Pensava‑se que a proximidade das duas estrelas que formam uma estrela dupla fosse apenas acidental. Acreditava‑se que, entre a imensa quantidade de estrelas no céu, não era raro que uma estrela ficasse tão perto de outra (vista da Terra) que, quando ambas eram observadas pelo telescópio, produziam o efeito de uma estrela dupla. Sem dúvida, muitas das chamadas estrelas duplas surgem dessa maneira. A descoberta de Herschel mostra que essa explicação nem sempre se aplica, mas que, em muitos casos, realmente temos duas estrelas próximas uma da outra, em movimento em torno de seu centro de gravidade comum.

Quando as medições das distâncias e posições das estrelas duplas foram acumuladas ao longo de muitos anos, foram assumidas pelos matemáticos para serem tratadas por seus métodos. Há uma peculiaridade nas observações de estrelas duplas: elas não têm — e não podem ter — a precisão exigida pelo cálculo de uma órbita. Se a distância entre o par de estrelas que forma um sistema binário for de quatro segundos de arco, a órbita que precisamos analisar tem tamanho equivalente ao tamanho aparente de uma moeda a uma milha de distância. Seria necessário uma medição muito precisa para se conseguir discernir a forma de uma moeda a uma milha de distância, mesmo com bons telescópios. Se a moeda estivesse ligeiramente inclinada, ela apareceria não circular, mas oval; e seria

É possível, ao medir esse óvalo, determinar até que ponto a moeda estava inclinada. Tudo isso requer um trabalho hábil: os erros, vistos de forma intrínseca, podem não ser grandes, mas, considerando o tamanho total das quantidades em questão, eles são bastante significativos. Portanto, constatamos que os erros de observação são muito mais proeminentes em observações desse tipo do que geralmente acontece quando o matemático assume a tarefa de analisar o trabalho do observador.

A interpretação da descoberta de Herschel não foi feita por ele mesmo; a luz da matemática foi aplicada às suas observações de estrelas binárias por Savary e, posteriormente, por outros matemáticos. Por meio de suas investigações detalhadas, os erros nas medições foram revelados, e as observações foram purificadas da maior parte de sua imprecisão. Os matemáticos puderam então aplicar aos dados corrigidos os métodos de investigação com os quais estavam familiarizados; eles conseguiram deduzir, com precisão razoável, a forma real da órbita das estrelas binárias e a posição do plano em que essa órbita se encontra. O resultado é bastante notável. Foi comprovado que o movimento de cada uma das estrelas ocorre em uma elipse cujo foco contém o centro de gravidade das duas estrelas. Isso foi realmente demonstrado como verdadeiro em muitas estrelas binárias; acredita-se que seja verdadeiro em todas. Mas por que isso é tão importante? O movimento em elipse não é algo bastante comum? A Terra não orbita o Sol em uma elipse? E os planetas também não orbitam em elipses?

É justamente o fato de o movimento elíptico ser tão comum nos planetas do sistema solar que torna sua descoberta em estrelas binárias tão importante. De onde surge o movimento elíptico no sistema solar? Não se deve à lei da atração, descoberta por Newton, que afirma que toda massa atrai toda outra massa com uma força que varia inversamente ao quadrado da distância? Essa lei da atração foi encontrada presente em todo o sistema solar, e ela explicava os movimentos dos corpos do nosso sistema com incrível precisão. Mas o sistema solar, composto pelo Sol, pelos planetas, seus satélites, cometas e uma infinidade de corpos menores, formava apenas um pequeno grupo de ilhas no universo. Na estrutura desse

Uma pequena ilha cósmica onde a lei da gravitação reina suprema; antes da descoberta de Herschel, nunca poderíamos saber se essa lei não era apenas uma espécie de legislação local, criada especialmente para as necessidades do nosso sistema particular. Essa descoberta nos proporcionou conhecimentos que não poderíamos obter por nenhuma outra fonte. Das estrelas binárias veio um sussurro através do vasto abismo do espaço. Esse sussurro nos disse que a lei da gravitação não era algo específico do sistema solar. Ele nos indicou que a lei se estendia até as margens distantes desse abismo em que nossa “ilha” está situada. Isso nos dá motivos para acreditar que a lei da gravitação é obedecida em toda a extensão, largura e profundidade de todo o universo visível.

Uma das melhores estrelas binárias é aquela conhecida como Castor, a mais brilhante das duas estrelas principais da constelação de Gêmeos. A posição de Castor no céu é indicada na Figura 86, página 418. À vista nu, Castor parece ser uma única estrela; mas com um telescópio razoavelmente bom percebe-se que o que parece ser uma estrela é, na verdade, duas estrelas separadas, sendo que uma delas tem magnitude 3, enquanto a outra é um pouco menos brilhante. A distância angular entre essas duas estrelas no céu não é tão grande quanto o ângulo formado por uma linha com um centímetro de comprimento, vista a uma distância de meia milha. Castor é uma das estrelas duplas cujos componentes foram observados possuindo movimento de rotação. No entanto, esse movimento é extremamente lento, e serão necessários séculos antes que uma rotação completa seja realizada.

Uma bela estrela dupla pode ser facilmente identificada na constelação de Ursa Major (ver Figura 80, página 410). Ela é conhecida como Mizar e é a estrela do meio (ζ) das três que formam a “cauda” dessa constelação. Nas proximidades imediatas de Mizar encontra-se a pequena estrela Alcor, que pode ser facilmente vista à vista nu; mas quando falamos em Mizar como uma estrela dupla, não significa que Alcor seja um dos componentes dessa dupla. Sob o poder de ampliação do telescópio, vê-se que Alcor está localizada a uma grande distância de Mizar, enquanto Mizar própria se divide em dois “sois” muito próximos um do outro. Esses componentes têm, respectivamente, magnitude 2 e 4, e como a distância aparente entre eles é quase três vezes maior do que em Castor, eles…

É observada com facilidade, mesmo por meio de um telescópio pequeno. Trata-se, de fato, da melhor estrela dupla no céu para que o iniciante comece suas observações. No entanto, não podemos afirmar que Mizar seja uma estrela binária, pois as observações ainda não comprovaram a existência de um movimento de rotação. Menos ainda podemos dizer se Alcor também faz parte do mesmo grupo, ou se não é apenas uma estrela que por acaso se encontra quase na linha de visão. Observações espectroscópicas recentes mostraram que a componente maior de Mizar é, ela mesma, uma estrela dupla, composta por um par de sóis tão próximos um do outro que não há a menor possibilidade de serem vistos separadamente, mesmo com o mais potente telescópio do mundo.

Uma classe agradável de estrelas duplas é aquela em que ocorre o fenômeno notável das cores, que diferem de maneira marcante das cores das estrelas comuns. Entre estas últimas, na grande maioria dos casos, não existe uma cor muito característica; algumas, no entanto, têm um tom mais ou menos avermelhado, outras são claramente avermelhadas e outras ainda são intensamente vermelhas. Estrelas de cor azulada ou esverdeada são muito mais raras[37], e quando uma estrela desse tipo aparece, quase sempre faz parte de um par que forma uma estrela dupla. A outra estrela do par às vezes tem a mesma cor, mas, mais frequentemente, é amarela ou avermelhada.

Um dos objetos mais encantadores dessa categoria, que está ao alcance de telescópios de capacidades bastante modestas, é aquele encontrado na constelação do Cisne, conhecido como β Cygni (Fig. 91). Este objeto exquisito é composto por duas estrelas. A maior, com magnitude aproximada de três, tem cor dourado-amarelo, ou topázio; a menor, com magnitude seis, tem cor azul-clara. Essas cores são quase complementares, mas ainda assim não há dúvida de que o efeito não se deve apenas ao contraste. O fato de ambas as estrelas terem esses tons pode ser demonstrado escondendo cada uma delas, sucessivamente, atrás de uma barra colocada no campo de visão. Isso também foi confirmado de maneira muito marcante por meio de investigações espectroscópicas; vemos que a estrela azul sofreu uma absorção especial dos raios vermelhos, enquanto a luz mais avermelhada da outra estrela resultou da absorção

dos raios azuis. O contraste das cores neste objeto pode ser frequentemente visto de maneira muito eficaz ao colocar o ocular fora de foco. Os discos assim produzidos mostram o contraste das cores melhor do que quando o telescópio exibe apenas dois pontos estelares.

Essas são algumas dessas estrelas duplas e múltiplas. Seu número está aumentando a cada ano; de fato, um observador — o Sr. Burnham, anteriormente membro da equipe do Observatório Lick e agora observador no Observatório Yerkes — acrescentou, por meio de suas próprias pesquisas, mais de 1.000 novas estrelas duplas à lista daquelas já conhecidas.

O interesse por essa classe de objetos certamente aumenta quando refletimos que, por menores que as estrelas pareçam ser em nossos telescópios, na realidade são sóis de grande tamanho e esplendor, em muitos casos comparáveis ao nosso próprio sol ou, talvez, até superiores a ele. Não podemos saber se esses sóis têm planetas a seu redor; a luz refletida pelos planetas seria totalmente insuficiente para atravessar a vasta extensão do espaço que nos separa das estrelas. Se houver planetas ao redor desses objetos, então, em vez de um único sol, esses planetas serão iluminados por dois ou, talvez, até mais sóis. Que efeitos maravilhosos de luz e sombra isso deve gerar! Às vezes, ambos os sóis estarão acima do horizonte ao mesmo tempo, às vezes apenas um sol, e às vezes ambos estarão ausentes. Especialmente notável seria a situação de um planeta cujos sóis fossem de cor. Hoje temos um sol vermelho iluminando o céu; amanhã será um sol azul, e, talvez, no dia seguinte tanto o sol vermelho quanto o sol azul estejam juntos no firmamento. Que variedade infinita de cenários tal pensamento sugere! No entanto, existem sérias razões dinâmicas para duvidar de que as condições sob as quais tal planeta existiria pudessem ser compatíveis com uma vida sequer semelhante àquela com a qual estamos familiarizados. O problema do movimento de um planeta sob a influência de dois sóis é um dos mais difíceis já propostos aos matemáticos, e, de fato, é impossível, no estado atual da análise, resolver com precisão todas as questões que ele implica. Não parece nada improvável que haja perturbações na órbita do planeta.

Seria ótimo se estivesse exposto às vicissitudes da luz e da temperatura que vão muito além daquelas experimentadas por um planeta que se move, como a Terra, sob o controle supremo de um único sol.

CAPÍTULO XXI.
AS DISTÂNCIAS DAS ESTRELAS.
A linha de medição no espaço — Os trabalhos de Bessel — Significado da paralaxe anual —
A precisão da elipse paraláctica ilustrada — O caso de 61 Cygni — Estrelas de comparação diferentes utilizadas — Movimento próprio da estrela — As investigações de Struve —
Podem ser conciliados? — Pesquisas em Dunsink — Conclusão obtida — Precisão que tais observações admitem examinada — O movimento próprio de 61 Cygni — A permanência dos céus estelares — A nova estrela em Cygnus — Sua história — Nenhuma paralaxe apreciável — Um intenso surto de luz — O movimento do sistema solar pelo espaço — A descoberta de Herschel — Viagem em direção a Lyra — Probabilidades.

Há muito conhecemos as dimensões do sistema solar com mais ou menos precisão. Nosso conhecimento inclui as distâncias dos planetas e dos cometas em relação ao sol, bem como seus movimentos. Também possuímos conhecimento considerável sobre os diâmetros e as massas de muitos dos corpos que pertencem ao sistema solar. De fato, há muito conhecemos muitos detalhes desse grupo isolado que se encontra sob a proteção do sol. O problema a ser considerado neste capítulo envolve uma análise ainda mais ampla do que a necessária para medir nosso sistema solar. Propomos estender essa linha de medição através do vasto abismo que separa o grupo de corpos intimamente associados ao nosso sol das outras estrelas espalhadas pelos reinos do espaço. Há séculos, o grande problema da distância das estrelas tem chamado a atenção daqueles que estudam os céus. Seria impossível tentar aqui sequer um esboço das diversas pesquisas realizadas sobre o assunto. Na análise limitada que podemos fazer, devemos primeiro dar uma olhada nos notáveis esforços especulativos direcionados a esse problema e, em seguida, nos referiremos àqueles trabalhos que levaram o problema para a área da astronomia precisa.

Nenhuma tentativa de resolver o problema das distâncias absolutas das estrelas teve sucesso até muitos anos após o término dos trabalhos de Herschel. Novas gerações de astrônomos, equipados com instrumentos mais avançados, dedicaram-se a esse estudo com diligência incansável ao longo de muitos anos, mas, por muito tempo, os esforços pareceram sem esperança. As distâncias das estrelas eram tão grandes que não podiam ser determinadas até que os maiores aperfeiçoamentos nas técnicas mecânicas e os métodos matemáticos mais sofisticados fossem utilizados para superar essa dificuldade. Finalmente, descobriu‑se que o problema começava a dar resultados. Algumas estrelas permitiram que se revelasse o segredo de suas distâncias. Somos capazes de dar alguma resposta à pergunta — Quão distantes estão as estrelas? — embora seja preciso admitir que nossa resposta, até o momento, é tanto hesitante quanto imperfeita. Mesmo o pequeno conhecimento adquirido possui interesse e importância. Como costuma acontecer em casos semelhantes, a descoberta da distância de uma estrela foi feita, de forma independente, mais ou menos ao mesmo tempo, por dois ou três astrônomos. O nome de Bessel destaca‑se de maneira marcante neste memorável capítulo da astronomia. Bessel provou (1840) que a distância da estrela conhecida como 61 Cygni era uma grandeza mensurável. Sua demonstração possuía uma lógica tão irrefutável que não se podia negar seu valor. Quase simultaneamente aos trabalhos clássicos de Bessel, tivemos a medição da distância de Vega por Struve e a determinação da distância da estrela do sul α Centauri por Henderson. Essas descobertas despertaram grande interesse no mundo astronômico, e a Royal Astronomical Society concedeu sua medalha de ouro a Bessel. Foi apropriado que Sir John Herschel proferisse o discurso por ocasião da entrega da medalha: esse discurso é um tributo extremamente eloquente aos trabalhos desses três astrônomos. Não podemos resistir a citar as poucas linhas em que Sir John disse: — Senhores da Royal Astronomical Society, parabenizo a vocês e a mim mesmo por termos vivido o suficiente para ver superada aquela grande e até então intransponível barreira em nosso caminho rumo ao universo estelar, aquela barreira contra a qual lutamos por tanto tempo e de forma tão vã — æstuantes angusto limite mundi —, sendo ela superada quase simultaneamente em três pontos diferentes. É o maior e mais glorioso triunfo que a astronomia prática já testemunhou. Talvez eu não devesse falar com tanta veemência; talvez devesse manter certa reserva, diante da simples possibilidade de que tudo isso possa ser apenas…

ilusão, e que pesquisas futuras, como já aconteceu repetidamente no passado, também podem agora falhar em sustentar esse resultado nobre. Mas confesso ser incapaz de tamanha prudência diante de tanta excitação. Vamos antes aceitar os bons presságios deste momento e confiar que, à medida que a barreira começa a ceder, ela será rapidamente derrubada de forma eficaz.

Antes de prosseguir, será conveniente explicar brevemente como se pode medir a distância de uma estrela. O problema é de natureza completamente diferente daquele relativo à distância do Sol, que já discutimos nestas páginas. As observações para determinar a paralaxe estelar baseiam-se no fato bem conhecido de que a Terra gira em torno do Sol. Para nossos propósitos atuais, podemos assumir que a Terra segue um caminho circular. O centro desse caminho fica no centro do Sol, e o raio desse caminho é de 92.900.000 milhas. Devido à nossa posição na Terra, observamos as estrelas a partir de um ponto de vista que está em constante mudança. No verão, a Terra está a 185.800.000 milhas de distância da posição que ocupava no inverno. Conclui-se, portanto, que as posições aparentes das estrelas, projetadas no fundo do céu, devem apresentar mudanças correspondentes. Não queremos dizer com isso que as posições reais das estrelas estejam realmente deslocadas. As mudanças são apenas aparentes, e, sem percebermos nosso próprio movimento, que causa esses deslocamentos, atribuímo-los às estrelas.

No diagrama da Figura 93 há uma elipse na qual certos meses — ou seja, janeiro, abril, julho e outubro — estão marcados em sua circunferência. Essa elipse pode ser considerada uma imagem em miniatura da órbita da Terra ao redor do Sol. Em janeiro, a Terra está no ponto assim marcado; em abril, ela já percorreu um quarto de todo o caminho; e assim por diante, ao longo de todo o círculo, retornando à sua posição original ao cabo de um ano. Quando olhamos da posição da Terra em janeiro, vemos a estrela A projetada contra o ponto do céu marcado como 1. Três meses depois, o observador, com seu telescópio, encontra-se em abril; mas agora ele vê a estrela projetada na posição marcada como 2. Assim, à medida que o observador se move ao longo de toda a órbita, durante a revolução anual da Terra, a estrela parece se mover em forma de elipse no fundo do céu. Na linguagem técnica dos astrônomos, chamamos isso de elipse paraláctica, e é através da medição do eixo maior desta elipse que…

Elipse que nos permite determinar a distância da estrela do sol. Metade deste eixo maior, ou, o que é o mesmo, o ângulo que o raio da órbita terrestre forma quando visto da estrela, é chamado de “paralaxe anual” da estrela.

A figura mostra outra estrela, b, mais distante da Terra e do sistema solar em geral do que a estrela considerada anteriormente. Esta estrela também descreve um caminho elíptico. Não podemos, no entanto, deixar de notar que a elipse paraláctica pertencente a b é muito menor do que a de a. A diferença no tamanho das elipses decorre das diferentes distâncias das estrelas da Terra. Quanto mais próxima estiver a estrela da Terra, maior será a elipse; assim, a estrela mais próxima no céu descreverá a maior elipse, enquanto a estrela mais distante descreverá a menor elipse. Vemos, portanto, que a distância da estrela é inversamente proporcional ao tamanho da elipse. Se medirmos o valor angular do eixo maior da elipse, então, por meio de uma manipulação matemática extremamente simples, a distância da estrela pode ser expressa como um múltiplo do raio da órbita terrestre. Supondo que esse raio seja de 92.900.000 milhas, a distância da estrela é obtida por meio de cálculos aritméticos simples. A dificuldade no processo surge do fato de essas elipses serem tão pequenas que nossos micrômetros muitas vezes não conseguem detectá-las.

Como devemos descrever adequadamente a extrema pequenez das elipses paralácticas, mesmo no caso das estrelas mais próximas? Na linguagem técnica dos astrônomos, podemos dizer que o diâmetro maior da elipse nunca forma um ângulo superior a um segundo e meio. De maneira um pouco mais acessível, diríamos que mil vezes o eixo maior da maior elipse paraláctica não seria tão grande quanto o diâmetro da lua cheia. Para uma ilustração ainda mais simples, tentemos imaginar uma moeda colocada a uma distância de duas milhas. Se for observada de lado, parecerá linear; se inclinada um pouco, terá formato elíptico; mas mesmo a essa distância, essa elipse seria maior do que a maior elipse paraláctica de qualquer estrela no céu. Suponhamos uma esfera ao redor de um observador, com raio de duas milhas. Se uma moeda fosse colocada nessa esfera, em frente a cada uma das estrelas, todas as elipses paralácticas ficariam completamente ocultas.

A estrela em Cisne conhecida como 61 Cygni também não se destaca nem pelo tamanho nem pela brilhância. É mal visível a olho nu, e existem milhares de estrelas que aparentemente são maiores e mais brilhantes. No entanto, é um exemplo muito interessante daquela notável classe de objetos conhecidos como estrelas duplas. Ela consiste em duas estrelas quase iguais, próximas uma da outra, e evidentemente ligadas por uma força de atração mútua. A atenção dos astrônomos também é especialmente direcionada a essa estrela devido ao seu grande movimento próprio. Graças a esse movimento próprio, as duas componentes são levadas juntas pelo céu a uma taxa de cinco segundos por ano. Um movimento próprio dessa magnitude é extremamente raro, mas não dizemos que seja incomparável, pois existem algumas estrelas que têm um movimento próprio ainda mais rápido; contudo, o notável caráter duplo de 61 Cygni, combinado com o grande movimento próprio, torna-a um objeto único, pelo menos no hemisfério norte.

Quando Bessel propôs realizar a grande pesquisa pela qual seu nome ficará para sempre associado, decidiu dedicar um, dois ou três anos às observações contínuas de uma única estrela, com o objetivo de medir cuidadosamente sua elipse paraláctica. Como ele poderia escolher o objeto?

em que tanto esforço teria de ser gasto? Era de extrema importância escolher uma estrela que estivesse suficientemente perto para recompensar seus esforços, apresentando uma paralaxe mensurável. No entanto, ele só podia contar com suposições e analogias como guia. Ocorreu-lhe que as características excepcionais de 61 Cygni ofereciam a presunção necessária, e ele decidiu aplicar o processo de observação a essa estrela. Dedicou a maior parte de três anos ao trabalho e conseguiu descobrir sua distância da Terra.

Desde a data do discurso de Sir John Herschel, 61 Cygni tem recebido a atenção dedicada e quase contínua dos astrônomos. De fato, podemos dizer que cada geração seguinte realiza uma nova discussão sobre a distância dessa estrela, com o objetivo de confirmar ou criticar a descoberta original de Bessel. O diagrama aqui apresentado (Fig. 94) tem como objetivo ilustrar a história recente de 61 Cygni.

Quando Bessel iniciou seus trabalhos, o par de estrelas que formava o sistema duplo estava no ponto indicado no diagrama pela data de 1838. A próxima fase ocorreu quinze anos depois, quando Otto Struve realizou suas pesquisas, e o par de estrelas já havia se deslocado para a posição marcada como 1853. Finalmente, quando o mesmo objeto foi observado mais recentemente no Observatório Dunsink, o par de estrelas havia avançado ainda mais, até a posição indicada pela data de 1878. Assim, em quarenta anos, esse sistema estelar duplo percorreu um arco no céu com comprimento superior a três minutos. Na verdade, o caminho seguido é mais complexo do que um movimento retilíneo simples. As duas estrelas que formam o sistema duplo possuem uma certa velocidade relativa, em consequência de sua atração mútua. No entanto, não será necessário levar isso em conta, pois o deslocamento resultante em um único ano é muito pequeno para causar qualquer efeito inconveniente na elipse paraláctica.

O caso de 61 Cygni é, no entanto, excepcional. É uma das nossas vizinhas mais próximas no céu. Nunca conseguiremos determinar sua distância com precisão, até mesmo dentro de um ou dois bilhões de milhas; mas ainda assim temos consciência de que existe uma

incerteza
no valor de vinte bilhões é uma porcentagem excessivamente alta em relação ao todo. Vamos mostrar agora que acreditamos que Struve estava certo, mas isso não implica necessariamente que Bessel estivesse errado. A Fig. 94 — 61 Cygni e as estrelas de comparação.
O aparente paradoxo pode ser facilmente explicado. Não seria fácil de explicar se Struve tivesse usado a mesma estrela de comparação que Bessel utilizou; mas a estrela de comparação de Struve era diferente de ambas as de Bessel, e isso provavelmente é a causa da discrepância. Vale lembrar que a essência do processo consiste na comparação da pequena elipse formada pela estrela distante com a elipse maior formada pela estrela mais próxima. Se as duas estrelas estivessem à mesma distância, o processo seria completamente inviável. Nesse caso, não importa quão próximas as estrelas estivessem da Terra, nenhuma paralaxe poderia ser detectada. Para que o método seja totalmente eficaz, a estrela de comparação deve estar pelo menos oito vezes mais distante do que a estrela principal. Tendo isso em mente, é perfeitamente possível conciliar as medições de Bessel com as de Struve. Precisamos apenas supor que as estrelas de comparação de Bessel estejam a cerca de três vezes a distância de 61 Cygni, enquanto a estrela de comparação de Struve está pelo menos oito ou dez vezes mais distante. Podemos acrescentar que, como as estrelas de comparação usadas por Bessel são mais brilhantes do que a de Struve, há realmente uma presunção de que esta última seja a mais distante das três.

Temos aqui uma característica distintiva deste método de determinação da paralaxe. Mesmo que todas as observações e as reduções de uma série de paralaxes fossem matematicamente corretas, não poderíamos descrever o resultado final como a paralaxe de uma estrela, em sentido estrito. Trata-se apenas da diferença entre a paralaxe da estrela em questão e a da estrela de comparação. Portanto, só podemos afirmar que a paralaxe buscada não pode ser menor do que a quantidade determinada. Visto dessa maneira, a discrepância entre Struve e Bessel desaparece. Bessel afirmou que a distância de 61 Cygni não podia ser superior a sessenta bilhões de milhas. Struve não contradisse isso — pelo contrário, confirmou-o — ao mostrar que a distância não podia ser maior do que quarenta bilhões.

Quase meio século se passou desde que Struve realizou suas observações. Essas observações certamente foram questionadas; mas, no geral, são confirmadas por outras investigações. Em uma revisão crítica do assunto, Auwers mostrou que a determinação de Struve é digna de considerável confiança. No entanto, apesar desse anúncio autoritativo, o estudo de 61 Cygni foi retomado repetidamente. O Dr. Brünnow, quando era Astrônomo Real da Irlanda, iniciou uma série de observações sobre a paralaxe de 61 Cygni, as quais foram continuadas e concluídas pelo presente autor, seu sucessor. Brünnow escolheu uma quarta estrela de comparação (marcada no diagrama), diferente de qualquer uma das utilizadas pelos observadores anteriores. O método de observação empregado por Brünnow era bastante diferente do de Struve, embora em ambos os casos fosse utilizado o micrômetro de fio. Brünnow procurou determinar a elipse paraláctica medindo a diferença de declinação entre 61 Cygni e a estrela de comparação.[38] Ao longo de um ano, constata-se que a diferença de declinação sofre uma mudança periódica, e a partir dessa mudança pode-se calcular a elipse paraláctica. Na primeira série de observações, medi a diferença de declinação entre a estrela anterior de 61 Cygni e a estrela de comparação; na segunda série, usei a outra componente de 61 Cygni e a mesma estrela de comparação. Assim, tivemos duas determinações completamente independentes da paralaxe, obtidas ao longo de dois anos de trabalho. A primeira delas indica que…

A distância é de quarenta bilhões de milhas, e o segundo valor dá praticamente o mesmo resultado. Não há dúvida de que este trabalho apoia a determinação de Struve na correção das medições de Bessel; portanto, podemos resumir o estado atual do nosso conhecimento sobre esta questão dizendo que a distância de 61 Cygni está muito mais próxima dos quarenta bilhões de milhas encontrados por Struve do que dos sessenta bilhões encontrados por Bessel.[39]

É desejável fornecer ao leitor meios para que ele forme sua própria opinião sobre a qualidade das evidências disponíveis em tais pesquisas. O diagrama mostrado na Figura 95 foi elaborado com esse objetivo. Ele tem como finalidade ilustrar a segunda série de observações da diferença de declinação que realizei em Dunsink. Cada ponto representa as observações de uma noite. A altura do ponto indica a diferença de declinação observada entre 61 (B) Cygni e a estrela de comparação. A distância ao longo da linha horizontal – ou abscissa, como um matemático a chamaria – representa a data. Essas observações estão agrupadas, de forma mais ou menos regular, nas proximidades de uma certa curva. Essa curva indica onde as observações deveriam ter ficado, caso fossem perfeitas. As distâncias entre os pontos e a curva podem ser consideradas os erros cometidos durante as observações.

Talvez se pense que, em muitos casos, esses erros atingiram dimensões bastante indesejáveis. Vamos, portanto, esclarecer que foi justamente para mostrar esses erros que este diagrama foi apresentado; precisamos exibir tanto as fraquezas quanto as forças do caso. No entanto, os erros das observações não são, intrinsicamente, tão grandes quanto se poderia imaginar à primeira vista. Para perceber isso, basta interpretar a escala em que este diagrama foi desenhado, fazendo comparação com padrões conhecidos. A distância do topo da curva até a linha horizontal representa um ângulo de apenas quatro décimos de segundo. Isso equivale aproximadamente ao diâmetro aparente de uma moeda a uma distância de dez milhas! Agora podemos avaliar a verdadeira magnitude dos erros cometidos. Observa-se que nenhum dos pontos está distante da curva em mais do que metade da altura da curva. Portanto, parece que

O maior erro em toda a série de observações é de apenas dois ou três décimos de segundo. Isso equivale a termos apontado o telescópio para a borda superior de uma moeda a quinze ou vinte milhas de distância, em vez da borda inferior. Não se trata de um grande erro. Uma equipe de atiradores cujos erros de mira fossem cem vezes maiores ainda poderia facilmente ganhar todos os prêmios em Bisley.

Entramos em detalhes na história de 61 Cygni porque é a estrela cuja distância foi mais estudada. Não dizemos que 61 Cygni seja a mais próxima de todas as estrelas; seria, de fato, muito imprudente afirmar que alguma estrela específica seja a mais próxima de todos os inúmeros milhões de estrelas no céu. Certamente conhecemos uma estrela que parece estar mais perto do que 61 Cygni; ela fica em uma das constelações do sul, e seu nome é α Centauri. Esta estrela tem, de fato, grande importância na história desse assunto. Sua paralaxe foi determinada pela primeira vez no Cabo da Boa Esperança por Henderson; pesquisas posteriores confirmaram suas observações, e as investigações detalhadas do Dr. Gill provaram que a paralaxe dessa estrela é de cerca de três quartos de segundo, ou seja, corresponde a apenas dois terços da distância de 61 Cygni.

61 Cygni chamou nossa atenção, em primeiro lugar, pela circunstância de ter um grande movimento próprio de cinco segundos por ano. Também determinamos que a paralaxe anual é de cerca de meio segundo. A combinação dessas duas informações leva a um resultado de grande interesse. Ela nos mostra que 61 Cygni deve percorrer, a cada ano, uma distância não inferior a dez vezes o raio da órbita terrestre. Traduzindo isso em números comuns, descobrimos que essa estrela deve viajar novecentos e vinte milhões de milhas por ano. Ela deve se mover entre dois e três milhões de milhas por dia, mas isso só pode ser feito mantendo uma velocidade extraordinária de trinta milhas por segundo. Parece não haver escapatória dessa conclusão. Os fatos que descrevemos, e que agora estão suficientemente bem estabelecidos, são incompatíveis com a suposição de que a velocidade de 61 Cygni seja menor que trinta milhas por segundo; a velocidade pode ser maior, mas não pode ser menor.

Há cento e cinquenta anos sabemos que 61 Cygni tem se movido na mesma direção e com a mesma velocidade. Antes da existência do telescópio, não tínhamos observações que nos guiassem; portanto, não podemos ter certeza absoluta sobre a história anterior dessa estrela. No entanto, é razoável supor que 61 Cygni esteja se movendo desde tempos remotos com uma velocidade comparável à atual. Se não houvesse influências perturbadoras, não haveria dúvidas quanto a isso. No entanto, deve haver alguma influência perturbadora; a única questão é se essa influência é suficiente para modificar seriamente a suposição que fizemos. Uma influência perturbadora poderosa poderia alterar muito a velocidade da estrela; poderia desviá-la de sua trajetória retilínea; poderia até forçá-la a mover-se em uma órbita fechada. No entanto, não acreditamos que seja necessário considerar alguma influência perturbadora dessa magnitude, e não pode haver dúvida razoável de que 61 Cygni se move atualmente por um caminho quase reto, com uma velocidade quase uniforme.

Como a distância de 61 Cygni do Sol é de quarenta bilhões de milhas, e sua velocidade é de trinta milhas por segundo, é fácil calcular quanto tempo a estrela

Levaria um tempo equivalente à distância que percorreria até chegar ao sol. O tempo necessário seria de aproximadamente 40.000 anos. Nos últimos 400.000 anos, 61 Cygni terá se movido por uma distância dez vezes maior do que a sua distância atual do sol, independentemente da direção do movimento. Portanto, essa estrela deve ter estado a cerca de dez vezes mais distante da Terra há 400.000 anos do que está atualmente. Embora essa época seja incrivelmente distante de qualquer registro histórico, talvez não seja incomparável com a duração da raça humana; já em comparação com o vasto período do tempo geológico, tais períodos parecem triviais e insignificantes. Os geólogos já rejeitaram há muito tempo a ideia de milhares de anos; agora eles afirmam que fenômenos geológicos levam milhões, ou até muitos milhões de anos, para se produzirem. Se a Terra realmente existir há os milhões de anos que os geólogos afirmam, torna-se razoável que os astrônomos especulem sobre os fenômenos que ocorreram nos céus ao longo de períodos semelhantes. Com a ajuda do nosso conhecimento sobre as distâncias das estrelas, combinado com uma velocidade assumida de trinta milhas por segundo, podemos tentar olhar para o passado distante e mostrar quão grandes foram as mudanças que o nosso universo parece ter sofrido.

Em um milhão de anos, 61 Cygni aparentemente terá percorrido uma distância vinte e cinco vezes maior do que a sua distância atual do sol. Independentemente da direção em que 61 Cygni esteja se movendo — seja em direção à Terra ou para longe dela, para a direita ou para a esquerda — ela deve ter estado a cerca de vinte e cinco vezes mais distante há um milhão de anos do que está atualmente; mas mesmo na sua distância atual, 61 Cygni é uma estrela pequena; se estivesse dez vezes mais distante, só poderia ser vista com um bom telescópio; se estivesse vinte e cinco vezes mais distante, mal seria um ponto visível mesmo nos nossos maiores telescópios.

As conclusões obtidas em relação a 61 Cygni podem ser aplicadas, com diferentes graus de ênfase, a outras estrelas. Isso nos leva à conclusão de que muitas das estrelas espalhadas pelos céus aparentemente estão em movimento lento. Mas esse movimento, embora pareça lento, pode na verdade ser muito rápido. Quando estamos na praia e olhamos para um navio no horizonte distante, dificilmente percebemos que ele está se movendo. É verdade que, se olharmos novamente após alguns minutos, podemos detectar esse movimento.

mudança de lugar; mas o movimento do navio a vapor parece lento. No entanto, se estivéssemos perto do navio a vapor, descobriríamos que ele se desloca a uma velocidade de muitas milhas por hora. É a distância que causa essa ilusão. O mesmo acontece com as estrelas: elas parecem se mover lentamente porque estão muito distantes, mas, se estivéssemos perto delas, poderíamos ver que, na maioria dos casos, seu movimento é mil vezes mais rápido do que o do navio a vapor mais rápido que já cruzou os oceanos.

Parece, portanto, que a permanência dos céus estelares e a fixidez das constelações em suas posições relativas são apenas efêmeras. Quando levantamos a vista para contemplar períodos de tempo tão vastos quanto os revelados pelas pesquisas geológicas, a durabilidade das constelações desaparece! Ao longo dessas eras impressionantes, estrelas e constelações gradualmente desaparecem de vista, sendo substituídas por outras que não têm maior permanência.

Não é raro que uma pesquisa de paralaxe seja infrutífera. O trabalho é concluído, as observações são analisadas e discutidas, mas ainda assim não é possível obter nenhum valor para a paralaxe. A distância da estrela é tão enorme que nossa linha de base, embora tenha quase duzentos milhões de milhas de comprimento, é muito curta para permitir uma relação significativa com a distância da estrela. Mesmo diante de tais fracassos, informações podem frequentemente ser obtidas.

Deixe-me ilustrar isso com um relato baseado em minha própria experiência em Dunsink. Já mencionamos que, em 24 de novembro de 1876, um astrônomo bem conhecido — o Dr. Schmidt, de Atenas — observou uma nova estrela brilhante de terceira magnitude na constelação de Cisne. Em 20 de novembro, a Nova de Cisne era invisível. Ninguém sabe se ela surgiu primeiro no dia 21, 22 ou 23; mas foi descoberta no dia 24. Sua brilhantia já parecia estar diminuindo naquela época; portanto, presumivelmente, ela estava mais brilhante em algum momento entre 20 e 24 de novembro. Sua aparição deve ter sido, portanto, relativamente súbita, e não conhecemos nenhuma causa que explique tal fenômeno de maneira mais simples do que uma colisão gigantesca. A diminuição da brilhantia foi muito mais lenta do que seu aumento, e passaram-se mais de duas semanas antes que a estrela voltasse a ser insignificante — dois ou três dias (ou menos) para o surgimento, dois ou três semanas

para o outono. No entanto, mesmo duas ou três semanas eram um tempo curto para extinguir uma conflagração tão poderosa. É relativamente fácil sugerir uma explicação para o surto repentino; não é igualmente fácil entender como ela pôde ser controlada em poucas semanas. Uma peça de ferro de bom tamanho, produzida numa das nossas fundições, leva quase tanto tempo para esfriar quanto o necessário para diminuir as chamas celestes em Nova Cygni!

Com base nisso, parecia razoável supor que talvez Nova Cygni não fosse realmente uma conflagração muito extensa. Mas, se fosse esse o caso, a estrela devia estar relativamente perto da Terra, já que apresentava um espetáculo tão brilhante e atraía tanta atenção. Portanto, parecia um objeto plausível para pesquisa de paralaxe; e, consequentemente, foi feita uma série de observações há alguns anos em Dunsink. Naquela época, eu estava muito ocupado com outros trabalhos para dedicar muito tempo a uma pesquisa que, afinal, poderia apenas se revelar ilusória. Eu simplesmente fiz um número suficiente de medições micrométricas para testar se existia uma grande paralaxe. Já foi apontado como cada estrela parece descrever uma elipse paraláctica mínima, em consequência do movimento anual da Terra, e, pela medição dessa elipse, pode-se determinar a paralaxe — e, portanto, a distância — da estrela. Em circunstâncias normais, ao se investigar a paralaxe de uma estrela, é necessário medir a posição dela na sua elipse em muitas ocasiões diferentes, distribuídas ao longo de pelo menos um ano inteiro. O método que adotamos era muito menos trabalhoso. Era suficientemente preciso para testar se Nova Cygni tinha ou não uma grande paralaxe, embora pudesse não ser delicado o bastante para detectar uma paralaxe pequena. Em uma data específica, que pode ser facilmente calculada, a estrela está em uma das extremidades da elipse paraláctica, e seis meses depois está na outra extremidade. Ao escolher momentos adequados do ano para as nossas observações, podemos medir a estrela nessas duas posições, quando ela está mais afetada pela paralaxe. Foi por meio de observações desse tipo que tentei detectar a paralaxe de Nova Cygni. Sua distância em relação a uma estrela vizinha foi cuidadosamente medida com o micrômetro nas duas estações em que, se houvesse paralaxe, essas distâncias deveriam mostrar suas

A maior discrepância; mas nenhuma diferença concreta entre essas distâncias pôde ser detectada. As observações, portanto, não conseguiram revelar a existência de uma elipse paraláctica — ou, em outras palavras, a distância de Nova Cygni era demasiado grande para ser medida por meio desse tipo de observação.

É certo que, se Nova Cygni fosse uma das estrelas mais próximas, essas observações não teriam sido infrutíferas. Podemos, portanto, acreditar que Nova Cygni deve estar a pelo menos 20.000.000.000.000 milhas do sistema solar; e a ideia de que o brilhante surto luminoso tivesse dimensões pequenas parece ter de ser abandonada. O brilho intrínseco de Nova Cygni, quando estava no seu auge, não podia ser muito inferior, se é que era inferior, ao brilho do próprio nosso Sol. Se o Sol fosse afastado de nós até a distância de Nova Cygni, pareceria ter diminuído a ponto de se tornar um objeto não mais brilhante do que uma estrela variável. Como o brilho de um objeto tão extraordinário diminuiu tão rapidamente continua, portanto, sendo um mistério difícil de explicar. Não dissemos que o surto de brilho nesta estrela ocorreu entre os dias 20 e 24 de novembro de 1876? Seria mais correto dizer que as notícias desse surto chegaram ao nosso sistema no período mencionado. O verdadeiro surto deve ter ocorrido pelo menos três anos antes. De fato, na época em que a estrela causou tanta comoção no mundo astronômico, ela já havia voltado a ser insignificante.

Em relação ao tema deste capítulo, precisamos considerar um grande problema proposto por Sir William Herschel. Ele percebeu que as estrelas se movem devido ao seu movimento próprio; percebeu também que o Sol é uma estrela, uma das inúmeras estrelas do céu, e foi assim levado a propor a questão extraordinária de saber se o Sol, assim como as outras estrelas que são suas “colegas”, também está em movimento. Considere tudo o que essa grande questão envolve. O Sol tem ao seu redor um séquito de planetas e seus satélites, cometas, e uma infinidade de corpos menores. A questão é: se todo esse magnífico sistema gira em torno do Sol, que permanece imóvel no centro, ou se todo o sistema — Sol, planetas e tudo mais — está se movendo pelo espaço.

Herschel foi o primeiro a resolver este nobre problema; ele descobriu que o nosso sol e o esplêndido conjunto de corpos celestes que o acompanham estão se movendo no espaço. Ele não só descobriu isso, mas também determinou a direção em que o sistema se movia, bem como a velocidade aproximada com que esse movimento provavelmente ocorria. Foi demonstrado que o sol e o seu sistema estão agora se dirigindo rapidamente para um ponto no céu próximo à constelação de Lira. A velocidade desse movimento corresponde à magnitude do sistema; mais rápida do que a bala de fuzil mais veloz já disparada, o sol, levando consigo a Terra e todos os outros planetas, continua avançando. Nós, na Terra, participamos desse movimento. A cada meia hora, estamos cerca de dez mil milhas mais próximos da constelação de Lira do que estariamos se o sistema solar não estivesse em movimento. Como avançamos a esta taxa incrível em direção a Lira, pode-se pensar, a princípio, que chegaremos lá em breve; mas as distâncias das estrelas naquela região parecem não ser menores do que as das estrelas em outros lugares, e podemos ter certeza de que o sol e o seu sistema precisarão viajar à mesma taxa por muito mais de um milhão de anos antes de atravessarmos o abismo entre a nossa posição atual e as fronteiras de Lira. No entanto, deve-se reconhecer que a nossa estimativa da velocidade real com que o nosso sistema solar se move é extremamente incerta, mas isso não afeta, de forma alguma, o fato de estarmos nos movendo na direção inicialmente indicada por Herschel (ver Capítulo XXIII).

Resta explicar o método de raciocínio adotado por Herschel, pelo qual ele conseguiu fazer essa grande descoberta. Pode parecer estranho ouvir que a detecção do movimento do sol não foi feita observando o sol diretamente; todas as observações do próprio corpo celeste, mesmo com os maiores telescópios do mundo, nunca nos revelariam esse movimento, pela simples razão de que a Terra, de onde devem ser feitas as observações, também está se movendo. Um passageiro na cabine de um navio geralmente percebe que o navio está se movendo pela agitação do mar; mas se o mar estiver perfeitamente calmo, então, embora as mesas e cadeiras na cabine estejam se movendo tão rapidamente quanto o navio, não as vemos se mover, porque também estamos nos movendo com o navio. Se nós…

Não podíamos sair da cabine, nem olhar pelas janelas; nunca saberíamos se o navio estava em movimento ou parado. Também não poderíamos ter ideia da direção para a qual o navio se dirigia, nem da velocidade com que se movia.

O sol, com todo o seu conjunto de planetas e satélites, pode ser comparado ao navio. Os planetas podem orbitar ao redor do sol, assim como os passageiros podem se mover pela cabine. Mas, assim como os passageiros, ao olharem para os objetos a bordo, nunca conseguem saber para onde o navio está indo, nós, ao olharmos apenas para o sol ou para os outros planetas ou membros do sistema solar, também nunca conseguimos saber se todo o nosso sistema está em movimento.

As condições de um movimento perfeitamente uniforme em mares perfeitamente calmos raramente são encontradas nas águas que conhecemos. Mas o curso do sol e do seu sistema não é perturbado por nenhum tipo de interferência, de modo que esse movimento majestoso ocorre com absoluta uniformidade. Não sentimos esse movimento; e, como todos os planetas viajam conosco, não podemos obter nenhuma informação deles sobre o movimento comum que anima todo o sistema.

No entanto, os passageiros ficam imediatamente cientes do movimento do navio quando sobem ao convés e olham para o mar ao redor. Suponhamos que a viagem esteja quase concluída, que a terra distante já esteja à vista e, à medida que a noite se aproxima, o porto para o qual o navio se dirige possa ser visto. Suponhamos que o porto tenha, como costuma acontecer, uma entrada estreita, e que sua entrada seja indicada por faróis de cada lado. Quando o porto ainda está longe, perto do horizonte, os dois faróis parecem estar próximos um do outro. À medida que a noite cai e fica completamente escura, esses dois faróis são tudo o que ainda é visível. Enquanto o navio ainda está a algumas milhas de seu destino, os dois faróis parecem próximos, mas, à medida que a distância diminui, eles parecem se afastar. Gradualmente, o navio se aproxima, enquanto os faróis continuam se afastando, até que, finalmente, quando o navio entra no porto, em vez de os dois faróis estarem diretamente à frente, como no início, um deles é deixado para trás.

a mão direita, enquanto a outra se encontra da mesma forma à esquerda. Se, então, quisermos descobrir o movimento do sistema solar, devemos, como o passageiro, observar objetos não relacionados ao nosso sistema e aprender o nosso próprio movimento por meio de seus movimentos aparentes. Mas existem algum objeto nos céus que não esteja relacionado ao nosso sistema? Se todas as estrelas fossem como a Terra, meros apêndices do nosso Sol, então nunca poderíamos saber se estávamos em repouso ou em movimento: nosso sistema poderia estar em estado de repouso absoluto, ou poderia estar se deslocando a uma velocidade inconcebivelmente grande, pois não haveria como determinar o contrário. Mas as estrelas não pertencem ao sistema do nosso Sol; elas são, na verdade, sóis por si mesmas, e não obedecem às influências do nosso Sol, como a Terra é obrigada a fazer. Portanto, as estrelas funcionarão como objetos externos pelos quais podemos verificar se nosso sistema está viajando pelo espaço.

Com as estrelas como nossos faróis, o que devemos esperar se nosso sistema realmente estiver em movimento? Lembremo-nos de que, quando o navio se aproximava do porto, as luzes se espalhavam gradualmente para a direita e para a esquerda. Mas o astrônomo também dispõe de luzes com as quais pode observar a “navegação” daquele vasto navio, nosso sistema solar, e essas luzes indicarão o caminho pelo qual ele se move. Se nosso sistema solar estiver em movimento, deveríamos esperar que as estrelas se afastassem gradualmente daquele ponto no céu para o qual nosso movimento está direcionado. É exatamente isso que encontramos. As estrelas nas constelações estão se afastando gradualmente de um ponto central próximo à constelação de Lira, e por isso concluímos que é em direção a Lira que o movimento do sistema solar está orientado.

Há uma grande dificuldade na discussão dessa questão. Não tivemos oportunidade de observar que as próprias estrelas estão em movimento real? Parece certo que cada estrela, incluindo o próprio Sol como estrela, possui um movimento individual próprio. Os movimentos das estrelas, conforme os vemos, são em parte aparentes e em parte reais; eles surgem em parte do movimento real de cada estrela e em parte do movimento do Sol, do qual participamos, e que produz um movimento aparente na estrela. Como distinguir esses movimentos? Nossos telescópios e nossas observações nunca conseguirão fazer isso.

Essa decomposição diretamente. Para realizar a análise, Herschel recorreu a certos métodos geométricos. Seus materiais naquela época eram escassos, mas em suas mãos eles se mostraram adequados, e ele anunciou com ousadia sua descoberta do movimento do sistema solar.

Uma declaração tão surpreendente exigia o teste mais rigoroso que os recursos astronômicos mais refinados pudessem oferecer. Existe um método poderoso e sutil que os astrônomos utilizam no esforço de interpretar a natureza. O bispo Butler disse que a probabilidade é o guia da vida. O movimento próprio de uma estrela precisa ser decomposto em duas partes: uma real e outra aparente. Quando se consideram várias estrelas, podemos conceber um número infinito de maneiras pelas quais os movimentos de cada estrela podem ser assim decompostos. Cada uma dessas divisões concebíveis terá um certo elemento de probabilidade a seu favor. É tarefa do matemático determinar a magnitude dessa probabilidade. O caso, então, é o seguinte: entre todos os sistemas possíveis, um deve ser o verdadeiro. Não podemos indicar com certeza qual é o correto, mas podemos escolher aquele que possui o maior grau de probabilidade a seu favor, seguindo assim o preceito de Butler ao qual já nos referimos. Um matemático descreveria seu processo chamando-o de método dos mínimos quadrados. Desde a descoberta de Herschel, há cem anos, muitos astrônomos, utilizando observações de centenas de estrelas, abordaram o mesmo problema. Os matemáticos esgotaram todas as possibilidades oferecidas pela teoria das probabilidades, mas apenas para confirmar a veracidade daquela teoria magnífica que parece ter sido um dos lampejos do gênio de Herschel.

CAPÍTULO XXII.
AGLOMERAÇÕES ESTELARES E NEBULOSAS.
Objetos Estelares Interessantes — Estrelas não distribuídas uniformemente — Aglomerações Estelares — Suas variedades — A aglomeração em Perseu — A aglomeração globular em Hércules — A Via Láctea — Uma aglomeração de estrelas minúsculas — As Nuvens de Magalhães — Nebulosas distintas das nuvens — Número de nebulosas conhecidas — A constelação de Órion — A posição da Grande Nebulosa — A maravilhosa estrela θ Orionis — O desenho da Grande Nebulosa no telescópio de Lord Rosse — Fotografias deste objeto maravilhoso — A Grande Nebulosa em Andrômeda — A Nebulosa Anelar em Lira — Semelhança com anéis de vórtice — Nebulosas planetárias — Desenhos de várias nebulosas notáveis — Natureza das nebulosas — Espectros das nebulosas — Sua distribuição; a Via Láctea.

Já mencionamos Saturno como um dos mais esplêndidos espetáculos telescópicos nos céus. Deixando de lado as evidentes pretensões do sol e da lua, existem, talvez, dois outros objetos visíveis nessas latitudes que competem com Saturno em termos de esplendor e interesse em suas imagens telescópicas. Um desses objetos é a aglomeração estelar em Hércules; o outro é a grande nebulosa em Órion. Consideramos esses objetos como típicos das duas grandes categorias de corpos a serem discutidas neste capítulo, sob o título de Aglomerações Estelares e Nebulosas.

As estrelas, que em número de vários milhões adornam o céu, não estão distribuídas uniformemente. Podemos observar que, enquanto algumas regiões são relativamente desprovidas de estrelas, outras contêm um grande número delas. Às vezes temos um pequeno grupo, como as Plêiades; às vezes temos uma região imensa do céu repleta de estrelas, como na Via Láctea. Tais objetos são chamados de aglomerações estelares. Encontramos todas as variedades nas aglomerações: às vezes as estrelas se destacam por sua brilhância, às vezes pelo seu enorme número e, às vezes, pela forma notável como estão agrupadas. Às vezes, uma aglomeração estelar é adornada com estrelas de cores brilhantes; às vezes, os pontos luminosos estão tão próximos uns dos outros que seus raios separados

Não se consegue desembaraçá-los; às vezes as estrelas são tão pequenas ou tão distantes que o aglomerado mal pode ser distinguido de uma nebulosa.

Dos aglomerados notáveis tanto pela riqueza quanto pelo brilho das estrelas individuais, podemos mencionar o aglomerado localizado na Empunhadura da Espada, em Perseu. A posição deste objeto está marcada na Fig. 83, página 415. A olho nu, vê-se um ponto turvo, que, no telescópio, se transforma em dois aglomerados separados por uma curta distância. Em cada um deles existem inúmeras estrelas, amontoadas de tal forma que preenchem o campo de visão do telescópio. O esplendor deste objeto pode ser apreciado quando se considera que cada uma dessas estrelas é, por si só, um sol brilhante, talvez rivalizando em brilho com o nosso próprio sol. Existem, no entanto, regiões no céu, próximas à Cruz do Sul – naturalmente invisíveis das latitudes do Norte – nas quais partes da Via Láctea apresentam uma aparência ainda mais rica do que o aglomerado em Perseu.

O tipo mais impressionante de aglomerado estelar é bem exemplificado na constelação de Hércules. Neste caso, temos um grupo de estrelas pequenas, aparentemente em forma aproximadamente esférica. A Fig. 96 representa este objeto como visto pelo grande telescópio de Lord Rosse, e mostra três faixas radiais, nas quais as estrelas parecem ser menos numerosas do que em outros locais. Estima-se que este aglomerado contenha de 1.000 a 2.000 estrelas, todas concentradas numa parte extremamente pequena do céu. Visto através de um telescópio muito pequeno, este objeto assemelha-se a uma nebulosa. A posição do aglomerado em Hércules é mostrada num diagrama já apresentado anteriormente (Fig. 88, página 420). Já mencionamos esta gloriosa aglomeração de estrelas como um dos três objetos especialmente interessantes no céu.

PLACA D.
BANDEIRA GALÁCTICA PRÓXIMA DE MESSIER II.
Fotografada por E.E. Barnard, 29 de junho de 1892.

A Bandeira Galáctica forma um cinto que, com mais ou menos regularidade, percorre completamente o céu; e, quando observado pelo telescópio, percebe-se que é composto por miríades de estrelas minúsculas. Em alguns lugares, as estrelas são muito mais numerosas do que em outros. Todas essas estrelas estão incomparavelmente mais distantes do sol, que elas cercam, portanto é evidente que o nosso sol e, claro, o sistema que o acompanha, encontram-se na verdade dentro da Bandeira Galáctica. Parece tentador seguir esse raciocínio aqui.

sugerido, e para refletir que toda a Via Láctea pode, afinal, ser meramente um aglomerado de estrelas, comparável em tamanho a alguns dos outros aglomerados de estrelas que vemos, e que, visto de um ponto distante no espaço, a Via Láctea pareceria ser apenas um dos muitos aglomerados de estrelas que contêm o nosso Sol como uma unidade indistinguível.

No hemisfério sul existem duas massas imensas que são visíveis a olho nu e se assemelham a porções separadas da Via Láctea. Elas não podem ser vistas por observadores na nossa latitude e são conhecidas como nuvens de Magalhães ou as duas nubeculæ. A sua estrutura, tal como é revelada a um observador que utiliza um telescópio potente, é de grande complexidade. Sir John Herschel, que realizou um estudo especial destes objetos notáveis, dá a seguinte descrição deles: “A estrutura geral de ambas consiste em grandes extensões e manchas de nebulosidade em todos os estágios de resolução, desde luz irreconhecível, num telescópio refletor de dezoito polegadas de abertura, até estrelas perfeitamente separadas, como na Via Láctea.”

De fato, existem grupos de estrelas suficientemente isolados e condensados para serem considerados irregulares e, em alguns casos, bastante ricos em estrelas. Mas, além desses, há também nebulosas em grande quantidade e aglomerados globulares em todos os estados de condensação. É difícil duvidar de que as duas nebulosas, que são, de modo geral, redondas ou, melhor dizendo, ovais, não tenham sido formadas acidentalmente por um grande número de objetos muito diferentes dispostos a diversas distâncias ao longo da mesma linha de visão, mas que representem, na verdade, dois grandes sistemas de objetos, amplamente diferentes em sua estrutura, os quais se encontram reunidos nas proximidades um do outro, enquanto, em geral, não coexistem perto um do outro na Via Láctea – com a qual, à simples vista a olho nu, tenderíamos a associar as Nuvens de Magalhães.

Quando direcionamos um bom telescópio para o céu, ocasionalmente encontramos um daqueles notáveis objetos celestes conhecidos como nebulosas. São manchas difusas e fracas, ou pontos de luz no fundo negro do céu. Quase todas são invisíveis a olho nu. Esses objetos celestes não devem, de forma alguma, ser confundidos com nuvens, no sentido comum da palavra. Estas existem apenas suspensas na atmosfera, enquanto as nebulosas estão imersas nas profundezas do espaço. As nuvens brilham pela luz do sol, que elas refletem para nós; as nebulosas brilham sem luz externa; são autoluminescentes. As nuvens mudam de hora em hora; as nebulosas não mudam nem mesmo de ano para ano. As nuvens são muito menores que a Terra; enquanto a menor nebulosa conhecida por nós é incomparavelmente maior que o Sol. As nuvens ficam a poucos quilômetros da Terra; as nebulosas estão quase inimaginavelmente distantes.

Imediatamente após Herschel e sua irmã se estabelecerem em Slough, ele começou a examinar o céu do hemisfério norte de maneira sistemática. Para esse tipo de observação, é essencial que o céu esteja livre de nuvens, pois até mesmo a luz da lua é suficiente para obscurecer os objetos mais fracos e interessantes. Era nas longas e claras noites de inverno, quando as estrelas brilhavam intensamente e o tênue caminho da Via Láctea se estendia pelo céu, que o trabalho precisava ser realizado. O telescópio era direcionado para…

Os céus: o movimento diurno habitual, pelo qual o sol e as estrelas parecem nascer e se pôr, faz com que as estrelas passem pelo campo de visão num panorama majestoso. As estrelas entram lentamente no campo de visão, movem-se lentamente por ele e saem lentamente, sendo novamente substituídas por outras. Assim, o observador, ao permanecer simplesmente passivo diante do olho do telescópio, vê um campo após outro passar diante de si e consegue examinar seu conteúdo. Conclui-se, portanto, que, mesmo sem mover o telescópio, uma longa faixa estreita dos céus é analisada; ao mover o telescópio ligeiramente para cima e para baixo, a largura dessa faixa pode ser aumentada adequadamente. Noutra noite, o telescópio é colocado numa posição diferente, e outra faixa do céu é examinada; assim, com o tempo, todo o céu pode ser cuidadosamente analisado.

Herschel fica diante do olho do telescópio para observar a esplêndida procissão de objetos celestes. Perto dali, sua irmã Caroline senta-se à sua mesa, com uma caneta na mão, para anotar as observações à medida que saem dos lábios de seu irmão. À sua frente encontra-se um cronômetro, com o qual ela pode registrar a hora, e um dispositivo que indica a altitude do telescópio, permitindo-lhe registrar a posição exata do objeto em relação à descrição ditada por seu irmão. Esse era o esquema magnífico que esse irmão e irmã haviam planejado para realizar como objetivo de sua dedicação ao longo da vida. As descobertas que Herschel estava destinado a fazer não seriam contadas em dezenas ou centenas, mas sim em milhares. Os registros dessas descobertas podem ser encontrados nas “Philosophical Transactions of the Royal Society”, e estão entre os maiores tesouros desses volumes. Coube a Sir John Herschel, único filho de Sir William, completar o trabalho de seu pai, repetindo o levantamento dos céus do hemisfério norte e estendendo-o ao hemisfério sul. Para isso, ele empreendeu uma viagem ao Cabo da Boa Esperança, onde permaneceu pelos anos necessários para concluir essa grande obra.

Fig. 97.—A constelação de Órion, mostrando a posição da Grande Névoa.

Como resultado dos esforços gigantescos iniciados e continuados por outros observadores, atualmente conhecemos cerca de oito mil nebulosas, e a cada melhoria no telescópio novas são adicionadas à lista. Elas diferem umas das outras tanto quanto oitenta mil seixos escolhidos aleatoriamente numa praia podem diferir – ou seja, em forma, tamanho, cor e material – mas, ainda assim, assim como os seixos, possuem uma certa semelhança geral entre si. Descrever esta classe de corpos em detalhes excederia completamente os limites deste capítulo; selecionaremos apenas algumas das nebulosas, naturalmente aquelas de caráter mais notável, bem como aquelas que são representativas dos diferentes grupos em que as nebulosas podem ser divididas.

PLACA XIV.
A GRANDE NEBULOSA EM ÓRION.

Já dissemos que a grande nebulosa na constelação de Órion é um dos objetos mais interessantes do céu. Ela é notável tanto pelo seu tamanho quanto pela sua brilhância, pelo cuidado com que foi estudada, quanto pelo sucesso obtido nos esforços para se conhecer algo sobre as suas características. Para encontrar este objeto, remetemos à Fig. 97, que mostra o esboço das principais estrelas desta constelação; nela, a letra A indica a estrela do meio das três que formam o punho da espada de Órion. Acima desse punho podem-se ver as três estrelas que formam o cinto tão conhecido e proeminente no céu invernal. A estrela a, quando observada atentamente a olho nu, apresenta uma aparência um tanto nebulosa. No ano de 1618, Cysat direcionou um telescópio para esta estrela e viu ao seu redor uma curiosa névoa luminosa, que se revelou ser a grande nebulosa. Desde então, este objeto tem

Foi estudado com diligência por muitos astrônomos, de modo que foram feitas inúmeras observações da grande nebulosa, e até mesmo foram escritos volumes inteiros que tratam apenas disso. Qualquer telescópio comum mostrará o objeto até certo ponto, mas quanto mais potente for o telescópio, mais detalhes interessantes serão revelados.

Em primeiro lugar, o objeto que designamos por θ Orionis, também chamado de Trapezium de Órion, é, por si só, a estrela múltipla mais impressionante de todo o céu. Ele consiste, na verdade, em seis estrelas, representadas no diagrama seguinte (Fig. 98). Esses pontos estão tão próximos uns dos outros que seus raios combinados não podem ser distinguidos sem um telescópio. Quatro delas podem ser vistas facilmente com instrumentos bastante simples, mas as duas estrelas menores exigem telescópios de considerável poder. E, no entanto, essas estrelas são sóis, comparáveis, talvez, ao nosso sol em termos de magnitude.

Não é pouco notável que este grupo incomparável de seis sóis esteja cercado pela renomada nebulosa; a nebulosa ou a estrela múltipla, sozinhas, já seriam de interesse excepcional, e aqui temos uma combinação das duas. Parece impossível não chegar à conclusão de que a estrela múltipla realmente se encontra dentro da nebulosa, e não meramente ao seu redor.

na mesma linha de visão. Pareceria, de fato, contrário a toda probabilidade supor que a apresentação desses dois objetos excepcionais no mesmo campo de visão fosse meramente acidental. Se a estrela múltipla estiver realmente na nebulosa, então esse objeto oferece evidência de que, em todo caso, a distância de uma nebulosa é uma grandeza da mesma ordem de magnitude que a distância de uma estrela. Infelizmente, este é quase todo o nosso conhecimento sobre as distâncias das nebulosas em relação à Terra.

A grande nebulosa de Órion circunda a estrela múltipla e se estende por uma vasta distância no espaço vizinho. O círculo pontilhado desenhado ao redor da estrela marcada como “a” na Figura 97 representa aproximadamente a extensão da nebulosa, vista com um telescópio moderadamente bom. A nebulosa tem uma cor azulada fraca, impossível de ser representada em um desenho. Sua brilho é muito maior em alguns lugares do que em outros; as partes centrais são, em geral, as mais brilhantes, e a luminosidade diminui gradualmente à medida que nos aproximamos da borda da nebulosa. Na verdade, dificilmente podemos dizer que a nebulosa tenha algum limite definido, pois, a cada aumento do poder do telescópio, novos ramos fracos podem ser vistos. Parece haver um espaço vazio na nebulosa imediatamente ao redor da estrela múltipla, mas isso é apenas uma ilusão, produzida pelo contraste com a luz brilhante das estrelas, já que a análise espetroscópica da nebulosa mostra que a matéria nebulosa é contínua entre as estrelas.

A placa da grande nebulosa de Órion mostrada aqui (Placa XIV) representa, de forma reduzida, o desenho detalhado deste objeto, feito com o grande telescópio refletor do Conde de Rosse em Parsonstown.[40] Uma visão telescópica da nebulosa mostra duzentas estrelas ou mais, dispersas em sua superfície. Não é necessário supor que essas estrelas estejam imersas na substância da nebulosa, como parece ser o caso da estrela múltipla; elas podem estar à frente dela ou, com menor probabilidade, atrás dela, de modo a serem projetadas na mesma parte do céu.

PLACA XV.
FOTOGRAFIA DA NEBULOSA 31 M DE ANDROMEDA
EXPOSIÇÃO DE 4 HORAS, AMPLIADA 3 VEZES.
TIRADA PELO SR. ISAAC ROBERTS, 29 DE DEZEMBRO DE 1882.

Um número considerável de desenhos deste objeto único foi feito por outros astrônomos. Entre eles, devemos mencionar o realizado pelo Professor Bond, em Cambridge, Mass., que possui uma fidelidade nos detalhes que todo estudante deste objeto deve reconhecer. Nos últimos anos, também foram feitas tentativas bem-sucedidas de fotografar a grande nebulosa. O falecido Professor Draper teve a sorte de obter algumas fotografias admiráveis. Na Inglaterra, o Sr. Common foi o primeiro a tirar fotografias excelentes da nebulosa; fotografias magníficas do mesmo objeto também foram obtidas pelo Dr. Roberts e pelo Sr. W.E. Wilson, as quais mostram uma vasta extensão da nebulosa em regiões das quais se não se sabia anteriormente que ela ocupasse.

A grande nebulosa em Andrômeda, que é vagamente visível a olho nu, é mostrada na Placa XV, que foi copiada com permissão de uma das fotografias surpreendentes obtidas pelo Dr. Isaac Roberts. Dois canais escuros na nebulosa chamam inevitavelmente a atenção, e o número de estrelas fracas espalhadas por sua superfície também é um ponto que merece destaque. Para encontrar este objeto, devemos procurar por Cassiopeia e o Grande Quadrado de Pégaso; então a nebulosa será facilmente percebida na posição indicada na p. 413. No ano de 1885, uma nova estrela de sétima magnitude apareceu de repente perto da parte mais brilhante da nebulosa e voltou a ficar invisível após alguns meses.

A nebulosa em Lira é a nebulosa em anel mais proeminente no céu, mas não se deve pensar que seja o único membro desta categoria. No total, existem cerca de uma dúzia desses objetos. Parece difícil formar uma concepção adequada da natureza de tal corpo. No entanto, é impossível observar as nebulosas em anel sem se lembrar, de alguma forma, daqueles objetos elegantes conhecidos como anéis de vórtice. Quem nunca notou um gracioso anel de vapor que, ocasionalmente, escapa do funil de uma locomotiva e sobe alto no ar, só se dissolvendo algum tempo depois que o vapor menos especializado desaparece? Tais anéis de vórtice podem ser produzidos artificialmente com uma caixa cúbica, cujo lado aberto é coberto com lona, enquanto no lado oposto da caixa há um buraco circular. Uma torneira

na tela, isso fará com que um anel vórtice se forme a partir do buraco; e se a caixa estiver cheia de fumaça, esse anel será visível por vários metros ao longo de seu percurso. Seria certamente exagero afirmar que as nebulosas anulares têm alguma analogia real com os anéis vórtice; mas, de qualquer forma, não existe outro objeto conhecido por nós com o qual possam ser comparadas.

Os céus contêm vários objetos pequenos, mas brilhantes, conhecidos como nebulosas planetárias. Eles só podem ser descritos como esferas de gás azulado e brilhante, muitas vezes pequenas o suficiente para serem confundidas com estrelas quando vistas por meio de um telescópio. Um dos mais notáveis desses objetos encontra-se na constelação de Draco e pode ser localizado a meio caminho entre a Estrela Polar e a estrela γ Draconis. Algumas das nebulosas planetárias descobertas mais recentemente são extremamente pequenas, e só foram distinguidas de estrelas pequenas por meio do espectrômetro. Deve-se também notar que tais objetos ficam um pouco fora do foco estelar no telescópio refrator, devido à sua cor azulada. Essa observação não se aplica a um telescópio refletor, pois este instrumento direciona todos os raios para um mesmo foco.

Existem muitas outras formas de nebulosas: há longos raios nebulosos; há as maravilhosas espirais que foram reveladas pelo grande telescópio refletor de Lord Rosse; há também as nebulosas duplas. Mas todos esses vários objetos devem ser mencionados apenas de passagem. Há uma grande dificuldade em criar representações gráficas de tais nebulosas. A maioria delas é muito fraca — tão fraca, na verdade, que só pode ser vista com atenção redobrada, mesmo em instrumentos potentes. Portanto, ao desenhar esses objetos, é impossível evitar a intensificação das características mais fracas, se quisermos obter uma imagem compreensível. Com essa cautela, no entanto, apresentamos a Placa XVI, que mostra várias das nebulosas mais notáveis, vistas por meio do grande telescópio de Lord Rosse.

Fig. 99.—A Nebulosa N.G.C., 1.499.
(Por E.E. Barnard, Observatório Lick, 21 de setembro de 1895.)

A verdadeira natureza das nebulosas representa um problema de grande interesse, que naturalmente ocupou a mente do primeiro observador assíduo de nebulosas, William Herschel, por muitos anos. Inicialmente, ele supôs que todas as nebulosas não passassem de aglomerações densas de estrelas – uma conclusão bastante lógica para alguém que havia avançado tanto no poder óptico dos telescópios e estava acostumado a ver muitos objetos que, em um telescópio pequeno, pareciam nebulosos, mas se “resolviam” em estrelas quando observados com um telescópio de grande abertura. Porém, em 1864, quando Sir William Huggins direcionou pela primeira vez um telescópio equipado com um espectrômetro para uma das nebulosas planetárias, tornou-se evidente que pelo menos algumas nebulosas eram realmente nuvens de névoa ardente e não aglomerados estelares.

No próximo capítulo, trataremos dos espectros das estrelas fixas, mas podemos adiantar aqui que esses espectros são contínuos, mostrando, em geral, toda a extensão do espectro, do vermelho ao violeta, assim como no espectro do sol, embora com muitas diferenças importantes no que diz respeito à presença de linhas escuras e brilhantes. Um aglomerado estelar, naturalmente, produziria um espectro semelhante, resultado da sobreposição dos espectros das estrelas individuais que o compõem. Muitas nebulosas apresentam esse tipo de espectro; por exemplo, a grande nebulosa de Andrômeda. Mas isso de forma alguma significa que esses objetos sejam apenas aglomerados de estrelas comuns, pois um espectro contínuo pode ser produzido não apenas por matéria no estado líquido ou sólido, ou por gases sob alta pressão, mas também por gases sob baixa pressão, mas a alta temperatura, em certas condições. Portanto, um espectro contínuo, no caso de uma nebulosa, não necessariamente indica que ela seja um aglomerado de corpos comparáveis em tamanho e constituição geral ao nosso sol. Mas se uma nebulosa apresentar um espectro com linhas brilhantes, podemos ter certeza de que gases sob baixa pressão estão presentes no objeto em questão. E foi exatamente isso que Sir William Huggins descobriu em muitas nebulosas. Quando decidiu estudar os espectros das nebulosas, ele escolheu para observação aqueles objetos conhecidos como nebulosas planetárias – discos pequenos, redondos ou ligeiramente ovais, geralmente sem condensação central, e que pareciam planetas mal definidos. A cor de sua luz, que frequentemente é tingida de azul, com

Verde – é notável, já que esta é uma cor muito rara entre estrelas individuais. O espectro mostrou-se totalmente diferente do de qualquer estrela, consistindo meramente em três ou quatro linhas brilhantes. A mais brilhante encontra-se na parte azul-esverdeada do espectro e, a princípio, pensou-se que fosse idêntica a uma linha do espectro do nitrogênio; no entanto, medições mais precisas posteriormente demonstraram que nem esta nem a segunda linha nebulosa correspondem a nenhuma linha escura no espectro solar, nem podem ser produzidas experimentalmente em laboratório. Portanto, não somos capazes de atribuí-las a nenhum elemento conhecido. A terceira e a quarta linhas foram imediatamente identificadas como sendo idênticas às duas linhas de hidrogênio que, no espectro solar, são denominadas F e G.

PLACA E.
NEBULOSAS NAS PLÉIADAS.
A partir de uma fotografia do Dr. Isaac Roberts.

A análise espectral prestou aqui, como em muitas outras ocasiões, serviços que nenhum telescópio poderia ter realizado. Os espectros das nebulosas foram, após Huggins, estudados, tanto visualmente quanto por meio de fotografias, por Vogel, Copeland, Campbell, Keeler e outros, e muitos deles são extremamente fracos.

Foram detectadas linhas além daquelas quatro que um instrumento de dimensões moderadas consegue mostrar. É notável que a linha vermelha C do hidrogênio, normalmente tão brilhante, esteja ausente ou excessivamente fraca nos espectros das nebulosas; no entanto, experimentos realizados por Frankland e Lockyer mostraram que, sob certas condições de temperatura e pressão, o complexo espectro do hidrogênio é reduzido a uma única linha verde, a linha F. Portanto, não é surpreendente que os espectros das nebulosas gasosas sejam relativamente simples, já que a provável baixa densidade dos gases nelas e a fraqueza desses corpos tendem a reduzir os espectros a um pequeno número de linhas. Algumas nebulosas gasosas também apresentam espectros contínuos fracos, cujo ponto de maior brilho não está no amarelo (como no espectro solar), mas sim perto do verde. É provável que esses espectros contínuos sejam, na verdade, um conjunto de linhas luminosas muito fracas.

Uma lista de todas as nebulosas conhecidas por possuírem um espectro gasoso conteria atualmente cerca de oitenta membros. Além das nebulosas planetárias, muitas nebulosas grandes e mais difusas pertencem a essa categoria; o mesmo acontece com a nebulosa anelar em Lira e a grande nebulosa de Órion. Não é preciso dizer que é de especial interesse encontrar esse objeto magnífico entre as nebulosas de natureza gasosa. Nessa nebulosa, Copeland detectou a maravilhosa linha D3 do hélio, numa época em que “hélio” era apenas um nome, algo hipotético, mas que agora sabemos ser um elemento amplamente distribuído pelo universo. Desde então, ele foi encontrado em várias outras nebulosas. A facilidade com que o espectro gasoso característico pode ser reconhecido levou à ideia de varrer o céu com um espectróscopo para identificar novas nebulosas planetárias; vários objetos foram realmente descobertos dessa maneira por Pickering e Copeland, bem como, mais recentemente, por Pickering ao analisar fotografias de espectros de diversas regiões do céu. A maioria desses novos objetos, quando observados por meio de um telescópio, parece estrelas comuns, e sua verdadeira natureza nunca poderia ter sido detectada sem o espectróscopo.

Quando olhamos para o céu estrelado numa noite clara, as estrelas parecem, à primeira vista, estar distribuídas de maneira muito irregular pelo firmamento. Aqui e ali, algumas estrelas brilhantes formam grupos característicos, como Órion ou a Ursa Maior, enquanto outras áreas igualmente grandes são quase desprovidas de estrelas brilhantes e contêm apenas algumas insignificantes. Se utilizarmos binóculos ou outro telescópio pequeno e percorrermos o céu com ele, o resultado parece ser o mesmo: ora encontramos regiões ricas em estrelas, ora áreas relativamente vazias. Mas, ao nos aproximarmos da zona da Via Láctea, ficamos surpresos com o rápido aumento do número de estrelas que preenchem o campo do telescópio; e, quando chegamos à própria Via Láctea, o olho mal consegue separar os pontos de luz, que estão tão juntos que, a olho nu, criam a aparência de uma faixa larga, mas muito irregular, de luz fraca, que até um telescópio potente tem dificuldade em resolver em estrelas em alguns locais. Como explicar essa notável disposição das estrelas? Qual é a razão de vermos tão poucas estrelas nas partes do céu mais distantes da Via Láctea e tantas dentro ou perto dessa maravilhosa faixa? A primeira tentativa de responder a essas perguntas foi feita por Thomas Wright, um fabricante de instrumentos em Londres, num livro publicado em 1750. Ele supôs que as estrelas do nosso sistema estelar estivessem distribuídas num vasto estrato de espessura insignificante em comparação com o seu comprimento e largura. Se tivéssemos uma grande pedra de amolar feita de vidro, na qual estivessem uniformemente incrustados uma grande quantidade de grãos de areia ou partículas minúsculas semelhantes, e se pudéssemos colocar o olho perto do centro dessa pedra de amolar, é fácil perceber que veríamos muito poucas partículas perto da direção do eixo da pedra, mas muitas se olhássemos para qualquer ponto da circunferência. Essa era a ideia de Wright sobre a estrutura da Via Láctea, e ele supôs que o Sol estivesse localizado não muito longe do centro desse estrato estelar.

PLACA F.

ω CENTAURI.
A partir de um desenho das publicações do Harvard College Observatory.

Se a própria Via Láctea não existisse – e tivéssemos apenas o fato de que as estrelas pareciam aumentar rapidamente em número em direção a um certo círculo (quase um grande círculo) que abrange os céus – então a teoria do disco poderia ter muitos argumentos a seu favor. Mas o estudo telescópico da Via Láctea, e ainda mais as maravilhosas fotografias de sua estrutura complexa produzidas pelo professor Barnard, deram o golpe de misericórdia à antiga teoria, tornando muito razoável concluir que a Via Láctea é realmente, e não apenas aparentemente, um imenso fluxo de estrelas que circunda os céus. Em breve mencionaremos alguns fatos que indicam essa direção. Basta um simples olhar para perceber que a Via Láctea não é uma única faixa de luz; perto da constelação Águia, ela se divide em dois braços com um intervalo bastante amplo entre eles, e esses braços só se encontram novamente depois de avançarem bastante para o hemisfério sul. A teoria do disco, para explicar isso, precisava supor que o estrato estelar estava dividido em dois quase até o centro. Mas, mesmo aceitando isso, como podemos explicar os numerosos buracos mais ou menos escuros na Via Láctea, dos quais o maior e mais notável é o chamado “saco de carvão” no hemisfério sul? Obviamente, teríamos que supor a existência de vários túneis, perfurados através do estrato semelhante a um disco, e, por alguma estranha coincidência, todos direcionados para o local onde está situado nosso sistema solar. E os muitos braços pequenos que se estendem a partir da Via Láctea teriam que ser ou planos vistos de lado ou as convexidades de superfícies curvas vistas tangencialmente. A improbabilidade dessas várias suposições é muito grande. Mas não faltam evidências de que as estrelas relativamente brilhantes estão aglomeradas na mesma zona em que as extremamente fracas também estão muito próximas umas das outras. O falecido Sr. Proctor plotou todas as estrelas presentes no grande atlas de Argelander sobre o hemisfério norte, num total de 324.198, em um único mapa. Embora todas essas estrelas estejam acima da décima magnitude, sendo assim mais brilhantes do que aquele inúmero conjunto de estrelas cujos membros individuais estão mais ou menos perdidos nas…

zona galáctica, e, sob a hipótese de distribuição uniforme, deveria estar relativamente perto de nós; o mapa mostra claramente todo o percurso da Via Láctea através do agrupamento dessas estrelas. Isso refuta suficientemente a ideia de que a Via Láctea não passa de uma camada em forma de disco vista projetada na esfera celeste; depois disso, é quase desnecessário examinar as fotografias do professor Barnard para ver como regiões bastante brilhantes e muito fracas se alternam sem qualquer tentativa de regularidade, a fim de nos convencermos de que a Via Láctea é, provavelmente, um fluxo de estrelas agrupadas, um fluxo ou anel de dimensões incrivelmente enormes, dentro do qual nosso sistema solar se encontra por acaso. Mas deve-se admitir que é prematuro tentar encontrar a forma real desse fluxo ou determinar a distância relativa de suas diversas partes.

PLACA XVI.
NEBULOSAS
OBSERVADAS COM O GRANDE TELESCÓPIO DE LORD ROSSE.

CAPÍTULO XXIII.
A NATUREZA FÍSICA DAS ESTRELAS.
Espectróscopos estelares — Classificação dos espectros estelares — Tipo I, com muito poucas linhas de absorção — Tipo II, semelhante ao Sol — Tipo III, com faixas escuras fortemente marcadas — Distribuição dessas classes pelo céu — Movimento na linha de visão — Movimento orbital descoberto com o espectróscopo: nova classe de binárias — Espectros de estrelas temporárias — Natureza desses corpos.

Nos capítulos anteriores, tivemos frequentemente oportunidade de nos referir às revelações do espectróscopo, que constituem um capítulo importante na história da ciência moderna. Com sua ajuda, foi dado um passo enorme em nossa tentativa de compreender a constituição física do Sol. No presente capítulo, propomos apresentar o que o espectróscopo nos diz sobre a constituição física das estrelas fixas.

Uma fase completamente nova da astronomia é aqui aberta. Cada melhoria nos telescópios revelava objetos cada vez mais tênues, mas todos os telescópios do mundo não conseguiam responder à pergunta de saber se ferro e outros elementos existem nas estrelas. A estrela comum é uma esfera brilhante e intensamente quente, mais quente do que um conversor Bessemer ou um forno Siemens; se houver ferro na estrela, ele deve estar não apenas incandescente e derretido, mas também convertido em vapor. No entanto, o vapor de ferro não é visível no telescópio. Como seria possível reconhecê-lo? Como saber se ele se misturou com o vapor de muitos outros metais ou substâncias? Na verdade, é uma análise delicada distinguir o ferro na atmosfera brilhante de uma estrela. Mas o espectróscopo é adequado para essa tarefa, realizando sua análise com uma quantidade de evidências absolutamente convincentes.

Que os espectros da Lua e dos planetas são, na prática, nada mais do que reproduções tênues do espectro do Sol foi descoberto pelo grande óptico alemão Fraunhofer por volta do ano de 1816. Ao colocar um prisma…

Na frente da lente que foca o objeto, em um pequeno teodolito (um instrumento usado para medições geodésicas), ele conseguiu determinar que Vênus e Marte apresentavam o mesmo espectro que o sol, enquanto Sirius apresentava um espectro muito diferente. Essa observação importante o incentivou a adquirir meios instrumentais melhores para continuar seu trabalho, e ele conseguiu distinguir as principais características dos vários tipos de espectros estelares. A forma de instrumento adotada por Fraunhofer para esse trabalho, na qual o prisma era colocado fora da lente que foca o objeto do telescópio, não foi muito utilizada até os últimos anos, devido à dificuldade em obter prismas de grandes dimensões (pois é óbvio que o prisma deve ser tão grande quanto a lente que foca o objeto, para que todo o poder desta seja aproveitado). Mas essa é a forma mais simples de espectróscopo para observar os espectros de objetos sem diâmetro angular significativo, como as estrelas fixas. Os raios paralelos provenientes das estrelas são dispersados pelo prisma em um espectro, que é então visualizado por meio do telescópio. Mas como a imagem da estrela no telescópio não passa de um ponto luminoso, seu espectro será apenas uma linha, na qual não seria possível distinguir quaisquer linhas transversais, como aquelas que vemos no espectro do sol. Por isso, uma lente cilíndrica é colocada diante da lente ocular do telescópio; como isso tem o efeito de transformar um ponto em uma linha e uma linha em uma faixa, o estreito espectro da estrela é ampliado, formando uma faixa luminosa na qual podemos distinguir todos os detalhes existentes. Em outras formas de espectróscopos estelares, é necessária uma fenda que deve ser colocada no foco da lente que foca o objeto, e o arranjo geral é semelhante ao descrito no capítulo sobre o sol, com a diferença de que é necessária uma lente cilíndrica.

O estudo dos espectros das estrelas fixas fez poucos avanços até que os princípios da análise de espectros fossem estabelecidos por Kirchhoff em 1859. Quando as linhas escuras no espectro solar foram devidamente interpretadas, tornou-se imediatamente evidente que a ciência havia aberto as portas de um novo território para a exploração humana, cuja existência quase ninguém conhecia até então. Já vimos até que ponto isso é maravilhoso.

Os triunfos do estudo do Sol levaram os pesquisadores neste campo a obter resultados muito valiosos por meio do novo método, quando aplicado às observações de cometas e nebulosas. Vamos agora apresentar um resumo do que foi aprendido sobre a constituição das estrelas fixas através das pesquisas iniciadas por Sir William Huggins e continuadas e desenvolvidas por ele, bem como por Secchi, Vogel, Pickering, Lockyer, Dunér, Scheiner e outros. Aqui, como nas outras áreas modernas da astronomia, a fotografia desempenhou um papel extremamente importante, não apenas porque os espectros fotografados das estrelas se estendem muito mais para o lado violeta do que o observador consegue acompanhar a olho nu, mas também porque as posições das linhas podem ser medidas com grande precisão nas fotografias.

O primeiro observador que conseguiu organizar a aparente diversidade caótica dos espectros estelares foi Secchi, que mostrou que eles podiam ser agrupados em quatro tipos. Nos últimos trinta anos, no entanto, foram encontradas tantas modificações nos vários tipos que tornou-se necessário subdividir os tipos de Secchi; hoje, a maioria dos observadores utiliza a classificação de Vogel, que também adotaremos por conveniência neste capítulo.

Tipo I — Nos espectros das estrelas desta classe, as linhas metálicas, que são tão numerosas e proeminentes no espectro violeta do Sol, são muito fracas e finas, ou até mesmo invisíveis, enquanto as partes azuis e brancas são extremamente brilhantes. Vogel subdivide esta classe em três grupos. No primeiro (I.a), estão presentes as linhas de hidrogênio, que são notavelmente largas e intensas; Sirius, Vega e Regulus são exemplos deste grupo. A grande largura dessas linhas indica provavelmente que essas estrelas são cercadas por atmosferas de hidrogênio de grandes dimensões. É geralmente aceito que as estrelas deste grupo devem ser as mais quentes de todas, e essa ideia é reforçada pela presença, em seus espectros, de uma certa linha de magnésio. Como Sir Norman Lockyer demonstrou há muitos anos, por meio de experimentos de laboratório, essa linha não aparece no espectro normal do magnésio, mas indica a presença da substância a uma temperatura muito alta. Nos espectros das estrelas

Do Grupo I.b, as linhas de hidrogênio e as poucas linhas metálicas têm largura igual, sendo que a linha de magnésio mencionada é a mais intensa de todas. Rigel e várias outras estrelas brilhantes em Órion pertencem a este grupo. É notável que o hélio esteja presente, pelo menos, em algumas dessas estrelas; assim, como observa o Professor Keeler, o espectro de Rigel pode ser considerado quase como um espectro nebuloso invertido (as linhas são escuras em vez de brilhantes), com exceção das duas principais linhas nebulosas, que não são invertidas na estrela. Esse fato certamente será de grande importância para nossa compreensão do desenvolvimento sucessivo de uma estrela a partir de uma nebulosa; e uma estrela como Rigel provavelmente também possui temperatura muito alta. Isso provavelmente não acontece com as estrelas da terceira subdivisão do Tipo I (I.c), cujos espectros se distinguem pela presença de linhas brilhantes de hidrogênio e da linha brilhante de hélio D3. Entre as estrelas que possuem esse tipo de espectro bastante peculiar está uma estrela variável muito interessante na constelação de Lira (β) e a estrela conhecida como γ Cassiopeiæ; ambas foram observadas com cuidado, e seus espectros possuem inúmeras peculiaridades que tornam difícil explicar a constituição física das estrelas desta subdivisão.

Passando para o Tipo II, encontramos espectros nos quais as linhas metálicas são intensas. A extremidade mais refratária do espectro é mais fraca do que na classe anterior, e às vezes são encontradas bandas de absorção na extremidade vermelha. Em sua primeira subdivisão (II.a) estão incluídos espectros com um grande número de linhas fortes e bem definidas devidas a metais; as linhas de hidrogênio também são bem visíveis, embora não sejam especialmente marcantes. Entre as inúmeras estrelas deste grupo estão Capella, Aldebaran, Arcturus, Pollux, etc. Os espectros dessas estrelas são, na verdade, praticamente idênticos ao espectro do nosso próprio Sol, como mostrou, por exemplo, o Dr. Scheiner, do Observatório Astrofísico de Potsdam, que mediu várias centenas de linhas em fotografias do espectro de Capella e encontrou uma concordância muito próxima entre essas linhas e as correspondentes no espectro solar. Dificilmente podemos duvidar de que a constituição física dessas estrelas seja muito semelhante à do nosso Sol. Isso não pode acontecer com as estrelas da segunda subdivisão (II.b), cujos espectros são muito complexos, cada um consistindo em um espectro contínuo.

cruzada por inúmeras linhas escuras, sobre as quais se sobrepõe um segundo espectro de linhas brilhantes. Sabe-se que mais de setenta estrelas possuem este espetro extraordinário, sendo a única brilhante entre elas uma estrela de terceira magnitude na constelação sulina Argus. Aqui, novamente, temos hidrogênio e hélio representados por linhas brilhantes, enquanto a origem das demais linhas brilhantes é duvidosa. Quanto à constituição física das estrelas deste grupo, é muito difícil chegar a uma conclusão definitiva, mas parece não ser improvável que estejamos diante de estrelas que não só são cercadas por uma atmosfera de temperatura mais baixa, responsável pelas linhas escuras, mas que, além disso, possuem um enorme envoltório de hidrogênio e outros gases. Em pelo menos uma estrela deste grupo, o professor Campbell, do Observatório Lick, observou a linha F como uma linha longa que se estendia por uma distância considerável de cada lado do espectro contínuo, e com uma fenda aberta foi vista como um grande disco circular com cerca de seis segundos de diâmetro; duas outras linhas principais de hidrogênio apresentaram a mesma aparência. Pelos padrões desta observação, parece indicada a existência de um extenso envoltório gasoso ao redor da estrela.

Tipo III. Contém relativamente poucas estrelas, e seus espectros são caracterizados por inúmeras faixas escuras, além de linhas escuras, enquanto as partes mais refratárias são muito fracas, razão pela qual as estrelas têm cor mais ou menos vermelha. Esta classe possui duas subdivisões bem marcadas. Na primeira (III.a), as principais linhas de absorção coincidem com linhas semelhantes no espectro solar, mas com grandes diferenças em termos de intensidade, sendo muitas linhas muito mais fortes nestas estrelas do que no sol, ao mesmo tempo em que aparecem muitas novas linhas. No entanto, essas diferenças são menos importantes do que as faixas de absorção peculiares nas partes vermelha, amarela e verde do espectro, que se sobrepõem às linhas metálicas e são nitidamente definidas no lado voltado para o violeta, diminuindo gradualmente em direção à extremidade vermelha do espectro. Faixas desse tipo pertencem a combinações químicas, o que parece indicar que, em algum lugar das atmosferas desses sóis distantes, a temperatura é suficientemente baixa para permitir a formação de combinações químicas estáveis. A estrela mais importante deste tipo é Betelgeuze ou α Orionis, a

Estrela vermelha de primeira magnitude no ombro de Órion; mas é de especial importância notar que muitas estrelas variáveis de longo período têm espectros do Tipo III.a. Sir Norman Lockyer previu, em 1887, que linhas brilhantes, provavelmente de hidrogênio, acabariam sendo encontradas no máximo de brilho, quando se supõe que o enxame menor passe pelo maior, e isso foi logo confirmado com o anúncio de que o professor Pickering havia encontrado várias linhas de hidrogênio brilhantes em fotografias, obtidas no Observatório do Harvard College, do espectro da notável variável Mira Ceti, no momento do máximo. Desde então, o professor Pickering relatou que linhas brilhantes foram encontradas nas placas de quarenta e uma variáveis conhecidas anteriormente dessa classe, e que mais de vinte outras estrelas foram detectadas como variáveis devido a essa peculiaridade em seus espectros; ou seja, a presença de linhas brilhantes nelas sugeria que as estrelas eram variáveis, e investigações fotométricas posteriores corroboraram esse fato.

A segunda subdivisão (III.b) contém apenas estrelas relativamente fracas, das quais nenhuma ultrapassa a quinta magnitude, e é limitada a um pequeno número de estrelas vermelhas. As faixas fortemente marcadas em seus espectros são bem definidas e escuras no lado vermelho, enquanto desaparecem gradualmente em direção ao violeta, exatamente o oposto do que vemos nos espectros do Tipo III.a. Essas faixas parecem surgir da absorção devida a vapores de hidrocarbonetos presentes nas atmosferas dessas estrelas; mas também há algumas linhas visíveis que indicam a presença de vapores metálicos, sendo o sódio certamente um deles. Não há dúvidas de que essas estrelas representam a última fase da vida de um sol, quando ele esfriou consideravelmente e não está muito distante da extinção real, devido à crescente absorção de sua luz remanescente na atmosfera que o rodeia.

O método empregado para a determinação espetroscópica do movimento de uma estrela na linha de visão é o mesmo método que descrevemos no capítulo sobre o sol. A posição de uma determinada linha no espectro de uma estrela é comparada com a posição da linha brilhante correspondente de um elemento em um espectro produzido artificialmente, e dessa maneira se

Pode-se detectar o deslocamento da linha estelar tanto em direção ao violeta (indicando que a estrela está se aproximando de nós) quanto em direção ao vermelho (indicando que ela está se afastando). A primeira tentativa desse tipo foi feita em 1867 por Sir William Huggins, que comparou a linha F no espectro de Sírius com a mesma linha do espectro do hidrogênio contido em um tubo de vácuo refletido para o campo de seu espectróscopo astronômico, de modo que os dois espectros ficassem lado a lado. O trabalho assim iniciado e continuado por ele foi posteriormente retomado no Observatório de Greenwich; mas os resultados obtidos por essas observações diretas nunca foram satisfatórios, pois surgiam discrepâncias significativas entre os valores obtidos por diferentes observadores, e até mesmo pelo mesmo observador em noites diferentes. Isso não é surpreendente, se levarmos em conta que a velocidade da luz é tão enorme em comparação com qualquer velocidade com que um corpo celeste possa se mover, que a mudança no comprimento de onda resultante desse movimento só pode ser muito pequena, difícil de perceber e ainda mais difícil de medir. Mas, desde que a fotografia passou a ser utilizada para essas investigações pelo Dr. Vogel, de Potsdam, foram obtidos resultados muito mais consistentes e confiáveis, embora ainda hoje seja necessário extremo cuidado para evitar erros sistemáticos. Para dar uma ideia dos resultados que podem ser obtidos, apresentamos na tabela a seguir os valores da velocidade por segundo de várias estrelas observadas em 1896 e 1897 pelo Sr. H.F. Newall, com o espectrógrafo Bruce acoplado ao grande refrator de 25 polegadas do Observatório de Cambridge; também acrescentamos os valores encontrados em Potsdam por Vogel e Scheiner. Os resultados são expressos em quilômetros (1 km = 0,62 milha inglesa). O sinal + indica que a estrela está se afastando de nós, enquanto – indica que ela está se aproximando.

Newall. Vogel. Scheiner.
Aldebaran + 49,2 + 47,6 + 49,4
Betelgeuze + 10,6 + 15,6 + 18,8
Procyon – 4,2 – 7,2 – 10,5
Pollux – 0,7 + 1,9 + 0,4
γ Leonis – 39,9 – 36,5 – 40,5
Arcturus – 6,4 – 7,0 – 8,3

Esses resultados foram corrigidos em função do movimento orbital da Terra ao redor do Sol, mas não em função do movimento do Sol pelo espaço, já que a magnitude deste último é praticamente desconhecida, ou pelo menos muito incerta; portanto, os valores acima representam realmente a velocidade por segundo das diversas estrelas em relação ao Sol. Podemos acrescentar que a direção e a velocidade do movimento do Sol poderão ser determinadas, eventualmente, por meio de medições espectroscópicas de um grande número de estrelas, e parece provável que a velocidade do Sol seja determinada com muito mais precisão dessa maneira do que pelo método antigo de combinar os movimentos próprios das estrelas com especulações sobre as distâncias médias das diferentes classes de estrelas. Isso já foi tentado pelo Dr. Kempf, que, a partir das observações espectrográficas de Potsdam, determinou que a velocidade do Sol era de 18,6 quilômetros, ou 11,5 milhas por segundo, um resultado que provavelmente não está muito longe da verdade.

Mas os espectros das estrelas fixas também podem nos dar alguma informação sobre o movimento orbital nesses sistemas extremamente distantes. Se uma estrela girasse ao redor de outra num plano que passasse pelo Sol, ela deveria, de um lado da órbita, mover-se diretamente em nossa direção e, do outro lado, afastar-se de nós, sem alterar sua distância em relação a nós enquanto estiver passando à frente ou atrás do corpo central. Portanto, se, por meio de observações espectroscópicas, constatarmos que uma estrela se move alternadamente em direção à Terra e para longe dela em um determinado período, não há dúvida de que essa estrela está orbitando algum corpo invisível (ou, melhor dizendo, o centro de gravidade dos dois) no período indicado pela mudança das linhas espectrais. No Capítulo XIX, mencionamos a estrela variável Algol, na constelação de Perseu, que faz parte de uma classe de estrelas variáveis caracterizadas pelo fato de que, na maior parte do tempo…

Durante esse período, elas mantêm seu brilho inalterado; porém, por um tempo muito curto, tornam-se consideravelmente mais fracas. A ideia de que isso se devia a algum tipo de eclipse – ou, em outras palavras, à passagem periódica de um corpo escuro na frente da estrela, escondendo mais ou menos dela nossa visão – era a hipótese mais simples possível, e já havia sido amplamente aceita há anos. Porém, não era possível provar que essa era a verdadeira explicação para a periodicidade de estrelas como Algol, até que o professor Vogel, com base em observações espectroscópicas feitas em Potsdam, descobriu que, antes de cada mínimo, Algol se afasta do Sol, enquanto se aproxima de nós após o mínimo. Supondo que a órbita seja circular, constatou-se que a velocidade de Algol era de vinte e seis milhas por segundo. Com base nisso, no comprimento do período (2 dias, 22 horas, 48 minutos e 55 segundos) e no tempo de ocultação, foi fácil calcular o tamanho da órbita e as dimensões reais dos dois corpos. Era até possível ir um passo adiante e calcular, a partir das velocidades orbitais, as massas dos dois corpos,[41] assumindo que eles tivessem densidade igual – uma suposição que, sem dúvida, é bastante incerta. A seguir estão os elementos aproximados do sistema de Algol, encontrados por Vogel:—

Diâmetro de Algol: 1.054.000 milhas.
Diâmetro do companheiro: 825.000 milhas.
Distância entre os centros dos dois corpos: 3.220.000 milhas.
Velocidade orbital de Algol: 26 milhas por segundo.
Velocidade orbital do companheiro: 55 milhas por segundo.
Massa de Algol: 4/9 da massa do Sol.
Massa do companheiro: 2/9 da massa do Sol.

O período de Algol tem vindo a diminuir gradualmente ao longo do último século (em seis ou sete segundos), mas se isso é causado pelo movimento do par em torno de um terceiro corpo muito mais distante, como sugerido pelo Sr. Chandler, ainda precisa de ser descoberto.

Já mencionamos que, para que ocorram eclipses e, consequentemente, variações na luz, é necessário que a linha de visão esteja quase no plano da órbita. É também essencial que haja uma diferença considerável de brilho entre os dois corpos. Essas condições devem ser cumpridas nas quinze estrelas variáveis da classe Algol atualmente conhecidas; mas, segundo a teoria da probabilidade, deve haver muitos outros sistemas binários semelhantes ao de Algol nos quais essas condições não são satisfeitas, e nesses casos não ocorrerão variações no brilho das estrelas. Claro, conhecemos muitos casos de uma estrela luminosa a orbitar outra, mas devem existir também casos de um companheiro grande a orbitar outro a uma distância tão pequena que os nossos telescópios não conseguem “dividir” a estrela dupla. Isso foi de facto descoberto por meio do espectróscopo. Se supusermos que uma estrela dupla extremamente próxima seja examinada com o espectróscopo, os espectros das duas componentes serão sobrepostos, e não perceberemos que estamos realmente a ver dois espectros diferentes. Mas, durante a revolução dos dois corpos em torno do seu centro de gravidade comum, deve haver periodicamente momentos em que um corpo se move na nossa direção e o outro afasta-se de nós; consequentemente, as linhas no espectro do primeiro sofrerão um ligeiro deslocamento em direção à extremidade violeta do espectro, e as do outro, um ligeiro deslocamento em direção ao vermelho. As linhas comuns aos dois espectros tornar-se-ão, portanto, periodicamente duplas. Uma descoberta deste tipo foi feita pela primeira vez em 1889 pelo Professor Pickering, a partir de fotografias do espectro de Mizar, ou ζ Ursa Majoris, a componente maior da conhecida estrela dupla na cauda da Ursa Maior. Verificou-se que certas linhas eram duplas a intervalos de cinquenta e dois dias. A separação máxima entre as duas componentes de cada linha corresponde a uma velocidade relativa de cerca de cem milhas por segundo de uma estrela em relação à outra, mas observações posteriores mostraram

O caso pode ser muito complicado, seja devido a uma órbita elíptica muito excêntrica, seja possivelmente pela presença de um terceiro corpo. As fotografias do Harvard College também mostraram uma duplicidade periódica das linhas na estrela β Aurigæ, sendo o período notavelmente curto: apenas três dias, vinte e três horas e trinta e sete minutos. Em 1891, Vogel descobriu, a partir de fotografias do espectro de Spica, a estrela de primeira magnitude em Virgo, que esta estrela se afasta e se aproxima alternadamente do sistema solar, com um período de quatro dias. Desde então, foram encontrados outros “binários espectroscópicos”, nomeadamente um componente de Castor, com um período de três dias, descoberto por M. Belopolsky, e uma estrela na constelação de Escorpião, com um período de apenas trinta e quatro horas, detectada nos espectrogramas do Harvard.

Recentemente, o Sr. H.F. Newall, em Cambridge, e o Sr. Campbell, do Observatório Lick, demonstraram que α Aurigæ, ou Capella, consiste numa estrela semelhante ao Sol e numa estrela semelhante a Procyon, que giram em torno um do outro em 104 dias.

À primeira vista, há algo muito surpreendente na ideia de dois sóis orbitando um ao outro, separados por uma distância que, em comparação com seus diâmetros, é muito pequena. No sistema de Algol, por exemplo, temos dois corpos: um do tamanho do nosso Sol e outro ligeiramente maior, movendo-se em torno de seu centro de gravidade comum em menos de três dias, a uma distância entre suas superfícies igual a apenas o dobro do diâmetro do maior deles. Da mesma forma, no sistema de Spica, temos dois grandes sóis girando um ao redor do outro em apenas quatro dias, a uma distância equivalente àquela entre Saturno e seu sexto satélite. Mas, embora atualmente não tenhamos nada análogo ao nosso sistema solar, pode-se provar matematicamente que é perfeitamente possível que um sistema desse tipo mantenha sua estabilidade, se não para sempre, pelo menos por eras longas. Veremos no último capítulo que, com grande probabilidade, houve um tempo em que a Terra e a Lua formavam um sistema peculiar de dois corpos que giravam rapidamente a uma distância muito pequena em comparação com os diâmetros dos corpos.

É possível que tenhamos um sistema ainda mais complexo na estrela conhecida como β Lyræ. Trata-se de uma estrela variável de grande interesse, com um período de doze

dias e vinte e duas horas, no qual período ela passa de uma magnitude de 4-1⁄2 para um valor ligeiramente acima de 3-1⁄2, desce quase até à quarta magnitude, sobe novamente até atingir exatamente 3-1⁄2 e, por fim, volta a cair para a magnitude 4-1⁄2. Em 1891, o professor Pickering descobriu que as linhas brilhantes no espectro desta estrela mudavam de posição de tempos em tempos, aparecendo ora de um lado, ora do outro em relação às linhas escuras correspondentes. Obviamente, essas linhas brilhantes alteram o seu comprimento de onda; a fonte de luz afasta-se e aproxima-se alternadamente da Terra, sendo o primeiro caso observado durante metade do período de variação da luz da estrela, e o segundo durante a outra metade. O espectro desta estrela foi posteriormente examinado por Belopolsky e outros, que descobriram que as linhas parecem ser duplas, mas que uma das componentes desaparece ou torna-se muito estreita de tempos em tempos. Partindo do pressuposto de que essas linhas eram na verdade únicas (a aparente duplicidade resultando da sobreposição de uma linha escura), Belopolsky determinou a quantidade do seu deslocamento medindo as distâncias desde as duas extremidades de uma linha de hidrogênio (F) até à linha de hidrogênio artificial produzida pelo gás que brilha num tubo e fotografada juntamente com o espectro da estrela. Supondo que a aproximação e afastamento alternados se deviam à revolução orbital, Belopolsky constatou que o corpo que emitia a luz das linhas brilhantes se movia com uma velocidade orbital de quarenta e uma milhas por hora. Em 1897, ele conseguiu observar o deslocamento de uma linha escura causada pelo magnésio e descobriu que o corpo que a emitia também se movia numa órbita; mas, enquanto as velocidades da linha brilhante F são positivas após o mínimo principal da luz da estrela, as da linha escura são negativas. Portanto, durante o mínimo principal é a estrela que emite a linha escura que é eclipsada, e durante o mínimo secundário é outra estrela que emite a linha brilhante que é eclipsada. No entanto, esta maravilhosa estrela variável exigirá mais observações antes que o problema da sua estrutura seja finalmente resolvido, e o mesmo pode ser dito de várias estrelas variáveis, como η Aquilae e δ Cephei, nas quais foi encontrada uma falta de harmonia entre as mudanças de velocidade e as flutuações da luz.

Existem algumas analogias notáveis entre o espetro complexo de β Lyræ e os espectros das estrelas temporárias. A primeira “estrela nova” que pôde ser examinada por meio da espectroscopia foi aquela que apareceu em Corona Borealis em 1866, e que foi estudada por Sir W. Huggins. Ela apresentava um espetro contínuo com linhas de absorção escuras, bem como as linhas brilhantes de hidrogênio; praticamente o mesmo espetro das estrelas do Tipo II.b. O mesmo aconteceu com a estrela de Schmidt, em 1876, que mostrava a linha de hélio (D3) e a linha principal da nebulosa, além das linhas de hidrogênio; mas, no outono de 1877, quando a estrela havia atingido a décima magnitude, o Dr. Copeland ficou surpreso ao descobrir que apenas uma linha era visível, a linha principal da nebulosa, na qual quase toda a luz da estrela estava concentrada, sendo o espetro contínuo quase imperceptível. Parecia, de fato, que a estrela se transformara em uma nebulosa planetária, mas posteriormente o espetro parece ter perdido esse caráter monocromático peculiar: a linha da nebulosa desapareceu, restando apenas um espetro contínuo fraco, o mesmo que ocorreu com a estrela de 1866, desde que ela atingiu a décima magnitude. Tudo o que podia ser visto da nova estrela que surgiu na nebulosa de Andrômeda em 1885 era um espetro contínuo, muito semelhante ao espetro da própria nebulosa.

Quando a nova estrela em Auriga foi anunciada, em fevereiro de 1892, os astrônomos estavam melhor preparados para observá-la por meio da espectroscopia, pois agora era possível, por meio da fotografia, estudar a parte ultravioleta do espetro, que é invisível a olho nu. O espetro visível era muito semelhante ao da Nova Cygni de 1876, mas, quando as comprimentos de onda de todas as linhas brilhantes observadas e fotografadas no Observatório Lick e em Potsdam foram medidos, tornou-se evidente uma forte semelhança com o espetro de linhas brilhantes da cromosfera do Sol. As linhas de hidrogênio eram muito marcantes, enquanto as linhas de ferro eram muito numerosas; cálcio e magnésio também estavam presentes. No entanto, a revelação mais notável obtida pelas fotografias foi que, em muitos casos, as linhas brilhantes eram acompanhadas, no lado próximo ao violeta, por faixas escuras largas; tanto as linhas brilhantes quanto as escuras tinham um caráter composto. Muitas das faixas escuras…

As linhas apresentavam uma linha fina e brilhante sobreposta no meio, enquanto, por outro lado, muitas das linhas brilhantes tinham dois ou três pontos de máxima intensidade luminosa. Os resultados das medições do movimento na linha de visão eram de importância especial. Eles mostraram que a fonte de luz, de onde provinham as linhas finas e brilhantes dentro das linhas escuras, estava se movendo em direção ao Sol à enorme velocidade de 400 milhas por segundo. E se as linhas brilhantes fossem realmente “inversões” das linhas escuras, então a fonte do espectro de absorção deveria ter praticamente a mesma velocidade. Por outro lado, se os dois ou três pontos de máxima intensidade nas linhas brilhantes representassem realmente dois ou três corpos separados que geravam essas linhas brilhantes, as medições indicavam que o principal deles estava quase parado em relação ao Sol, enquanto os outros se afastavam de nós às velocidades extraordinárias de 300 e 600 milhas por segundo. E como se isso não fosse suficientemente intrigante, a estrela, ao renascer em agosto de 1892, como uma estrela de décima magnitude, tinha um espectro completamente diferente, mostrando apenas um número de linhas brilhantes pertencentes a nebulosas planetárias! É possível que as principais delas estivessem realmente presentes no espectro desde o início, mas que seus comprimentos de onda tivessem mudado devido à alteração no movimento na linha de visão, de modo que as linhas da nebulosa vistas no outono fossem idênticas a outras vistas na primavera, em locais ligeiramente diferentes. Observações posteriores dessas linhas de nebulosa pareciam indicar um movimento da Nova em direção ao sistema solar (de cerca de 150 milhas por segundo), movimento que diminuía gradualmente.

Mas, embora sejamos obrigados a admitir nossa incapacidade de dizer com certeza por que uma estrela temporária irrompe de forma tão repentina, temos todos os motivos para acreditar que esses corpos estranhos, aos poucos, nos contarão muito sobre a constituição das estrelas fixas. A grande variedade de espectros que vemos no universo estelar – espectros de nebulosas com linhas brilhantes, espectros estelares com o mesmo caráter geral, outros com bandas de absorção largas, ou numerosas linhas escuras como as do nosso Sol, ou apenas algumas linhas de absorção – tudo isso nos mostra o universo repleto de corpos em vários estágios de evolução. Teremos mais algumas palavras a dizer sobre esse assunto quando considerarmos a importância astronômica do calor; mas chegamos a um ponto em que o ser humano…

O intelecto mal consegue acompanhar o desenvolvimento de nossos recursos instrumentais, e nossa imaginação fica confusa quando tentamos sistematizar o conhecimento que adquirimos. É evidente que será preciso ter grande cautela na interpretação dos fenômenos observados, como se pode ver pela experiência recente do professor Rowland, de Baltimore, da qual aprendemos que as linhas espectrais não só se ampliam devido ao aumento da pressão do vapor emissor de luz, mas também podem ser deslocadas fisicamente. A descoberta do dr. Zeeman, de que uma linha proveniente de uma fonte colocada em um campo magnético forte pode tanto se ampliar quanto se duplicar, também aumentará nossas dificuldades na interpretação desses fenômenos obscuros.

CAPÍTULO XXIV.
A PRECESSÃO E A NUTAÇÃO DO EIXO DA TERRA.
O Polo não é um ponto fixo — Seu efeito sobre os lugares aparentes das estrelas — A ilustração do topo da agulha — A força perturbadora que atua sobre a Terra — Atração do Sol sobre um globo — A protuberância no equador — A atração da protuberância pelo Sol e pela Lua produz a precessão — A eficiência do agente responsável pela precessão varia inversamente ao cubo da distância — A eficiência relativa do Sol e da Lua — Como o polo do eixo terrestre gira em torno do polo da eclíptica — Variação da latitude.

A posição do polo celeste é indicada de maneira mais conveniente pela estrela brilhante conhecida como Estrela Polar, que se encontra nas suas imediações. Em torno desse polo, todo o céu parece girar uma vez por um dia sideral; e até agora sempre referimo-nos ao polo como se fosse um ponto fixo no céu. Essa expressão é suficientemente correta quando consideramos apenas um período de tempo moderado. Sem dúvida, atualmente o polo está próximo da Estrela Polar. Estava assim durante a vida da última geração, e estará assim durante a vida da próxima geração. No entanto, durante todo esse tempo, o polo se move constantemente no céu, de modo que chegará um momento em que ele estará bem distante da atual Estrela Polar. Esse movimento é contínuo. Pode ser facilmente detectado e medido pelos instrumentos em nossos observatórios, e os astrônomos sabem que, em todos os seus cálculos, é necessário levar em conta esse movimento do polo. Ele provoca uma mudança aparente na posição de uma estrela, fenômeno conhecido como “precessão”.

Fig. 100.

O movimento do polo é mostrado de forma muito clara na figura que acompanha (Fig. 100), pela qual devo a gentileza do falecido

Professor C. Piazzi Smyth. O círculo mostra a trajetória ao longo da qual o polo se move entre as estrelas.

O centro do círculo, na constelação de Draco, é o polo da eclíptica. Uma viagem completa do polo leva um período considerável de aproximadamente 25.867 anos. O desenho mostra a posição do polo em várias datas, desde 4000 a.C. até 2000 d.C. Uma olhada neste mapa faz com que percebamos claramente quão casual é a proximidade do polo em relação à Estrela Polar. Atualmente, a distância entre os dois está, de fato, diminuindo, mas posteriormente ela aumentará até que, quando metade da revolução tiver sido completada, o polo esteja a uma distância igual a duas vezes o raio do círculo em relação à Estrela Polar. Nesse momento, o polo estará próximo à estrela brilhante Vega ou α Lyræ, de modo que nossos sucessores, daqui a cerca de 12.000 anos, poderão utilizar Vega para muitos dos mesmos fins para os quais a Estrela Polar é utilizada atualmente! Olhando para épocas passadas, vemos que, há cerca de 2.000 ou 3.000 anos a.C., a estrela α Draconis estava em posição adequada para servir como Estrela Polar, enquanto β e δ da Ursa Maior funcionavam como indicadores. Não é preciso acrescentar que, desde o surgimento da astronomia precisa, o curso do polo só foi observado em uma parte muito pequena desse grande círculo. No entanto, não temos motivos para duvidar de que o movimento do polo continuará seguindo o mesmo caminho. Isso ficará bem claro quando procedermos a explicar esse fenômeno extremamente interessante.

O polo norte do céu é o ponto da esfera celeste para o qual está direcionado o extremo norte do eixo em torno do qual a Terra gira. Conclui-se, portanto, que esse eixo deve estar constantemente mudando de posição. A natureza do movimento da Terra, no que diz respeito à sua rotação, pode ser ilustrada por um brinquedo muito comum, conhecido por toda criança. Quando um pião é posto para girar, ele, naturalmente, roda muito rapidamente em torno de seu eixo; mas, além dessa rotação, geralmente existe outro movimento, pelo qual o eixo do pião não permanece em uma direção constante, mas se move por um caminho cônico ao redor da linha vertical. A figura adjacente (Fig. 101) mostra o pião. Ele, é claro, gira com grande rapidez em torno de seu eixo, enquanto o próprio eixo também gira.

ao redor da linha vertical, com um movimento muito deliberado. Se pudéssemos imaginar um grande pião que girasse em torno de seu eixo uma vez por dia, e se esse eixo estivesse inclinado em um ângulo de vinte e três graus e meio em relação à vertical, e se o lento movimento cônico do eixo fosse tal que a rotação completa dele levasse cerca de 26.000 anos, então os movimentos seriam semelhantes aos realmente realizados pela Terra. A ilustração do pião chega, de fato, muito perto do fenômeno real da precessão. Em ambos os casos, a rotação em torno do eixo é muito mais rápida do que a própria rotação do eixo; em ambos os casos, também, o movimento lento se deve a uma interferência externa. Observando a figura do pião (Fig. 101), podemos nos perguntar: Por que ele não cai? O efeito óbvio da gravidade pareceria indicar que é impossível que o pião esteja na posição mostrada na figura. No entanto, todos sabem que isso é possível enquanto o pião estiver girando. Se o pião não estivesse girando, ele, claro, cairia. Portanto, conclui-se que o efeito da rápida rotação do pião modifica tanto o efeito da gravidade que esta, em vez de produzir sua consequência aparentemente óbvia, causa o lento movimento cônico do eixo de rotação. Isso é, sem dúvida, uma questão dinâmica de certa dificuldade, mas é fácil verificar experimentalmente que é assim. Se um pião for construído de modo que o ponto em torno do qual ele gira coincida com o centro de gravidade, então não haverá efeito da gravidade sobre o pião, e não haverá movimento cônico perceptível.

Se a Terra não estivesse sujeita a nenhuma interferência externa, então a direção do eixo em torno do qual ela gira deveria permanecer para sempre constante; mas como a direção do eixo não permanece constante, é necessário buscar uma força perturbadora capaz de explicar os fenômenos observados. Descobrimos invariavelmente que os fenômenos dinâmicos da astronomia podem ser explicados pela lei da gravitação universal. É, portanto, natural indagar até que ponto a gravitação pode explicar o fenômeno da precessão; e, para colocar a questão em sua forma mais simples, vamos considerar o efeito que um corpo atrator distante pode ter sobre a rotação da Terra.

Para responder a esta pergunta, torna-se necessário definir com precisão o que entendemos por Terra; e, para a maioria dos fins da astronomia, consideramos a Terra como um globo esférico, portanto começaremos com essa suposição. Parece também certo que o interior da Terra é, em geral, mais denso do que as partes externas. É, portanto, razoável supor que a densidade aumente à medida que descemos; não há também qualquer motivo suficiente para pensar que a Terra seja muito mais densa em uma parte do que em outra igualmente distante do centro. Por isso, é comum nesses cálculos supor que a Terra seja formada por conchas esféricas concêntricas, cada uma delas com densidade uniforme; enquanto a densidade diminui de cada concha para a seguinte, mais externa.

Se um globo com esta constituição for submetido à atração de algum corpo externo, examinemos os efeitos que esse corpo externo pode produzir. Suponhamos, por exemplo, que o sol atraia um globo desse tipo: quais seriam os movimentos resultantes? O primeiro e mais óbvio resultado é aquele que já discutimos tantas vezes, e que é expresso pelas leis de Kepler: a atração forçará a Terra a girar em torno do sol por uma trajetória elíptica, cujo sol está no foco. No entanto, não nos preocupamos com esse movimento neste momento. Devemos investigar até que ponto a atração do sol pode modificar a rotação da Terra em torno de seu eixo. Pode-se demonstrar que a atração do sol seria incapaz de perturbar a rotação da Terra assim constituída. Este é um resultado que pode ser provado formalmente por meio de cálculos matemáticos. É, no entanto, suficientemente óbvio que a força de atração de qualquer ponto distante em um globo simétrico deve passar pelo centro desse globo; e como o sol é apenas um enorme conjunto de pontos atrativos, ele só pode produzir um número correspondente de forças atrativas; cada uma dessas forças passa pelo centro da Terra, e, consequentemente, a força resultante, que expressa o resultado conjunto de todas as forças individuais, também deve ser direcionada através do centro da Terra. Uma força desse tipo, por mais influência poderosa que possa ter, será incapaz de afetar a rotação da Terra. Se a Terra estiver girando em torno de um eixo, a direção desse eixo será invariavelmente preservada; assim, à medida que a Terra gira em torno do sol, ela continuará a girar em torno de um eixo que permanece sempre paralelo a si mesmo. Tampouco a atração da Terra por qualquer outro corpo seria mais eficaz do que a do sol. Se a Terra realmente fosse o globo simétrico que supusemos, então a atração do sol e da lua, e até mesmo a influência de todos os planetas, nunca seria capaz de fazer com que o eixo de rotação da Terra se desviasse, nem que fosse por um segundo, de sua direção original.

Dessa forma, restringimos bastante a busca pela causa da “precessão”. Se a Terra fosse uma esfera perfeita, a precessão seria inexplicável. Portanto, somos forçados a buscar uma explicação para isso.

A precessão se deve ao fato de que a Terra não é uma esfera perfeita. Já demonstramos que esse é o caso. Mostramos que o eixo equatorial da Terra é mais longo que o eixo polar, de modo que existe uma zona protuberante ao redor do equador. A atração de corpos externos consegue agir sobre essa protuberância, forçando assim o eixo de rotação da Terra a mudar de direção.

Existem apenas dois corpos no universo que contribuem significativamente para o movimento de precessão do eixo terrestre: esses corpos são o Sol e a Lua. A participação do Sol e da Lua nesse processo não é aquela que se poderia esperar a partir de uma análise superficial do assunto. Este é um ponto sobre o qual vale a pena insistir, pois ilustra um aspecto da teoria da gravitação de grande importância.

A lei da gravitação afirma que a intensidade da atração que um corpo pode exercer é diretamente proporcional à massa desse corpo e inversamente proporcional ao quadrado da distância até o ponto atraído. Podemos, assim, comparar a atração exercida sobre a Terra pelo Sol e pela Lua. A massa do Sol é aproximadamente 26.000.000 vezes maior que a massa da Lua. Por outro lado, a Lua está a uma distância que, em média, é cerca de 1/386 da distância até o Sol. Portanto, é fácil calcular que a eficiência da atração do Sol sobre a Terra é cerca de 175 vezes maior que a atração da Lua. É por isso que a Terra obedece à atração extremamente importante do Sol e segue uma trajetória elíptica ao seu redor, levando a Lua como um “apêndice”.

Mas, quando consideramos aquele efeito específico da atração capaz de produzir a precessão, descobrimos que a lei pela qual se calcula a eficiência do corpo atrator assume uma forma diferente. Nesse caso, a medida da eficiência é obtida dividindo a massa do corpo pelo cubo da distância. A demonstração completa dessa afirmação deve ser buscada nas fórmulas da matemática, e não pode ser apresentada nestas páginas; no entanto, podemos…

Apresente-se uma consideração que permita ao leitor, até certo ponto, compreender o princípio, embora sem pretender ser uma demonstração da sua precisão. Será óbvio que, quanto mais próximo estiver o corpo perturbador em relação à Terra, maior será a alavanca (se pudermos usar essa expressão) proporcionada pela protuberância no equador. A eficiência de uma determinada força aumentará, portanto, apenas por este motivo, na proporção inversa à distância. A intensidade real da própria força aumenta na proporção inversa ao quadrado da distância; assim, a capacidade do corpo atrator de produzir precessão aumentará, por dois motivos, à medida que a distância diminui. Suponhamos, por exemplo, que o corpo perturbador seja colocado a metade da distância original em relação ao corpo perturbado: a alavanca será então dobrada, enquanto a intensidade real da força será, ao mesmo tempo, quadruplicada, de acordo com a lei da gravitação. Conclui-se, portanto, que o efeito produzido no segundo caso deve ser oito vezes maior do que no primeiro. E isso equivale simplesmente à afirmação de que a capacidade de um corpo de produzir precessão varia na proporção inversa ao cubo da distância.

É esta consideração que confere à Lua uma importância como agente produtor de precessão, algo a que a sua mera capacidade atrativa não a teria habilitado. Mesmo que a massa do Sol seja 26.000.000 de vezes maior que a massa da Lua, ao se dividir esse número pelo cubo do valor relativo das distâncias entre os corpos (386), verifica-se que a eficiência da Lua é mais do que o dobro da do Sol. Em outras palavras, podemos dizer que um terço do movimento de precessão se deve ao Sol e dois terços à Lua.

Para o estudo do efeito de precessão conjunto causado pelo Sol e pela Lua atuando simultaneamente, será vantajoso considerar o efeito produzido por cada um dos corpos separadamente; e como o caso do Sol é o mais simples dos dois, abordá-lo-emos primeiro. À medida que a Terra percorre a sua órbita anual ao redor do Sol, o eixo da Terra está direcionado para um ponto nos céus que fica a 23-1⁄2° do polo da eclíptica. A precessão

O efeito do sol é fazer com que este ponto – o polo da Terra – gire, mantendo sempre a mesma distância angular em relação ao polo da eclíptica; e assim temos um movimento do tipo representado no diagrama. Como a eclíptica ocupa uma posição que, para os nossos propósitos atuais, podemos considerar fixa no espaço, segue-se que o polo da eclíptica é um ponto fixo na superfície dos céus; portanto, o caminho do polo da Terra deve ser um pequeno círculo nos céus, fixo em sua posição em relação às estrelas circundantes. Nisso encontramos um movimento estritamente análogo ao do pião. É a gravidade da Terra agindo sobre o pião que o força a realizar um movimento cônico. O efeito imediato da gravidade é modificado pela rápida rotação do pião, de modo que, em obediência a um princípio dinâmico profundo, o eixo do pião gira em torno de um cone em vez de cair, como aconteceria se o pião não estivesse girando. De maneira semelhante, o efeito imediato da atração do sol sobre a protuberância no equador seria fazer com que o polo do eixo terrestre se movesse em direção ao polo da eclíptica, mas a rápida rotação da Terra modifica isso no movimento cônico de precessão.

As circunstâncias relativas à Lua são muito mais complicadas. A Lua descreve uma certa órbita ao redor da Terra; essa órbita fica em um certo plano, e esse plano, naturalmente, possui um certo polo na esfera celeste. O efeito de precessão da Lua tenderia, portanto, a fazer com que o polo do eixo terrestre descrevesse um círculo ao redor daquele ponto nos céus que é o polo da órbita da Lua. Esse ponto está a cerca de 5° do polo da eclíptica. O polo da Terra é, portanto, submetido a dois movimentos diferentes – um é a rotação em torno do polo da eclíptica, e o outro é a rotação em torno de outro ponto a 5° de distância, que é o polo da órbita da Lua. Pareceria, então, que o polo da Terra deveria realizar um certo movimento composto devido a esses dois movimentos separados. Isso realmente acontece, mas há um ponto que precisa ser observado com muita atenção, pois à primeira vista parece quase paradoxal. Mostramos como a capacidade da Lua como agente de precessão excede a do sol; portanto, poder-se-ia pensar que o movimento composto do polo da Terra seguiria esse padrão.

mais próximo de uma rotação em torno do polo do plano da órbita da Lua do que de uma rotação em torno do polo da eclíptica; mas não é esse o caso. O movimento de precessão é representado por uma revolução em torno do polo da eclíptica, como mostrado na figura. Aí reside o germe de uma daquelas descobertas astronômicas requintadas que nos encantam ao ilustrar alguns dos fenômenos mais sutis da natureza.

O plano em que a Lua orbita não ocupa uma posição constante. Não estamos aqui nos preocupando especificamente com as causas dessa mudança no plano da órbita da Lua, mas o caráter desse movimento deve ser esclarecido. A inclinação desse plano em relação à eclíptica é de cerca de 5°, e essa inclinação não varia (exceto dentro de limites muito estreitos); mas a linha de interseção dos dois planos varia, e, de fato, varia tão rapidamente que completa uma revolução em aproximadamente 18-2⁄3 anos. Esse movimento do plano da órbita da Lua exige uma mudança correspondente na posição de seu polo. Assim, vemos que o polo da órbita da Lua deve, na verdade, estar girando em torno do polo da eclíptica, mantendo-se sempre à mesma distância de 5° e completando sua revolução em 18-2⁄3 anos. Portanto, será óbvio que existe uma diferença profunda entre o efeito de precessão do Sol e da Lua em sua ação sobre a Terra. O Sol faz com que o polo da Terra descreva um círculo em torno de um centro fixo; a Lua faz com que o polo da Terra descreva um círculo em torno de um centro que está ele mesmo em movimento constante. Felizmente, as circunstâncias do caso são tais que reduzem consideravelmente a complexidade do problema. O movimento do plano da Lua, que dura apenas cerca de 18-2⁄3 anos, é um movimento muito rápido em comparação com todo o movimento de precessão, que leva aproximadamente 26.000 anos. Conclui-se, então, que, quando o eixo da Terra completar um circuito em seu majestoso cone, o polo do plano da Lua terá girado cerca de 1.400 vezes. Como esse polo realmente descreve apenas um cone relativamente pequeno, com raio de 5°, podemos, para uma primeira aproximação, tomar a posição média que ele ocupa; mas essa média

A posição é, naturalmente, o centro do círculo que ela descreve – ou seja, o polo da eclíptica.

Vemos, assim, que o efeito de precessão médio da Lua simplesmente se soma ao do Sol para produzir uma revolução em torno do polo da eclíptica. Os fenômenos mais marcantes dos movimentos do eixo terrestre devem ser explicados pela revolução uniforme do polo por um caminho circular; mas se realizarmos um exame minucioso da trajetória do eixo terrestre, descobriremos que, embora, em geral, ela esteja de acordo com um círculo, na verdade ela traça uma linha sinuosa, às vezes dentro e às vezes fora do círculo. Esse movimento delicado surge da mudança contínua da posição do polo da órbita lunar. O período dessas ondulações é de 18⅔ anos, coincidindo exatamente com o período de revolução dos nodos lunares. A distância em que o polo se afasta do círculo, de cada lado, é de apenas cerca de 9,2 segundos – uma quantidade bem menor que a vigésima milionésima parte do raio da esfera. Esse fenômeno, conhecido como “nutação”, foi descoberto através das belas pesquisas telescópicas de Bradley, em 1747. Sejamos nós a considerar o interesse teórico do assunto ou a precisão das observações envolvidas, essa conquista do “Vir incomparabilis”, como Bradley foi chamado por Bessel, é uma das obras-primas do gênio astronômico.

Os fenômenos de precessão e nutação dependem dos movimentos da própria Terra, e não dos movimentos do eixo de rotação dentro da Terra. Portanto, a distância de qualquer ponto específico na Terra em relação ao polo norte ou sul não é afetada por nenhum desses fenômenos. A latitude de um lugar é a distância desse lugar do equador terrestre, e esse valor permanece inalterado ao longo do longo ciclo de precessão de 26.000 anos. Mas foi descoberto, nos últimos anos, que as latitudes estão sujeitas a uma pequena mudança periódica de algumas décimas de segundo de arco. Isso foi apontado pela primeira vez por volta de 1880 pelo Dr. Küstner, de Berlim, e, por meio de uma análise magistral de todas as observações disponíveis, feitas ao longo de muitos anos em vários observatórios, o Dr. Chandler, de Boston, demonstrou que

A latitude de cada ponto na Terra está sujeita a uma dupla oscilação: o período de uma delas é de 427 dias e o do outro é de aproximadamente um ano; a amplitude média de cada uma é de 0,14”. Em outras palavras, o ponto nas regiões árticas, exatamente no prolongamento do eixo de rotação da Terra, não fica absolutamente fixo; a extremidade do eixo imaginário move-se de maneira complexa, mas sempre mantendo-se a poucos metros de sua posição média. Esta descoberta notável não só é valiosa por introduzir um novo aperfeiçoamento em muitas pesquisas astronômicas que dependem de um conhecimento preciso da latitude, mas investigações teóricas mostram que os períodos dessa variação são incompatíveis com a suposição de que a Terra seja um corpo absolutamente rígido. Embora essa suposição tenha sido considerada insustentável de outras formas, a confirmação dessa visão pela descoberta do Dr. Chandler é de grande importância.

CAPÍTULO XXV.
A ABERRAÇÃO DA LUZ.
Os Movimentos Reais e Aparentes das Estrelas — Como Eles Podem Ser Distinguidos —
A aberração produz efeitos dependentes da posição das estrelas — O Polo da
Eclíptica — A aberração faz com que as estrelas pareçam se mover em um círculo, uma elipse ou uma linha reta, dependendo da posição — Todas as elipses têm eixos maiores iguais — Como esse movimento pode ser explicado? — Como distingui-lo da paralaxe anual — O ápice do caminho da Terra — Como isso pode ser explicado pela velocidade da luz — Como a escala do Sistema Solar pode ser medida pela aberração da luz.

Neste capítulo, devemos relatar uma descoberta de caráter complexo, que ilustra de maneira contundente algumas das verdades fundamentais da Astronomia. Nossa discussão sobre ela será naturalmente dividida em duas partes. Na primeira parte, devemos descrever a natureza do fenômeno e, em seguida, apresentar a explicação extremamente elegante oferecida pelas propriedades da luz. A descoberta telescópica da aberração, bem como sua explicação, devem-se ao ilustre Bradley.

A expressão “estrela fixa”, tão frequentemente usada em Astronomia, deve ser entendida em um sentido muito restrito. As estrelas estão, sem dúvida, bem fixas em seus lugares, no que diz respeito à observação grosseira. Os contornos das constelações permanecem inalterados por séculos, e, em contraste com os movimentos incessantes dos planetas, as estrelas são apropriadamente chamadas de fixas. No entanto, tivemos mais de uma oportunidade de mostrar, ao longo desta obra, que a expressão “estrela fixa” não é precisa quando se levam em consideração quantidades mínimas. Com as medições precisas dos instrumentos modernos, muitas dessas quantidades são tão perceptíveis que precisam ser sempre levadas em conta nas investigações astronômicas. Podemos dividir os movimentos das estrelas em duas grandes categorias: os movimentos reais e os movimentos aparentes. O movimento próprio das estrelas e os movimentos de rotação das estrelas binárias constituem os movimentos reais desses corpos.

Esses movimentos são próprios de cada estrela; assim, duas estrelas, embora estejam próximas umas das outras no céu, podem diferir enormemente no que diz respeito aos seus movimentos reais. De fato, às vezes acontece que as estrelas em uma determinada região se movam de maneira semelhante. Nesse fenômeno, temos indícios de um movimento real compartilhado por várias estrelas de um mesmo grupo. No entanto, com essa exceção, os movimentos reais das estrelas parecem não seguir nenhuma lei sistemática, e as estrelas que se movem rapidamente estão dispersas aqui e ali, de forma indiscriminada, pelo céu.

Os movimentos aparentes das estrelas têm um caráter diferente, pois o movimento de cada estrela é determinado pela posição que ela ocupa no céu. É por meio disso que conseguimos distinguir os movimentos reais de uma estrela de seus movimentos aparentes, e analisar as características de ambos.

Neste capítulo, nos concentramos apenas nos movimentos aparentes, que são três: aqueles causados pela precessão, pela nutação e pela aberração. Cada um desses movimentos aparentes segue leis próprias, o que permite analisar o movimento aparente total e determinar as proporções em que a precessão, a nutação e a aberração contribuem individualmente. Assim, podemos isolar o efeito da aberração como se ela fosse o único fator responsável pelo deslocamento aparente. Por meio da combinação de cálculos matemáticos e observações astronômicas, podemos estudar os efeitos da aberração com a mesma clareza como se as estrelas não fossem afetadas por nenhum outro movimento.

Concentrando nossa atenção apenas nos fenômenos da aberração, descreveremos seu efeito específico nas estrelas de diferentes regiões do céu, e assim determinaremos as leis segundo as quais esses efeitos se manifestam. Uma vez feito isso, estaremos em condições de oferecer uma explicação clara dessas leis, que dependem da velocidade da luz.

Em uma determinada região do céu, o efeito da aberração apresenta um grau de simplicidade que não se encontra em nenhum outro lugar. Essa região fica…

na constelação de Draco, no polo da eclíptica. Neste polo, ou em sua imediata vizinhança, cada estrela, em virtude da aberração, descreve um círculo nos céus. Este círculo é muito pequeno; seriam necessários cerca de 2.000 desses círculos juntos para formar uma área igual à área da lua. Expresso na linguagem astronômica habitual, deveríamos dizer que o diâmetro deste pequeno círculo é de aproximadamente 40,9 segundos de arco. Trata-se de uma quantidade que, embora pequena a olho nu, tem, na realidade, uma grande magnitude relativa no estado atual das pesquisas telescópicas. É suficientemente grande para ser percebida, e pode ser medida com uma precisão que, na verdade, não admite dúvidas, até a centésima parte do total. Observa-se também que cada estrela descreve seu pequeno círculo no exato mesmo período de tempo; e esse período é de um ano, ou, em outras palavras, o tempo da revolução da Terra ao redor do Sol. Verifica-se que, para todas as estrelas nesta região, sejam elas estrelas grandes ou pequenas, únicas ou duplas, brancas ou coloridas, os círculos correspondentes a cada uma têm todos o mesmo tamanho e são todos descritos no mesmo tempo. Já só por isso ficaria evidente que a causa do fenômeno não pode residir na própria estrela. Essa unanimidade entre estrelas de todas as magnitudes e distâncias requer alguma explicação mais simples.

Um exame mais aprofundado das estrelas em diferentes regiões lança nova luz sobre o assunto. À medida que nos afastamos do polo da eclíptica, ainda constatamos que cada estrela apresenta um movimento anual do mesmo caráter das estrelas acabadas de serem consideradas. Em um aspecto, no entanto, há uma diferença. O caminho aparente da estrela não é mais um círculo; tornou-se uma elipse. Percebe-se, porém, rapidamente que a forma e a posição dessa elipse são determinadas pela lei simples de que, quanto mais distante a estrela está do polo da eclíptica, maior é a excentricidade da elipse. As estrelas que estão à mesma distância do polo têm excentricidades iguais, e dos eixos da elipse, o mais curto está sempre voltado para o polo, sendo o mais longo, naturalmente, perpendicular a ele. Verifica-se, no entanto, que, por maior que seja a excentricidade, o eixo maior mantém sempre seu comprimento original. Ele é sempre igual a aproximadamente 40,9 segundos — ou seja, ao diâmetro do círculo de aberração no próprio polo. À medida que nos afastamos cada vez mais do

No polo da eclíptica, percebemos que cada estrela descreve um caminho cada vez mais excêntrico, até que, ao examinarmos uma estrela localizada na eclíptica, a elipse se torna tão afinada que se transforma em uma linha reta. Cada estrela que se encontra na eclíptica oscila para frente e para trás ao longo dela, com uma amplitude de 40,9 segundos. Meio ano é necessário para percorrer o caminho em uma direção, e a outra metade do ano é suficiente para que a estrela volte à sua posição original. Quando passamos para as estrelas no lado sul da eclíptica, vemos que a mesma série de mudanças ocorre, mas em ordem inversa. A elipse, que inicialmente é linear, vai gradualmente aumentando de largura, mantendo ainda o mesmo comprimento do eixo maior, até que, por fim, as estrelas próximas ao polo sul da eclíptica passem a descrever círculos idênticos aos caminhos seguidos pelas estrelas no polo norte da eclíptica.

O fato de os eixos maiores de todas essas elipses terem o mesmo comprimento sugere uma simplificação adicional. Suponhamos que cada estrela, seja no polo da eclíptica ou em outro lugar, siga um caminho absolutamente circular, e que todos esses círculos tenham não apenas o mesmo tamanho, mas também estejam todos paralelos ao plano da eclíptica: é fácil ver que essa simples suposição explica os fatos observados. As estrelas no polo da eclíptica, naturalmente, mostrarão seus círculos voltados em nossa direção, e veremos que elas seguem caminhos circulares. No entanto, os caminhos circulares das estrelas distantes do polo da eclíptica serão vistos apenas de forma oblíqua, e, portanto, os caminhos aparentes serão elípticos, como de fato os encontramos. Podemos até calcular o grau de elipticidade que essa suposição exigiria, e constatamos que ele coincide com a elipticidade observada. Finalmente, quando observamos estrelas realmente se movendo na eclíptica, os círculos que elas seguem serão vistos de forma oblíqua, e, assim, as estrelas terão apenas o movimento linear que aparentemente possuem. Todos os fenômenos observados são, portanto, completamente consistentes com a suposição de que cada uma das milhões de estrelas no céu descreve, uma vez por ano, um caminho circular; e que, independentemente de a estrela estar distante ou perto, esse círculo sempre tem o mesmo diâmetro aparente e está localizado em um plano sempre paralelo ao plano da eclíptica.

Agora, transformamos os fatos observados em uma forma que nos permite investigar a causa de um movimento tão sistemático. Por que cada estrela parece descrever um pequeno caminho circular? Por que esse caminho deve ser paralelo à eclíptica? Por que ele é completado exatamente em doze meses? Somos imediatamente levados ao movimento da Terra ao redor do Sol. Esse movimento ocorre na eclíptica e é completado em um ano. As coincidências são tão óbvias que nos sentimos quase obrigados a conectar, de alguma forma, esse aparente movimento das estrelas com o movimento anual da Terra ao redor do Sol. Se não houvesse tal conexão, seria extremamente improvável que os planos dos círculos fossem todos paralelos à eclíptica, ou que o tempo de revolução de cada estrela em seu círculo fosse igual ao tempo de revolução da Terra ao redor do Sol. Como ambas essas condições são satisfeitas, a probabilidade dessa conexão aumenta para um valor quase infinito.

Surge então a importante questão de por que o movimento da Terra ao redor do Sol deveria estar associado, de maneira tão notável, a esse movimento universal das estrelas. Há aqui um ponto óbvio a ser observado e descartado. Em um capítulo anterior, discutimos a importante questão da paralaxe anual das estrelas e mostramos como, em virtude da paralaxe anual, cada estrela descreve uma elipse. Pode-se ainda demonstrar que essas elipses são, na verdade, círculos paralelos à eclíptica; assim, poderíamos supor rapidamente que a paralaxe anual era a causa do fenômeno descoberto por Bradley. No entanto, uma única circunstância refuta essa sugestão. O círculo descrito por uma estrela em virtude da paralaxe anual tem um tamanho dependente da distância da estrela; portanto, os círculos descritos por diferentes estrelas têm tamanhos variados, correspondentes às diferentes distâncias dessas estrelas. Os fenômenos de aberração, porém, indicam claramente que o caminho circular de cada estrela tem o mesmo tamanho, independentemente de sua distância, e, portanto, a paralaxe anual não oferece uma explicação adequada. Deve-se também notar que os movimentos de uma estrela causados pela paralaxe anual são muito menores do que aqueles decorrentes da aberração. Não existe nenhuma estrela conhecida cujo caminho circular…

O caminho devido à paralaxe anual tem um diâmetro que é um vigésimo do diâmetro do círculo devido à aberração; na verdade, na grande maioria dos casos, a paralaxe da estrela é uma quantidade absolutamente insignificante.

No entanto, existe uma distinção ainda mais grave e completamente insuperável entre o caminho paraláctico e o caminho aberracional. Para simplificar, consideremos uma estrela situada perto do polo da eclíptica, que assim parece girar anualmente em um círculo, quer consideremos o fenômeno da paralaxe quer o da aberração. À medida que a Terra gira, a estrela também parece girar; assim, a cada posição da Terra em sua órbita corresponde uma certa posição da estrela em seu círculo. Se o movimento se deve à paralaxe anual, é fácil determinar onde estará a estrela para qualquer posição da Terra. No entanto, verificou-se que, no movimento descoberto por Bradley, a estrela nunca ocupa a posição que a paralaxe lhe atribui, mas fica, na realidade, a um quarto da circunferência de seu pequeno círculo dessa posição.

Uma regra simples permite determinar a posição da estrela devido à aberração. Desenhe-se, a partir do centro da elipse, um raio paralelo à direção em que a Terra se move no momento em questão; então, a extremidade desse raio indica o ponto na elipse onde se encontra a estrela. Testada em todas as estações e com todas as estrelas, essa lei sempre se confirma, e por meio dela chegamos à verdadeira explicação do fenômeno.

Podemos enunciar os efeitos da aberração de uma maneira um pouco diferente, o que mostrará ainda mais claramente como o fenômeno está relacionado ao movimento da Terra em sua órbita. À medida que a Terra percorre seu curso anual ao redor do Sol, seu movimento em qualquer momento pode ser considerado dirigido para um certo ponto da eclíptica. De dia para dia, e até mesmo de hora em hora, esse ponto se move gradualmente ao longo da eclíptica, completando assim um circuito em um ano. Em cada momento, porém, há sempre um certo ponto no céu para o qual o movimento da Terra está direcionado. Na verdade, é o ponto na esfera celeste para o qual a Terra continuaria a se mover se, naquele instante, a atração do Sol pudesse ser anulada. Verificou-se que esse ponto está intimamente relacionado com

o fenômeno da aberração. Na verdade, a aberração é realmente equivalente a desenhar cada estrela a partir de seu lugar médio em direção ao Ápice do Caminho Terrestre, como esse ponto às vezes é chamado. Também pode ser demonstrado por observação que a magnitude da aberração depende da distância em relação ao ápice. Uma estrela que se encontre exatamente na eclíptica não sofrerá nenhum deslocamento devido à aberração em relação ao seu lugar médio quando o ápice coincidir com a estrela. Todas as estrelas a 10° do ápice serão deslocadas todas pela mesma quantidade, e todas diretamente em direção ao ápice. Uma estrela a 20° do ápice sofrerá um deslocamento maior, ainda que na mesma direção, exatamente em direção ao ápice; e todas as estrelas à mesma distância serão deslocadas pela mesma quantidade. Procedendo assim a partir do ápice, chegamos às estrelas a uma distância de 90° dele. Aqui, a magnitude do deslocamento será máxima. Cada uma delas estará a cerca de vinte segundos de seu lugar médio; mas, em todos os casos, será obedecida a lei fundamental de que o deslocamento da estrela em relação ao seu lugar médio ocorre em direção ao ápice do Caminho Terrestre. Assim, apresentamos duas descrições distintas do fenômeno da aberração. Na primeira, consideramos conveniente falar de uma estrela que descreve um pequeno caminho circular; na outra, vemos a aberração como meramente um deslocamento da estrela em relação ao seu lugar médio, de acordo com leis específicas. Essas descrições não são inconsistentes: na verdade, são geometricamente equivalentes; mas a segunda é a mais completa, pois determina completamente a direção e a extensão do deslocamento causado pela aberração em qualquer estrela específica, em qualquer momento específico.

A questão agora foi reduzida a uma forma muito definida. O que faz com que cada estrela pareça se aproximar do ponto para o qual a Terra está se movendo? A resposta será encontrada quando realizarmos uma análise detalhada das circunstâncias em que observamos uma estrela pelo telescópio.

O feixe de raios proveniente de uma estrela incide sobre a lente objetiva de um telescópio; esses raios são paralelos e, após passarem pela lente objetiva, convergem para um foco próximo à extremidade destinada aos olhos do instrumento. Suponhamos primeiro que o telescópio esteja em repouso; então, se o telescópio for apontado diretamente para a estrela, os raios convergirão para um ponto no centro do campo de visão.

Onde um par de fios cruzados é colocado, cuja interseção define o eixo do telescópio. No entanto, a situação muda se o telescópio for movido após a luz ter passado pelo objetivo; os raios de luz no interior do tubo seguirão um caminho direto, como antes, e chegarão a um foco no mesmo ponto exato de antes. Como, porém, o telescópio se moveu, ele, naturalmente, levou consigo o par de fios cruzados; eles não estarão mais no mesmo ponto de antes e, consequentemente, a imagem da estrela não coincidirá mais com sua interseção.

O movimento do telescópio decorre de sua conexão com a Terra: pois, à medida que a Terra se move a uma velocidade de dezoito milhas por segundo, o telescópio é necessariamente deslocado com essa velocidade. Pode-se pensar, a princípio, que, na fração incrivelmente pequena de tempo necessária para a luz passar do vidro do objeto até a lente ocular, a mudança na posição do telescópio deve ser demasiado pequena para ser percebida. Suponhamos, por exemplo, que a estrela esteja localizada perto do polo da eclíptica; então, o movimento da Terra fará com que o telescópio se desloque numa direção perpendicular ao seu comprimento. Se o tubo do instrumento tiver cerca de vinte pés de comprimento, pode-se demonstrar facilmente que, durante o tempo em que a luz percorre o tubo, o movimento da Terra fará com que o telescópio se desloque por uma distância de aproximadamente um quadragésimo de polegada.[42] Essa é uma quantidade claramente mensurável com a capacidade de ampliação da lente ocular; portanto, esse deslocamento da posição da estrela é bastante perceptível. Conclui-se, assim, que, se quisermos que a estrela apareça no centro do instrumento, o telescópio não deve ser apontado diretamente para a estrela, como seria necessário se a Terra estivesse parada, mas sim um pouco à frente da verdadeira posição da estrela; e como determinamos a posição aparente da estrela pela direção para a qual o telescópio está apontado, conclui-se que a posição aparente da estrela é alterada pelo movimento da Terra.

Cada circunstância relativa à mudança na posição da estrela pode ser completamente explicada dessa maneira. Tomemos, por exemplo, o pequeno caminho circular que cada estrela parece descrever. Para simplificar, nos referiremos apenas a uma estrela localizada no polo da eclíptica. Suponhamos que o telescópio esteja apontado exatamente para ela.

O local da estrela, portanto, como já mostramos, a imagem da estrela estará a uma distância de um quadragésimo de polegada dos fios transversais. Essa distância permanecerá constante, mas, todas as noites, a direção da estrela em relação aos fios transversais mudará, de modo que, ao longo do ano, ela completa um círculo e retorna à sua posição original. Não vamos prosseguir com os cálculos relativos a outras estrelas; basta dizer aqui que o movimento da Terra foi considerado adequado para explicar esses fenômenos, e assim fica demonstrada a doutrina da aberração da luz.

Resta mencionar um ponto de extrema importância e interesse. Vimos que a magnitude da aberração pode ser medida por observações astronômicas. O valor dessa aberração depende da velocidade da luz e da velocidade com que a Terra se move. Podemos medir a velocidade da luz por meio de medições independentes, da maneira já explicada no Capítulo XII. Assim, somos capazes de calcular qual deve ser a velocidade da Terra, pois existe apenas uma velocidade específica para a Terra que, combinada com a velocidade da luz medida, dará o valor medido da aberração. Uma vez determinada a velocidade da Terra e conhecida a duração do ano, é fácil encontrar a circunferência da trajetória da Terra e, portanto, seu raio; ou seja, a distância da Terra ao Sol.

Trata-se, de fato, de um resultado singular, que mostra quão profundamente os vários fenômenos da ciência estão interligados. Fazemos experimentos em nosso laboratório e determinamos a velocidade da luz. Observamos as estrelas fixas e medimos a aberração. Combinamos esses resultados e, a partir deles, deduzimos a distância da Terra ao Sol! Embora esse método para determinar a distância ao Sol seja de grande elegância e permita certa precisão, ele não pode ser considerado um método perfeitamente infalível para deduzir essa grande constante. Um método perfeito deve basear-se em operações puramente de levantamento topográfico e não deveria envolver considerações físicas complexas. No entanto, não podemos deixar de considerar a descoberta da aberração por Bradley como uma conquista extremamente satisfatória e bela, pois ela

não só melhora significativamente os cálculos da astronomia prática, mas também conecta vários fenômenos físicos de grande interesse.

CAPÍTULO XXVI.
A IMPORTÂNCIA ASTRONÔMICA DO CALOR.
Calor e Astronomia — Distribuição do Calor — A Presença de Calor na Terra — Calor em Outros Corpos Celestes — Variedades de Temperatura — A Lei de Resfriamento — O Calor do Sol — Sua Temperatura Pode Ser Medida? — Radiação Relacionada ao Volume do Sol — O Sol Pode Estar Esgotando Seus Recursos? — Nenhuma Mudança Notável Ocorreu — Evidências Geológicas sobre as Mudanças no Calor do Sol São Duvidosas — O Resfriamento do Sol — O Sol Não Pode Ser Apenas um Sólido Incandescente Em Resfriamento — A Combustão Não Explica o Assunto — Algum Calor É Obtido a Partir de Matéria Meteórica, mas Isso Não É Suficiente para Manter o Calor do Sol — A Contração de um Globo Gaseoso Aquecido — Um Paradoxo Aparente — A Doutrina da Energia — A Teoria Nebular — Evidências em Apoio a Essa Teoria — Evidências Estelares em Favor da Teoria Nebular — A Visão de Herschel sobre a Agregação Estelar — As Nebulosas Não Exibem Mudanças Dentro dos Limites de Nossa Observação.

O fato de uma parte de uma obra sobre astronomia ter o título apresentado no início deste capítulo pode parecer incomum, se não mesmo inadequado, para alguns de nossos leitores. Não é o calor, poder-se-ia dizer, uma questão meramente de física experimental? E como ele pode ser legitimamente introduzido em um tratado sobre os corpos celestes e seus movimentos? Qualquer peso que tais objeções possam ter tido no passado não precisa mais ser considerado. As pesquisas recentes sobre o calor mostraram não apenas que o calor tem uma importância significativa para a astronomia, mas também que ele foi, de fato, um dos principais agentes pelos quais o universo foi moldado em sua forma atual. Atualmente, nenhuma obra sobre astronomia poderia ser completa sem alguma explicação sobre a notável conexão entre as leis do calor e as consequências astronômicas que decorrem dessas leis.

Ao discutir os movimentos planetários e as leis de Kepler, ou ao discutir os movimentos da lua, os movimentos próprios das estrelas ou as revoluções das estrelas binárias, partimos do pressuposto de que os corpos com os quais lidamos são partículas rígidas, e a questão é quanto a

Se essas partículas são quentes ou frias, parece não ter qualquer importância especial. Sem dúvida, os fenômenos periódicos comuns do nosso sistema, como a revolução dos planetas de acordo com as leis de Kepler, serão observados por incontáveis eras, quer os planetas sejam quentes ou frios, ou qual for a temperatura do sol. No entanto, deve-se admitir que as leis do calor introduzem certas modificações na formulação dessas leis. Os efeitos do calor podem não ser imediatamente perceptíveis, mas eles existem — agem constantemente; e, com o passar do tempo, são suficientes para provocar as maiores mudanças em todo o universo.

Vamos resumir brevemente as circunstâncias do nosso sistema que conferem ao calor sua força. Observe primeiro a nossa Terra, que, atualmente, parece — em sua superfície, pelo menos — ser um corpo desprovido de calor interno; um exame mais detalhado dissipará essa ideia. Não temos os fenômenos dos vulcões, dos gêiseres e das fontes termais, que mostram que, no interior da Terra, o calor deve existir em intensidade muito maior do que encontramos na superfície? Esses fenômenos ocorrem em regiões muito diferentes da Terra. Sua origem é, sem dúvida, bastante obscura, mas ninguém pode negar que eles indicam vastos reservatórios de calor. Parece, de fato, que o calor está presente em todos os lugares nas regiões mais profundas da Terra. Se levarmos um termômetro a uma mina profunda, veremos que ele registra uma temperatura maior do que na superfície. Quanto mais fundo descemos, maior é a temperatura; e se a mesma taxa de descida persistir nas profundezas da Terra que não somos capazes de penetrar, pode-se demonstrar que, a vinte ou trinta milhas abaixo da superfície, a temperatura deve ser tão alta quanto a do ferro incandescente.

Encontramos nos outros corpos celestes evidências abundantes da existência atual ou passada de calor. A nossa Lua, como já mencionamos, oferece um exemplo muito marcante de um corpo que certa vez deve ter sido altamente aquecido. Os vulcões extraordinários em sua superfície deixam isso fora de qualquer dúvida. É igualmente verdade que esses vulcões estão silenciosos há eras, de modo que, quaisquer que sejam as condições internas da Lua, sua superfície já esfriou. Ampliando nossa visão, vemos nos grandes planetas

Júpiter e Saturno demonstram que ainda possuem uma temperatura muito superior àquela que a Terra mantém; enquanto, ao olharmos para o nosso Sol, vemos um corpo em estado de brilhante incandescência, brilhando com uma intensidade à qual não conseguimos chegar, mesmo nos nossos fornos mais poderosos. As várias estrelas fixas são corpos que brilham devido ao calor, assim como o nosso Sol; enquanto nas nebulosas existem objetos cuja existência é dificilmente compreensível para nós, a menos que admitamos que eles também possuam calor.

A partir deste rápido exame dos diferentes corpos do nosso universo, uma conclusão torna-se óbvia. Podemos ter grandes dúvidas quanto à temperatura real de qualquer corpo específico do sistema; mas não se pode duvidar de que existe uma ampla gama de temperaturas entre os diferentes corpos. Alguns são mais quentes do que outros. As estrelas e os sóis são talvez os mais quentes de todos; mas não é improvável que sejam imensamente superados em número pelos corpos frios e escuros do universo, que são invisíveis para nós e só manifestam a sua existência de maneira indireta e casual.

A lei do resfriamento diz-nos que todo corpo irradia calor, e que a quantidade de calor que ele irradia aumenta quando a temperatura do corpo aumenta em relação ao meio circundante. Esta lei parece ser universal. É obedecida na Terra, e parece que deve ser igualmente obedecida por todos os outros corpos no espaço. Assim, vemos que cada planeta e cada estrela emite continuamente, em todas as direções, um fluxo incessante de calor. Esta radiação de calor tem consequências muito significativas. Vamos estudá-las, por exemplo, no caso do Sol.

A nossa grande luminária emite um fluxo incessante de calor radiante em todas as direções. Uma fração minúscula desse calor é interceptada pela nossa Terra, sendo, diretamente ou indiretamente, a fonte de toda a vida e de quase todo o movimento na nossa Terra. Para emitir calor como o Sol faz, é necessário que a sua temperatura seja extremamente alta. Existem alguns factos que nos permitem fazer uma estimativa da temperatura que ela realmente deve ter.

É difícil fazer qualquer afirmação numérica sobre a temperatura real do sol. A intensidade dessa temperatura ultrapassa em muito o maior calor artificial, e qualquer tentativa de expressar tais estimativas em números é necessariamente muito precária. Mas, assumindo que a maior temperatura artificial seja de cerca de 4.000° Fahrenheit, provavelmente estaremos bem próximos da verdade se afirmarmos que a temperatura efetiva do sol é de cerca de 14.000° Fahrenheit. Este é o resultado de uma investigação recente realizada pelos senhores Wilson e Gray, que parece merecer considerável credibilidade.

O intenso fluxo de calor proveniente do sol corresponde à sua enorme temperatura. Podemos expressar a quantidade de calor de várias maneiras, mas deve-se lembrar que ainda existe uma incerteza considerável nessas medições. O antigo método de medir o calor pela quantidade de gelo derretido pode ser usado como ilustração. Calcula-se que uma camada de gelo com 43,5 pés de espessura, envolvendo todo o sol, seria derretida em um minuto pelo calor proveniente do interior do sol. Uma ilustração um pouco mais elegante foi também apresentada por Sir John Herschel, que mostrou que, se um glaciar cilíndrico com 45 milhas de diâmetro fluísse continuamente em direção ao sol à velocidade da luz, a extremidade desse glaciar seria derretida tão rapidamente quanto avançasse. De cada pé quadrado da superfície do sol emana uma quantidade de calor equivalente à produzida pela combustão diária de dezesseis toneladas de carvão. Trata-se, de fato, de uma quantidade de calor que, adequadamente transformada em trabalho, manteria um motor de centenas de cavalos-vapor funcionando do início ao fim de um ano. O calor irradiado por alguns acres da superfície do sol seria suficiente para alimentar todos os motores a vapor do mundo. Quando refletimos sobre a intensa radiação emitida por cada pé quadrado da superfície solar, e combinamos isso com as dimensões enormes do sol, a imaginação não consegue compreender quão imensa deve ser a real quantidade de calor dissipada.

Diante do gasto prodigioso de calor pelo sol, somos levados a fazer uma pergunta de grande importância para a Terra e seus habitantes. Vivemos, hora após hora, graças à esplêndida generosidade do sol; e,

Portanto, é importante para nós saber que tipo de segurança possuímos para a continuidade dos seus favores. Quando testemunhamos o enorme desprendimento de calor pelo sol a cada hora, somos levados a nos perguntar se nosso grande luminares não estaria esgotando seus recursos; e, se assim for, quais seriam as perspectivas para o futuro? Podemos responder parcialmente a essa pergunta. Todo o assunto é, de fato, de interesse excepcional e está repleto do espírito do pensamento científico moderno.

Nossa primeira tentativa de analisar essa questão deve consistir em recorrer aos fatos que são acessíveis. Queremos saber se o sol apresenta algum sintoma de decadência. Os dias estão tão quentes e brilhantes agora quanto eram no ano passado, dez anos atrás, cem anos atrás? Não encontramos nenhuma evidência de qualquer mudança desde o início dos registros autênticos. Se o calor do sol tivesse mudado de maneira perceptível nos últimos dois mil anos, deveríamos esperar encontrar mudanças correspondentes na distribuição de plantas e animais; mas tais mudanças não foram detectadas. Não há motivo para pensar que o clima da Grécia Antiga ou de Roma Antiga fosse significativamente diferente dos climas da Grécia e de Roma que conhecemos hoje. A videira e a oliveira crescem agora onde cresciam há dois mil anos.

No entanto, não devemos dar excessiva importância a esse argumento; pois os efeitos de pequenas mudanças no calor do sol podem ter sido neutralizados por adaptações correspondentes nos organismos flexíveis das plantas cultivadas. Tudo o que podemos concluir com certeza é que não houve mudança marcante no calor do sol ao longo do tempo histórico. Mas quando olhamos para épocas muito mais antigas, encontramos muitas evidências de que a Terra sofreu grandes mudanças climáticas. Os registros geológicos dificilmente podem ser mal interpretados nessa questão. No entanto, é curioso notar que essas mudanças dificilmente poderiam ser causadas pelo esgotamento gradual da radiação solar. Sem dúvida, em tempos muito antigos, temos evidências de que o clima da Terra devia ser muito mais quente do que atualmente. Tivemos o grande período Carbonífero, quando a temperatura provavelmente era tropical nas latitudes árticas. Mesmo assim, é difícil citar isso como evidência de que o sol era então muito mais poderoso; pois imediatamente nos lembramos do período glacial, quando nossa

As zonas temperadas estavam cobertas por camadas de gelo sólido, assim como acontece atualmente no norte da Groenlândia. Se supusermos que o sol era mais quente do que é hoje para explicar a vegetação que produziu carvão, então deveríamos supor que o sol era mais frio do que agora para explicar o período glacial. Não é razoável atribuir tais fenômenos a flutuações na radiação solar. Os períodos glaciais provam que não podemos recorrer à geologia em apoio à doutrina de que um resfriamento secular do sol está em curso atualmente. As variações geológicas do clima podem ter sido causadas por mudanças na própria Terra ou por alterações em sua órbita real; mas, sejam quais forem as causas, elas dificilmente nos dizem muito sobre a história passada do nosso sol.

O calor do sol persiste há incontáveis eras; ainda assim, não podemos atribuir ao sol o poder de realmente criar calor. Devemos aplicar à enorme massa do sol as mesmas leis que descobrimos através de nossos experimentos na Terra. Devemos nos perguntar: de onde vem o calor suficiente para sustentar essa intensa emissão? Vamos relatar brevemente as várias suposições que foram feitas.

Coloque duas esferas de ferro incandescentes lado a lado, uma grande e outra pequena. Elas foram retiradas do mesmo fogo; ambas estavam igualmente quentes; ambas estão esfriando, mas a esfera menor esfria mais rapidamente. Ela rapidamente fica escura, enquanto a esfera maior ainda brilha e continuaria a fazê-lo por alguns minutos. Quanto maior a esfera, mais tempo levará para esfriar; e, portanto, supôs-se que uma esfera imensa, das dimensões prodigiosas do nosso sol, se uma vez aquecida, esfriaria gradualmente, mas o período de resfriamento seria tão longo que, por milhares e milhões de anos, continuaria sendo uma fonte de luz e calor para o sistema planetário em rotação. Essa sugestão não resiste ao teste da aritmética. Se o sol não tivesse outra fonte de calor além daquela indicada por sua alta temperatura, podemos mostrar que a radiação faria com que o sol esfriasse alguns graus a cada ano. Duas mil anos resultariam então em uma diminuição muito grande no calor do sol. Temos certeza de que tal diminuição não pode ter ocorrido. A fonte da radiação solar não pode ser encontrada no simples resfriamento de uma massa incandescente.

Os fogos no sol podem ser mantidos por combustão, de forma análoga àquela que ocorre em nossas fornalhas? Aqui pareceríamos ter uma fonte de calor gigantesco; mas a aritmética também refuta essa suposição. Sabemos que, se o sol fosse feito de carvão sólido e esse carvão estivesse queimando em oxigênio puro, o calor produzido seria suficiente apenas por 6.000 anos. Se o sol que iluminou os construtores da grande Pirâmide fosse composto inteiramente de carvão sólido, desde a superfície até o centro, ele já teria sido em grande parte consumido na tentativa de manter seu atual ritmo de emissão de calor. Somos, portanto, forçados a buscar outras fontes para o fornecimento do calor solar, já que nem o calor de incandescência nem o calor de combustão são suficientes.

Provavelmente — na verdade, podemos dizer com certeza — existe uma fonte externa da qual o calor do sol provém. Será necessário considerarmos essa fonte com algum cuidado, embora eu pense que ela seja apenas um auxílio de importância relativamente pequena. De acordo com essa visão, o calor solar recebe adições ocasionais devido à queda sobre sua superfície de massas de matéria meteórica. Quase não há dúvida de que tais massas caem sobre o sol; certamente não há dúvida de que, se isso acontecer, o sol ganhará algum calor com isso. Temos na Terra uma experiência muito interessante que ilustra o desenvolvimento de calor por meio de matéria meteórica. Há todo um mundo de filosofia em uma estrela cadente. Alguns desses milhares de objetos entram em nossa atmosfera e desaparecem; outros, sem dúvida, entram no sol com o mesmo resultado. Também admitimos que a descida de uma estrela cadente na atmosfera do sol deve ser acompanhada por um clarão de luz e calor. O calor adquirido pela Terra com o brilho das estrelas cadentes em nosso ar é completamente imperceptível. No entanto, supôs-se que o calor acumulado pelo sol pela mesma causa pudesse ser bastante perceptível — aliás, chegou-se até a supor que o sol pudesse ser revigorado por essa fonte.

Aqui, mais uma vez, devemos aplicar os princípios rigorosos de pesos e medidas para avaliar a plausibilidade dessa sugestão. Primeiro, calculamos o peso real da massa de matéria meteórica que cairia sobre o sol e que seria suficiente para mantê-lo.

os fogos do sol em seu vigor atual. A massa de matéria necessária é tão enorme que não podemos expressá-la de maneira útil por meio de unidades de peso imperiais; devemos lidar com massas de magnitude impressionante. Felizmente, o peso da nossa lua é uma unidade conveniente. Imagine que a nossa lua — um globo gigantesco, com 2.000 milhas de diâmetro — fosse esmagada em inúmeros fragmentos, e que esses fragmentos caíssem sobre o sol; não há dúvida de que essa tremenda chuva de meteoros contribuiria para o sol com muito mais calor do que o necessário para sustentar sua radiação por um ano inteiro. Se tomarmos a própria Terra, imagine-a reduzida a poeira, e permita que essa poeira caia sobre o sol como uma chuva intensa; cada fragmento emitiria instantaneamente uma certa quantidade de calor, e o conjunto forneceria ao sol uma quantidade de calor suficiente para manter sua taxa atual de radiação por quase cem anos. A imensa massa de Júpiter, tratada da mesma forma, geraria uma chuva de meteoros ainda maior, na medida em que a massa de Júpiter excede a massa da Terra. Se Júpiter caísse no sol, seria produzido calor suficiente para queimar todo o sistema solar; enquanto todos os planetas juntos seriam capazes de gerar calor que, se bem aproveitado, sustentaria a radiação do sol por 45.000 anos.

Deve-se lembrar que, embora a lua pudesse fornecer calor suficiente para um ano, e Júpiter para 30.000 anos, a questão prática não é se o sistema solar consegue fornecer o calor necessário ao sol, mas sim se realmente consegue. É provável que meteoros com massa igual à da lua caiam no sol a cada ano? Essa é a verdadeira questão, e acho que somos obrigados a responder negativamente. Pode-se demonstrar que a quantidade de meteoros que o sol poderia capturar em um ano é apenas uma fração extremamente pequena do total. Portanto, se uma quantidade equivalente ao peso da lua em meteoros fosse capturada a cada ano, deveria haver uma massa incrível de matéria meteórica circulando pelo sistema. Deveria haver tantos meteoros que a Terra seria constantemente atingida por eles, sendo aquecida a tal ponto que se tornaria inabitável. Existem também outras razões que descartam a suposição de que existe uma quantidade enorme de matéria meteórica nas proximidades do

sol. Tal matéria produziria um efeito considerável no movimento do planeta Mercúrio. Sem dúvida, existem algumas irregularidades nos movimentos de Mercúrio que ainda não foram totalmente explicadas, mas essas irregularidades são muito menores do que seriam se houvesse matéria meteórica em quantidade suficiente para sustentar o sol. Os astrônomos, portanto, acreditam que, embora os meteoros possam contribuir para cobrir parte das despesas energéticas do sol, a maior parte dessas despesas deve ser custeada por outros recursos.

Uma das conquistas da ciência moderna foi resolver esse problema – mostrar como, apesar da radiação enorme, o sol ainda consegue manter sua temperatura. A questão não é fácil de explicar, mas é de tanta importância que somos levados a tentar.

Imaginem um vasto globo de gás aquecido no espaço. Essa não é uma suposição completamente arbitrária, pois existem, aparentemente, globos desse tipo; eles já foram mencionados como nebulosas planetárias. Esse globo irá irradiar calor, e suporemos que ele emita mais calor do que recebe da radiação de outros corpos. Consequentemente, o globo perderá calor, mas seria incorreto assumir que sua temperatura diminuirá necessariamente. Na verdade, o oposto acontece, o que parece paradoxal à primeira vista; mas pode-se demonstrar que isso é uma consequência necessária das leis do calor e dos gases.

Vamos concentrar nossa atenção em uma parte do gás localizada na superfície do globo. Essa parte, naturalmente, é atraída pelo resto do globo, tendendo assim em direção ao centro. Se houver equilíbrio, essa tendência deve ser neutralizada pela pressão do gás abaixo; portanto, quanto maior a gravidade, maior a pressão. Quando o globo de gás perde calor por radiação, suponhamos que fique mais frio – ou seja, que sua temperatura caia. Como a pressão de um gás diminui quando a temperatura cai, a pressão sob a camada superficial do gás também diminuirá, enquanto a gravidade permanecerá inalterada. A consequência será…

Inevitavelmente, a gravitação acabará por superar a pressão, e o globo de gás se contrairá em consequência. No entanto, há outra maneira de analisarmos a questão. Sabemos que o calor é equivalente a energia; portanto, quando o globo irradia calor, ele precisa gastar energia. Uma parte da energia do globo se deve à sua temperatura; mas outra parte, e em alguns aspectos mais importante, se deve à separação de suas partículas. Se permitirmos que as partículas se aproximem, diminuiremos a energia decorrente dessa separação, e a energia assim liberada pode assumir a forma de calor. Mas esse acréscimo das partículas implica necessariamente um encolhimento do globo.

E agora, a consequência notável, que parece ter uma aplicação muito importante na astronomia. À medida que o globo se contrai, parte de sua energia de separação se transforma em calor; esse calor é parcialmente irradiado para fora, mas não tão rapidamente quanto é produzido pela contração. A consequência é que, embora o globo esteja realmente perdendo calor e se contraindo, sua temperatura na verdade está aumentando.[43] Um caso simples será suficiente para demonstrar esse resultado, por mais paradoxal que pareça à primeira vista. Suponhamos que, devido à contração da esfera, seu diâmetro tenha sido reduzido para metade; e fixemos nossa atenção em um cubo de um polegada cúbica da matéria gasosa em qualquer ponto da massa. Após a contração, cada lado do cubo ficaria com meio polegada, e o volume seria reduzido para um oitavo do valor original. A lei dos gases nos diz que, se a temperatura permanecer constante, a pressão varia inversamente com o volume; portanto, a pressão interna no cubo aumentaria oito vezes. No entanto, como no caso anterior, a distância entre cada duas partículas é reduzida para metade, a gravitação entre elas aumenta quatro vezes. Como a área também é reduzida para um quarto, a pressão dentro do cubo reduzido aumenta dezesseis vezes. Mas já vimos que, com temperatura constante, ela só aumenta oito vezes; portanto, a temperatura não pode permanecer constante, mas deve aumentar com a contração.

Temos, assim, o resultado um tanto surpreendente de que um globo gasoso no espaço, que irradia calor e, portanto, fica cada vez menor, na verdade está aumentando constantemente de temperatura. Mas, pode-se dizer, certamente isso não pode continuar para sempre. Devemos supor que a massa gasosa continuará se contraindo, com uma temperatura cada vez mais alta, irradiando cada vez mais calor à medida que perde massa? Onde está o limite para tal cenário? À medida que o corpo se contrai, sua densidade deve aumentar, até que ele se torne líquido ou sólido, ou, de qualquer forma, até que deixe de seguir as leis de um corpo puramente gasoso, como supusemos. Uma vez que essas leis deixem de ser observadas, o raciocínio desaparece; a perda de calor pode então realmente estar acompanhada por uma queda de temperatura, até que, com o tempo, o corpo atinja a temperatura do próprio espaço.

Não se assume que esse raciocínio possa ser aplicado em toda a sua plenitude ao estado atual do Sol. A densidade do Sol é agora tão grande que as leis dos gases não podem ser rigorosamente seguidas lá. No entanto, há bons motivos para acreditar que o Sol já foi mais gasoso do que atualmente; possivelmente, em algum momento, ele foi suficientemente gasoso para permitir que esse raciocínio fosse aplicado em toda a sua extensão. Atualmente, o Sol parece estar em algum estágio intermediário em seu processo de transição da condição gasosa para a condição sólida. Portanto, não podemos dizer que a temperatura do Sol esteja aumentando agora, em correspondência com o processo de contração. Isso pode ser verdade ou não; não temos meios de decidir isso. Podemos, no entanto, ter certeza de que o Sol ainda é suficientemente gasoso para experimentar, até certo ponto, o aumento de temperatura associado à contração. Esse aumento de temperatura pode ser parcial ou totalmente obscurecido pela queda de temperatura, que seria a consequência mais óbvia da radiação de calor pelo corpo parcialmente sólido. No entanto, será evidente que o resfriamento do Sol pode ser extremamente prolongado se a queda de temperatura devido a uma causa for quase compensada pelo aumento de temperatura devido à outra. Dificilmente se pode duvidar de que, nisso, encontramos a verdadeira explicação para o fato de não termos evidências históricas de qualquer alteração significativa na radiação de calor do Sol.

Esta questão é de tal interesse que pode valer a pena analisá-la sob um ponto de vista ligeiramente diferente. O sol contém uma certa reserva de energia, parte da qual desaparece continuamente na forma de calor radiante. A energia que permanece no sol é parcialmente transformada em termos de natureza; parte dela se transforma em calor, que serve, total ou parcialmente, para compensar as perdas por radiação. No entanto, a energia total do sol deve estar diminuindo; portanto, parece que o sol, em algum momento, terá sua energia esgotada e deixará de ser uma fonte de luz e calor. É verdade que a taxa de contração do sol é muito lenta. Na verdade, não somos capazes de medir com precisão a diminuição do volume do sol. É uma quantidade tão pequena que a contração desde o surgimento da astronomia precisa não foi suficiente para ser percebida por nossos telescópios. É possível, no entanto, calcular qual deve ser a contração do volume do sol, partindo do pressuposto de que a energia perdida com essa contração é exatamente suficiente para explicar a radiação diária de calor. A mudança é muito pequena quando consideramos o tamanho atual do sol. Atualmente, o diâmetro do sol é de cerca de 860.000 milhas. Se a cada ano esse diâmetro diminuir em cerca de 300 pés, será gerada energia suficiente para explicar toda a radiação. Essa diminuição gradual está sempre em andamento.

Essas considerações são de grande interesse quando as aplicamos retrospectivamente. Se for verdade que o sol está encolhendo neste momento, então, em tempos passados, seu tamanho deve ter sido maior do que é hoje. Considerando os valores já apresentados, conclui-se que, cem anos atrás, o diâmetro do sol devia ser quase seis milhas maior do que é agora; mil anos atrás, o diâmetro era cinquenta e sete milhas maior; dez mil anos atrás, o diâmetro do sol era quinhentas e setenta milhas maior do que é hoje. Quando o homem pisou pela primeira vez nesta Terra, parece que o sol devia ser muitas centenas, talvez muitos milhares, de milhas maior do que é atualmente.

Não devemos, no entanto, superestimar a importância dessa afirmação. O diâmetro do sol é tão grande que uma redução de 10.000 milhas representaria pouco mais do que uma centésima parte de seu diâmetro. Se isso acontecesse de repente…

Para encolher para uma distância de 10.000 milhas, a mudança não seria perceptível à observação comum, embora uma mudança muito menor não escapasse às medições astronômicas precisas. Isso não implica necessariamente que os climas da nossa Terra nesses tempos remotos fossem muito diferentes dos que encontramos hoje, pois a questão do clima depende de outros fatores além dos raios solares.

No entanto, não precisamos interromper abruptamente nossa retrospecção em nenhuma época, por mais remota que seja. Podemos voltar cada vez mais atrás, através das longas eras que os geólogos atribuem à formação das rochas estratificadas; e ainda mais longe, até aquelas épocas primordiais em que a vida começou a surgir na Terra. Mesmo assim, não encontramos motivo para supor que a lei da diminuição do calor solar não se mantenha; portanto, pareceria que somos forçados, com base no nosso conhecimento atual, a supor que o Sol fica cada vez maior à medida que retrocedemos no tempo. Não podemos assumir que a taxa desse crescimento seja sempre a mesma. Nenhuma tal suposição é necessária; basta para nossos propósitos constatar que o Sol fica cada vez maior à medida que olhamos mais profundamente para o abismo distante do passado. Se a ordem atual das coisas em nosso universo persistiu por tempo suficiente, então parece que houve um momento em que o Sol devia ser duas vezes maior do que é atualmente; certamente já foi dez vezes maior. Há quanto tempo isso aconteceu, ninguém ousa dizer. Mas não podemos parar no estágio em que o Sol era dez vezes maior do que é agora; os argumentos continuam valendo para eras ainda mais antigas. Vemos o Sol inchando cada vez mais, com uma correspondente diminuição de sua densidade, até que, finalmente, em vez do Sol que conhecemos, encontramos uma imensa nebulosa preenchendo uma região gigantesca do espaço.

Essa é, de fato, a doutrina sobre a origem do nosso sistema solar, apresentada naquela célebre especulação conhecida como teoria nebular de Laplace. Ela não pode ser nada mais do que uma especulação; não pode ser confirmada pela observação, nem provada por cálculos. É meramente uma conjectura, mais ou menos plausível, mas talvez, até certo ponto, necessariamente verdadeira, se as leis atuais do calor, conforme as entendemos, permitirem a aplicação extrema aqui exigida, e se também a ordem atual das coisas…

Reinou por tempo suficiente, sem a intervenção de nenhuma influência atualmente desconhecida para nós. Esta teoria nebulosa não se limita à história do nosso sol. Um raciocínio exatamente semelhante pode ser estendido aos planetas individuais: quanto mais voltamos no tempo, mais quente se torna todo o sistema. Pensa-se que, se pudéssemos olhar suficientemente atrás, veríamos a Terra demasiado quente para abrigar vida; ainda mais atrás, encontraríamos a Terra e todos os planetas em brasa; e ainda mais atrás, numa época extremamente remota, quando os planetas estariam tão aquecidos quanto o nosso sol é agora. Numa fase ainda anterior, pensa-se que todo o sistema solar era uma vasta massa de gás incandescente, da qual as formas atuais do sol, juntamente com os planetas e seus satélites, evoluíram gradualmente. Não podemos ter certeza de que o curso dos eventos tenha sido o indicado aqui; mas existem motivos suficientes para pensar que esta doutrina representa substancialmente o que realmente aconteceu.

Muitas das características do sistema solar estão em harmonia com a suposição de que a origem do sistema seja aquela sugerida pela teoria nebulosa. Já tivemos oportunidade, num capítulo anterior, de mencionar o fato de que todos os planetas realizam suas revoluções ao redor do sol na mesma direção. Deve-se também observar que a rotação dos planetas em torno de seus eixos, bem como os movimentos dos satélites ao redor de seus planetas principais, seguem todas a mesma lei, com duas pequenas exceções nos sistemas de Urano e Netuno. Uma coincidência tão notável sugere naturalmente a necessidade de alguma explicação física. Tal explicação é oferecida pela teoria nebulosa. Suponhamos que, há incontáveis eras, uma imensa nebulosa girasse lentamente e se contraiesse lentamente. No processo de contração, partes da matéria condensada da nebulosa ficariam para trás. Essas partes continuariam a girar ao redor da massa central, e cada parte rotaria em seu próprio eixo na mesma direção. À medida que o processo de contração avançava, seguir-se-ia, segundo os princípios dinâmicos, que a velocidade de rotação aumentaria; e assim, por fim, essas partes se consolidariam em planetas, enquanto a massa central se contrairia gradualmente para formar o sol. Por um processo semelhante, em escala menor, formaram-se os sistemas de satélites.

evoluíram a partir do primário em contração. Esses satélites também girariam na mesma direção, e assim as características distintivas do sistema solar poderiam ser explicadas.

A origem nebulosa do sistema solar recebe grande apoio a partir do estudo dos céus estelares. Já falamos sobre a semelhança entre o sol e as estrelas. Se, então, o nosso sol passou por mudanças como as exigidas pela teoria nebulosa, não podemos antecipar que fenômenos semelhantes sejam encontrados em outras estrelas? Se for assim, é razoável supor que a evolução de algumas estrelas possa não ter avançado tanto quanto a do sol, e assim podemos realmente observar estrelas nas fases mais precoces de seu desenvolvimento. Vamos ver até que ponto o telescópio responde a essas expectativas.

O campo de visão de um grande telescópio geralmente revela um número de estrelas dispersas sobre um fundo negro do céu; mas a escuridão do fundo não é uniforme: o olho experiente do observador habilidoso detectará em algumas partes do céu uma leve luminosidade. Isso às vezes será visível em toda a extensão do campo, ou pode até ocupar vários campos. Anos podem passar, e ainda não há nenhuma mudança perceptível. Não pode haver ilusão, e a conclusão é irrefutável: o objeto é uma massa enorme de gás ou vapor fracamente luminoso. Este é o tipo mais simples de nebulosa; ela é caracterizada por extrema fraqueza de brilho e parece ser composta de matéria extremamente tênue. Por outro lado, ocasionalmente somos confrontados com o belo e impressionante fenômeno de uma estrela definida e brilhante cercada por uma atmosfera luminosa. Entre esses dois tipos extremos — uma massa fraca e difusa de um lado, e uma estrela brilhante com uma nebulosa ao seu redor do outro — pode-se encontrar uma série graduada de vários outros tipos de nebulosas. Assim, temos uma série de etapas que, por meio de gradações imperceptíveis, vão das nebulosas mais fracamente difusas, de um lado, até as estrelas, do outro.

Para Herschel, as nebulosas pareciam ser enormes massas de vapor fosforescente. Esse vapor esfria gradualmente e, por fim, se condensa em um

estrela, ou um aglomerado de estrelas. Quando as diversas formas de nebulosas foram classificadas, parecia quase que era possível observar realmente os diferentes estágios desse processo. Nas vastas nebulosas fracas, o processo de condensação tinha acabado de começar; nas nebulosas menores e mais brilhantes, a condensação já havia avançado mais; enquanto em outras, a estrela ou estrelas resultantes da condensação já se tornaram visíveis.

Mas pode-se perguntar: como Herschel soube disso? Qual é a sua evidência? Vamos responder a essa pergunta com uma ilustração. Entre em uma floresta e observe um velho carvalho nobre que resistiu às tempestades ao longo de séculos; teríamos alguma dúvida de que esse carvalho já foi uma planta jovem e pequena, que cresceu passo a passo até atingir a maturidade? No entanto, ninguém jamais acompanhou um carvalho por todos os seus estágios; o breve período da vida humana não foi suficiente para isso. A razão pela qual acreditamos que o carvalho passou por todos esses estágios é porque estamos familiarizados com carvalhos de todos os tamanhos, desde plântulas até árvores antigas e imponentes. Tendo visto essa progressão em um grande número de árvores, ficamos convencidos de que cada indivíduo passa por todos esses estágios.

Foi por meio de um raciocínio semelhante que Herschel chegou à visão sobre a origem das estrelas que tentamos descrever. A vida de um astrônomo não é suficientemente longa, e talvez a vida da humanidade também não seja suficiente, para observar o processo pelo qual uma nebulosa se condensa e forma um corpo sólido. Mas, ao observar uma nebulosa após outra, o astrônomo acredita ser capaz de identificar os vários estágios que conectam a nebulosa em sua forma original com sua forma final. Assim, ele chega à conclusão de que cada nebulosa passa, ao longo dos tempos, por esses estágios. E foi assim que Herschel adotou a opinião de que as estrelas — algumas, muitas ou todas — têm origem em algo que já foi uma nebulosa brilhante.

Tal especulação pode cativar a imaginação, mas deve ser cuidadosamente distinguida das verdades da astronomia, propriamente ditas. Uma posteridade distante talvez consiga obter evidências sobre esse assunto que são inacessíveis para nós: nosso conhecimento sobre nebulosas é ainda muito recente. Ainda não houve…

Há tempo suficiente para detectar quaisquer mudanças significativas: no que diz respeito ao estudo das nebulosas, pode-se dizer apenas que ele teve início com o Catálogo de Messier, em 1771.

Desde a época de Herschel, sem dúvida, foram feitas muitas observações e desenhos detalhados das nebulosas; mas o intervalo de tempo ainda foi muito curto, e as observações anteriores são demasiado imperfeitas para permitir que se investiguem quaisquer mudanças nas nebulosas com precisão suficiente. Se a raça humana persistir por muitos séculos, e se as nossas observações atuais forem preservadas durante esse período para comparação, então a teoria de Herschel poderá talvez ser testada de forma satisfatória.

Cem anos se passaram desde que Laplace, com alguma hesitação, apresentou a sua hipótese sobre o modo de formação do sistema solar. De um modo geral, deve-se dizer que esta “hipótese nebulosa” resistiu bem ao teste do avanço da ciência, embora tenham sido necessárias algumas pequenas modificações à luz de descobertas mais recentes. Laplace (e também Herschel) parecem ter considerado que uma nebulosa primitiva era constituída por uma “névoa ardente” ou gás brilhante a uma temperatura muito alta. Mas isso não é de modo algum necessário, pois vimos que a contração gradual da enorme massa fornece energia que pode ser convertida em calor, e as evidências espectroscópicas parecem também indicar a existência de uma temperatura moderada nas nebulosas gasosas, as quais devem ser consideradas representantes do caos primitivo hipotético do qual o nosso sol e os planetas evoluíram. Outro ponto que foi reavaliado é a formação dos vários planetas. Antigamente pensava-se que a rotação da massa original tinha causado, gradualmente, a separação de vários anéis de diferentes dimensões da parte central, cujo material, com o tempo, se acumulou formando planetas individuais. O anel de Saturno era considerado prova desse processo, já que aqui temos um anel cuja condensação em um ou mais satélites foi de alguma forma interrompida. Mas, embora não seja impossível que matéria na forma de anéis tenha sido deixada para trás durante a contração da massa nebulosa (de fato, os planetas menores entre Marte e Júpiter podem ter se originado dessa maneira), parece provável que

Planetas maiores foram formados a partir da aglomeração de matéria em um ponto no equador da nebulosa em rotação.

Os passos reais do processo pelo qual a nebulosa primordial se transformou no sistema solar parecem estar fora do alcance da descoberta.

CAPÍTULO XXVII.
AS MARÉS.[44]
Astronomia Matemática — As Teorias de Lagrange: até que ponto são realmente verdadeiras — O Sistema Solar não é composto por corpos rígidos — As Leis de Kepler são verdadeiras segundo as observações, mas não são absolutamente verdadeiras quando os corpos não são rígidos — Os erros das observações — As marés — Como as marés foram observadas — Descoberta da conexão entre as marés e a Lua — Marés solares e lunares — Trabalho realizado pelas marés — De onde as marés obtêm a força para realizar esse trabalho? — As marés estão aumentando o comprimento do dia — Limite para a brevidade do dia — História primitiva do sistema Terra-Lua — Equilíbrio instável — Razão entre o mês e o dia — O futuro curso do sistema — Igualdade entre o mês e o dia — A futura época crítica — A face constante da Lua explicada — O outro lado da Lua — Os satélites de Marte — Seus movimentos notáveis — As marés tiveram influência na formação geral do Sistema Solar? — Momento de momento linear — As marés tiveram pouco ou nenhum efeito apreciável na órbita de Júpiter — Conclusão.

Que as grandes descobertas de Lagrange sobre a estabilidade do sistema planetário estejam corretas é, em certo sentido, estritamente verdadeiro. Ninguém jamais ousou questionar a matemática utilizada por Lagrange. Dado o sistema planetário na forma assumida por Lagrange, sua estabilidade está garantida para sempre. No entanto, há uma suposição que Lagrange faz, e sobre a qual toda a sua teoria se baseia: sua suposição é de que os planetas são corpos rígidos.

Sem dúvida, nossa Terra parece ser um corpo rígido. O que pode ser mais sólido e inquebrável do que a massa de rochas e metais que compõem a Terra, na medida em que ela é acessível a nós? Nos vastos domínios do espaço, a Terra não passa de uma partícula; certamente era uma suposição natural e legítima considerar que essa partícula era um corpo rígido. Se a Terra fosse absolutamente rígida — se cada partícula da Terra estivesse a uma distância fixa de todas as outras partículas — se, sob nenhum tipo de força, e em nenhuma circunstância concebível, a Terra experimentasse sequer a menor mudança de forma — se o mesmo pudesse

O mesmo pode ser dito do sol e de todos os outros planetas — então a previsão de Lagrange sobre a duração eterna do nosso sistema deve se cumprir.

Mas quais são os fatos reais? A Terra é realmente rígida? Sabemos, por meio de experimentos, que um corpo rígido, no sentido matemático da palavra, não existe. As rochas não são rígidas; o aço não é rígido; até mesmo um diamante não é perfeitamente rígido. Toda a Terra está longe de ser rígida, mesmo em sua superfície, enquanto parte de seu interior ainda é, talvez, mais ou menos fluida. A Terra não pode ser considerada um corpo perfeitamente rígido; muito menos os corpos maiores do nosso sistema podem ser chamados de rígidos. Júpiter e Saturno talvez nem sequer possam ser considerados corpos sólidos. O sistema solar de Lagrange consistia em um sol rígido e vários planetas minúsculos e rígidos; o sistema solar real, porém, consiste em um sol que, de forma alguma, é rígido, e em planetas que só o são parcialmente.

Surge então a questão de saber se as descobertas dos grandes matemáticos do século passado se aplicarão não apenas ao sistema solar ideal que eles conceberam, mas também ao sistema solar real em que estamos inseridos. Não há dúvida de que essas descobertas são aproximadamente verdadeiras: elas estão, de fato, tão próximas da verdade absoluta que as observações ainda não demonstraram, de maneira satisfatória, qualquer desvio delas.

Mas, no estado atual da ciência, já não podemos ignorar as questões importantes que surgem quando lidamos com corpos que não são rígidos no sentido matemático da palavra. Vamos, por exemplo, tomar a lei mais simples à qual nos referimos, a grande lei de Kepler, que afirma que um planeta girará para sempre em uma trajetória elíptica, cujo sol é um dos focos. Isso é verificado por observações reais; na verdade, foi estabelecido por observação antes mesmo que qualquer explicação teórica desse movimento fosse proposta. No entanto, se formularmos a questão com um pouco mais de precisão, veremos que o que Newton realmente demonstrou foi que, se duas partículas rígidas se atraem segundo uma lei de força que varia com o inverso do quadrado da distância entre elas, então cada uma das partículas descreverá uma elipse, tendo como centro comum o ponto de equilíbrio gravitacional.

O foco. A Terra é, até certo ponto, rígida, e por isso era natural supor que o comportamento relativo da Terra e do Sol seguiria, em medida correspondente, a simples lei elíptica de Kepler; na verdade, eles seguem essa lei com tal fidelidade que, se levarmos em conta outras causas de perturbação, não conseguimos, mesmo através da observação mais cuidadosa, detectar a menor variação no movimento da Terra decorrente de sua falta de rigidez.

No entanto, existem sutilezas nas investigações matemáticas que, neste caso, transcendem as observações mais precisas que nossos instrumentos nos permitem fazer. Os princípios da matemática nos dizem que, embora as leis de Kepler possam ser verdadeiras para corpos que são absolutamente e matematicamente rígidos, se o Sol ou os planetas estiverem, total ou mesmo em sua menor parte, desprovidos de rigidez perfeita, então as leis de Kepler não podem mais ser verdadeiras. Não parece haver aqui uma contradição? A observação nos diz que as leis de Kepler são verdadeiras no sistema planetário; a teoria nos diz que essas leis não podem ser verdadeiras no sistema planetário, porque os corpos desse sistema não são perfeitamente rígidos. Como resolver essa discrepância? Ou será que realmente existe alguma discrepância? Não existe. Quando dizemos que as leis de Kepler foram comprovadas como verdadeiras por meio da observação, devemos refletir sobre a natureza das provas que são possíveis de obter. Observamos as posições dos planetas com os instrumentos em nossos observatórios; essas posições são medidas com a ajuda de nossos relógios e dos círculos graduados nos instrumentos. Essas observações são, sem dúvida, maravilhosamente precisas; mas elas não possuem, nem podem possuir, precisão absoluta no sentido matemático da palavra. Podemos, por exemplo, determinar a posição de um planeta com tanta precisão que certamente não há erro de um segundo de arco; e um segundo é uma quantidade extremamente pequena. Um pé colocado a uma distância de cerca de quarenta milhas forma um ângulo de um segundo, e é certamente uma conquista notável medir a posição de um planeta e ter certeza de que nenhum erro maior do que esse pode ter se infiltrado em nosso resultado.

Quando comparamos os resultados das observações com os cálculos realizados sob a premissa da veracidade das leis de Kepler, e quando julgamos se as observações estão de acordo com os cálculos, há sempre uma referência, mais ou menos explícita, aos erros inevitáveis das observações. Se os cálculos e as observações concordam de forma tão precisa que as diferenças entre eles são mínimas, suficientemente pequenas para serem atribuídas aos erros inerentes às observações, então ficamos satisfeitos com essa concordância; pois, na verdade, não é possível alcançar nem sequer conceber uma concordância ainda maior. A influência que a falta de rigidez exerce no cumprimento das leis de Kepler pode ser estimada por meio de cálculos; verifica-se, como era de se esperar, que ela é extremamente pequena — tão pequena, de fato, que fica dentro daquela margem estreita de erro pela qual as observações podem ser afetadas. Portanto, não somos capazes de distinguir, por meio de medições reais, os efeitos decorrentes da ausência de rigidez; eles estão inseparavelmente misturados aos pequenos erros das observações.

O argumento em que basearemos nossas pesquisas está, na verdade, fundamentado em um fenômeno muito conhecido. Não há ninguém que tenha visitado a costa e que não esteja familiarizado com aquela elevação e descida do mar que chamamos de maré. Duas vezes a cada vinte e quatro horas o mar avança em direção à praia, provocando a maré alta; duas vezes por dia o mar recua novamente, provocando a maré baixa. Essas marés não se limitam apenas às costas; elas penetram por milhas ao longo dos rios e periodicamente inundam grandes estuários. Em um país marítimo, as marés têm uma importância prática imensa; elas também possuem um significado de caráter menos óbvio, que é nosso objetivo investigar agora.

Esses pulsos diários do oceano já faz tempo que deixaram de ser um mistério. Desde os tempos mais remotos percebeu-se que existia uma conexão entre as marés e a lua. Escritores antigos, como Plínio e Aristóteles, mencionaram a relação entre os períodos de maré alta e a fase da lua. Acho que às vezes não damos aos astrônomos antigos o crédito que sua perspicácia realmente merece. Todos nós lemos — todos fomos ensinados — que a lua e as marés estão relacionadas; mas quantos...

Quem de nós está em condições de dizer que realmente percebeu essa conexão por meio de observação pessoal direta? O primeiro homem que estudou este assunto com atenção suficiente para se convencer, e também para convencer os outros, de sua realidade deve ter sido um grande filósofo. Não conhecemos seu nome, não conhecemos sua nação, nem a época em que viveu; mas nossa admiração por sua descoberta deve aumentar ao considerarmos que ele não dispunha da teoria da gravitação para guiá-lo. Um filósofo dos dias de hoje que nunca tivesse visto o mar ainda poderia prever a necessidade das marés como consequência da lei da gravitação universal; mas o astrônomo primitivo, que não conhecia o vínculo invisível pelo qual todos os corpos no universo são atraídos uns aos outros, fez uma descoberta esplêndida — na verdade, típica — indutiva, ao determinar a relação entre a lua e as marés.

Podemos supor que essa descoberta, com toda a probabilidade, surgiu inicialmente a partir das observações de navegadores experientes. Em todos os assuntos relacionados à entrada ou saída do porto, o estado das marés é de extrema importância para o marinheiro. Mesmo em alto-mar, às vezes ele precisa ajustar sua rota de acordo com as correntes geradas pelas marés; ou, ao determinar sua rota por meio de medições de profundidade, ele sempre deve levar em conta que a profundidade varia com as marés. Assim, todos os assuntos relacionados às marés ficam sob sua observação diária. Seu trabalho diário, o sucesso de sua profissão e a segurança de sua vida dependem frequentemente das marés; por isso, ele se esforçaria para aprender, por meio de suas observações, tudo o que pudesse ser útil para ele no futuro. Para o marinheiro que navega perto da costa, a questão principal é o horário da maré alta. Esse horário varia de dia para dia: amanhã é uma hora ou mais mais tarde do que hoje, e não existe uma regra muito simples que possa ser estabelecida. Portanto, o marinheiro acolheria com prazer qualquer regra que o guiasse em um assunto tão importante. Podemos fazer uma conjectura sobre a maneira como tal regra foi descoberta pela primeira vez. Suponhamos, por exemplo, que um marinheiro em Calais esteja seguindo em direção ao porto. Ele tem uma noite perfeita — a lua está cheia; ela o guia no caminho; ele chega em segurança ao porto; e na manhã seguinte constata que a maré está alta entre 11 e 12 horas.[45] Ele repete frequentemente a mesma viagem, mas às vezes encontra uma maré baixa e inconveniente pela manhã. Por fim,

No entanto, ocorre-lhe que, nas noites de lua cheia, a maré alta acontece às 11 horas. Isso acontece uma ou duas vezes; ele acha que é apenas uma coincidência. Mas isso acontece repetidamente. Por fim, percebe que sempre ocorre da mesma forma. Ele conta essa regra para outros marinheiros; eles também a testam. Verifica-se invariavelmente que, quando a lua está cheia, a maré alta sempre acontece na mesma hora e no mesmo lugar. Assim, estabelece-se a conexão entre a lua e as marés, e o marinheiro inteligente naturalmente comparará as outras fases da lua com os horários das marés altas. Ele descobre, por exemplo, que a lua na primeira quinzena sempre provoca maré alta à mesma hora do dia; e, finalmente, obtém uma regra prática, pela qual, a partir do estado da lua, pode saber imediatamente quando a maré estará alta no porto onde se encontra. Um observador diligente descobrirá ainda uma conexão maior entre a lua e as marés; perceberá que algumas marés altas sobem mais do que outras, e que algumas marés baixas descem menos do que outras. Isso é de grande importância prática. Quando é preciso atravessar um canal perigoso, o marinheiro se sente muito mais seguro ao saber que será levado até lá durante uma maré alta; ou, se tiver que lutar contra correntes marinhas, que em alguns lugares têm força enorme, naturalmente preferirá navegar durante as marés fracas, nas quais a força dessas correntes é menor do que o normal. As marés altas e as marés fracas se tornarão familiares para ele, e ele perceberá que as marés altas ocorrem quando a lua está cheia ou nova — ou, pelo menos, que elas acontecem a um certo número constante de dias após a lua cheia ou nova. Sem dúvida, foi por meio de raciocínios como esse que, nos tempos primitivos, se passou a compreender a conexão entre a lua e as marés.

Contudo, somente com a grande descoberta de Newton, que revelou a lei da gravitação universal, tornou-se possível dar uma explicação física às marés. Foi então que se compreendeu como a lua atrai toda a Terra e cada partícula dela. Percebeu-se também como as partículas líquidas que formam os oceanos na Terra conseguem obedecer a essa atração de maneira diferente das partes sólidas. Quando a lua está acima da cabeça, ela tende a puxar a água para cima, formando assim um monte abaixo, e provocando a maré alta. A água do lado oposto da Terra também é afetada.

de uma maneira que pode não ser antecipada à primeira vista. A lua atrai o corpo sólido da terra com maior intensidade do que atrai a água do outro lado, que fica mais distante dela. A terra é, assim, afastada da água, e há, portanto, uma tendência a marés altas tanto no lado da terra afastado da lua quanto naquele voltado para ela. As marés baixas ocupam as posições intermediárias.

O sol também provoca marés na terra; mas, devido à grande distância do sol, a diferença entre sua atração sobre o mar e sobre o interior sólido da terra não é tão significativa. As marés solares são, portanto, menores do que as marés lunares. Quando os dois agem em conjunto, causam marés de primavera; quando as marés solares e lunares se opõem, temos marés de neap.

No entanto, existem inúmeras circunstâncias que devem ser levadas em conta ao tentarmos aplicar esse raciocínio geral às condições de um caso específico. Devido a peculiaridades locais, as marés variam enormemente nas diferentes partes da costa. Em uma área restrita como o Mar Mediterrâneo, as marés têm apenas um alcance relativamente pequeno, variando em diferentes lugares de um a poucos pés. No meio do oceano, a elevação e a descida das marés também não são grandes, chegando, por exemplo, a três pés em Santa Helena. Perto das grandes massas continentais, as marés são muito modificadas pelas costas. Em Londres, observamos marés de dezoito ou dezenove pés; mas as marés mais notáveis nas Ilhas Britânicas são as do Canal de Bristol, onde, em Chepstow ou Cardiff, a elevação e a descida durante as marés de primavera chegam a trinta e sete ou trinta e oito pés, e durante as marés de neap, a vinte e oito ou vinte e nove pés. Essas marés são superadas em magnitude em outras partes do mundo. As maiores de todas as marés são as da Baía de Fundy, onde, em algumas áreas, a elevação e a descida durante as marés de primavera não são inferiores a cinquenta pés.

A elevação e a descida das marés estão necessariamente associadas à formação de correntes. Tais correntes são, de fato, bem conhecidas, e em alguns dos nossos grandes rios elas têm grande importância. Essas correntes de água podem, assim como quaisquer outros tipos de correntes hídricas, ser utilizadas para realizar trabalhos úteis.

Podemos, por exemplo, reter a água que sobe num reservatório e, à medida que a maré desce, podemos fazer com que a água retida mova uma roda d’água antes de retornar ao mar. De fato, temos aqui uma fonte de energia real; mas somente em circunstâncias muito excepcionais se mostra econômico usar as marés para esse fim. A questão pode ser submetida a cálculos, e pode-se calcular a área do reservatório necessária para reter água suficiente para mover uma roda d’água com determinada potência. Pode-se demonstrar que a área do reservatório necessária para reter água suficiente para gerar 100 cavalos-vapor seria de 40 acres. Toda a questão então se resume ao simples fator de custo: será que a construção e a manutenção desse reservatório seriam mais ou menos caras do que a instalação e a manutenção de uma máquina a vapor com potência equivalente? Na maioria dos casos, parece que esta última seria de longe a mais barata; de qualquer forma, não encontramos, na prática, motores movidos pelas marés em uso, de modo que a energia das marés acaba sendo desperdiçada. No entanto, os aspectos econômicos dessa situação podem mudar profundamente em alguma época distante, quando nossos estoques de combustível, atualmente consumidos de forma tão excessiva, começarem a mostrar sinais claros de esgotamento.

As marés, no entanto, realizam algum tipo de trabalho. Uma maré em uma foz de rio às vezes escava uma margem e leva seus materiais para outro lugar. Temos aqui um trabalho realizado e energia consumida, exatamente como se a mesma tarefa tivesse sido feita por engenheiros que dirigissem os trabalhadores. Sabemos que o trabalho não pode ser realizado sem o consumo de energia, de alguma forma; então, de onde vem a energia que sustenta o poder das marés? À primeira vista, a resposta a essa pergunta parece muito óbvia. Não dissemos que as marés são causadas pela lua? Portanto, a energia não deve vir da lua? Isso parece bastante claro, mas, infelizmente, não é verdade. É um daqueles casos, nada raros em Dinâmica, em que a verdade é bem diferente daquilo que parece ser o caso. Uma ilustração talvez torne a questão mais clara. Quando se dispara um rifle, é o dedo do atirador quem puxa o gatilho; mas devemos então dizer que a energia que faz a bala ser disparada veio do atirador?

Certamente que não; a energia se deve, obviamente, à pólvora, e tudo o que o atirador fez foi fornecer o meio pelo qual a energia armazenada na pólvora podia ser liberada. Até certo ponto, podemos comparar isso com o problema das marés; as marés causadas pela lua são a causa original pela qual um determinado estoque de energia é utilizado para realizar o trabalho que as marés são capazes de executar. Este estoque de energia, curiosamente, não está na lua; está na própria terra. De fato, é extremamente notável que a lua realmente ganhe energia das marés ao absorver parte do estoque existente na terra. Isso não é apresentado como um resultado óbvio; depende de um teorema dinâmico refinado.

Devemos compreender claramente a natureza deste imenso estoque de energia do qual as marés retiram sua força, e sobre o qual a lua pode exercer uma atração constante e intensa. Vejamos em que sentido se diz que a terra possui um estoque de energia. Sabemos que a terra gira em torno de seu eixo uma vez por dia. É essa rotação que é a fonte da energia. Comparemos a rotação da terra com a rotação do volante de um motor a vapor. A rotação do volante é, na verdade, um reservatório no qual o motor deposita energia a cada movimento do pistão. As diversas máquinas do moinho, acionadas pelo motor, simplesmente utilizam o estoque de energia acumulado no volante. A terra pode ser comparada a um volante gigantesco, separado do motor, mas ainda conectado às máquinas do moinho. Devido às suas dimensões enormes e à sua velocidade rápida, esse grande volante possui um estoque de energia enorme, que precisa ser consumido antes que ele pare de girar. Por isso, embora as marés sejam causadas pela lua, a energia de que elas necessitam é obtida simplesmente ao se apropriar de parte do vasto suprimento disponível na rotação da terra.

No entanto, existe uma distinção de caráter muito fundamental entre a terra e o volante de um motor. À medida que a energia é retirada do volante e consumida pelas diversas máquinas do moinho, ela é continuamente substituída por nova energia, que flui proveniente do funcionamento do motor a vapor, mantendo assim a velocidade do volante. Mas

A Terra é um volante sem motor. Quando as marés extraem a energia armazenada e a gastam para realizar trabalho, essa energia não é substituída. A consequência é irreversível: a energia necessária para a rotação da Terra deve estar diminuindo. Isso leva a uma consequência de extrema importância. Se o motor for desconectado do volante, então, como todos sabem, o enorme volante ainda pode dar algumas rotações, mas rapidamente parará. Uma inferência semelhante deve ser feita em relação à Terra; mas seu estoque de energia é tão enorme, em comparação com as demandas que lhe são feitas, que a Terra consegue resistir. Devem passar eras incontáveis antes que a energia da rotação terrestre seja completamente esgotada pelos efeitos causados pelas marés. No entanto, é inevitável que a energia esteja diminuindo; e se ela está diminuindo, então a velocidade de rotação da Terra certamente está, ainda que lentamente, diminuindo. Agora chegamos a uma consequência das marés que pode ser expressa na linguagem mais simples: se a velocidade de rotação está diminuindo, então a duração do dia deve estar aumentando; e assim chegamos à seguinte afirmação importante: as marés estão fazendo com que a duração do dia aumente.

Hoje é um dia mais longo do que ontem – amanhã será ainda mais longo do que hoje. A diferença é tão pequena que, mesmo ao longo de eras, dificilmente se pode dizer que ela tenha sido claramente constatada por meio de observações. Não pretendemos dizer quantos séculos se passaram desde que o dia era sequer um segundo mais curto do que é atualmente; mas os séculos não são as unidades que utilizamos para analisar a evolução das marés. Há um milhão de anos, é bem provável que a diferença entre a duração do dia e seu valor atual fosse muito significativa. Vamos olhar para as profundezas do passado e ver o que as marés podem nos contar. Se a situação atual persistir, o dia deve ter ficado cada vez mais curto à medida que retrocedemos no tempo. Atualmente, o dia tem vinte e quatro horas; já teve vinte horas, dez horas; já teve seis horas. Até onde podemos ir? Uma vez que passemos as seis horas, começaremos a nos aproximar de um limite que, em algum ponto, delimitará nossa retrospectiva. Quanto mais curto for o dia, maior será a protuberância da Terra no equador; quanto maior for essa protuberância,

Quanto maior é a tensão exercida sobre os materiais da Terra pela força centrífuga de sua rotação. Se a Terra girasse muito rápido, ela não conseguiria se manter unida; separar-se-ia em pedaços, assim como uma pedra de amolar acionada com velocidade excessiva se rompe violentamente. Portanto, aqui percebemos, no passado distante, uma barreira que impede o prosseguimento deste raciocínio. Existe uma certa velocidade crítica, que é a máxima que a Terra pode suportar sem risco de ruptura, mas o valor exato dessa velocidade é uma questão difícil de responder. Ela depende da natureza dos materiais que compõem a Terra; depende da temperatura; depende do efeito da pressão e de outros detalhes que não conhecemos com precisão. No entanto, foi feita uma estimativa da velocidade crítica, e foi demonstrado matematicamente que o menor período de rotação que a Terra poderia ter, sem se desintegrar, é de aproximadamente três ou quatro horas. A doutrina da evolução das marés levou-nos, assim, à conclusão de que, em alguma época inconcebivelmente distante, a Terra girava em torno de seu eixo em um período próximo a três ou quatro horas.

Assim, aprendemos que devemos à Lua o alongamento gradual do dia, desde seu valor primitivo até vinte e quatro horas. Em obediência a uma das leis mais profundas da natureza, a Terra reagiu à Lua, e essa reação assumiu uma forma tangível. Ela consistiu simplesmente em afastar gradualmente a Lua da Terra. Pode-se observar que esse afastamento da Lua assemelha-se a uma espécie de retaliação por parte da Terra. A consequência desse afastamento da Lua é bastante notável. O caminho em que a Lua orbita tem atualmente um raio de 240.000 milhas. Esse raio deve estar crescendo constantemente, devido às marés. Com base nesse fato, voltemos agora à história passada da Lua. Assim como a distância da Lua aumenta quando olhamos para o futuro, ela diminui quando olhamos para o passado. A Lua deve ter estado mais perto da Terra ontem do que está hoje; a diferença é, sem dúvida, insignificante em anos, séculos ou milhares de anos; mas, quando chegamos a milhões de anos, a Lua deve ter estado significativamente mais perto do que está atualmente.

Até que, finalmente, descobrimos que sua distância, em vez de 240.000 milhas, diminuiu para 40.000, depois para 20.000 e, por fim, para 10.000 milhas. Também não precisamos — nem podemos — parar até encontrarmos a lua realmente perto da superfície da Terra. Se as leis atuais da natureza têm agido por tempo suficiente, e se não houve interferência externa, então não se pode duvidar de que a lua e a Terra já estiveram em proximidade imediata. De fato, podemos calcular o período durante o qual a lua deve ter girado ao redor da Terra. Quanto mais perto a lua estiver da Terra, mais rápido ela deve girar; e na época crítica em que o satélite estava em proximidade imediata com nossa Terra, ela devia completar cada rotação em cerca de três ou quatro horas.

Isso levou a uma das especulações mais ousadas já feitas em astronomia. Não podemos deixar de apresentá-la; mas deve-se lembrar que é apenas uma especulação, que deve ser recebida com a devida reserva. A especulação tem como objetivo responder à pergunta: O que colocou a lua nessa posição, perto da superfície da Terra? Diremos apenas que há motivos sérios para acreditar que a lua, em algum período muito antigo, se desprendeu da Terra quando esta se encontrava em um estado macio ou plástico.

No início da história, encontramos a Terra e a Lua juntas. Descobrimos que a velocidade de rotação da Terra era de apenas algumas horas, em vez de vinte e quatro horas. Descobrimos também que a lua completava sua volta ao redor da Terra primitiva exatamente no mesmo tempo em que a Terra primitiva girava em torno de seu próprio eixo, de modo que os dois corpos ficavam constantemente voltados um para o outro. Tal situação constituía o que um matemático descreveria como um caso de equilíbrio dinâmico instável. Isso não podia durar. Pode-se compará-lo ao caso de uma agulha equilibrada em sua ponta; a agulha precisa cair para um lado ou para o outro. Da mesma forma, a lua não podia continuar mantendo essa posição. Havia duas possibilidades: ou a lua caía de volta sobre a Terra e era reabsorvida pela massa terrestre, ou começava sua jornada para fora. Qual delas a lua escolheria? Talvez não tenhamos meios de saber exatamente o que determinou que a lua seguisse um caminho em vez do outro.

outro, mas quanto ao curso que realmente foi seguido não pode haver dúvida. O fato de a lua existir mostra que ela não retornou à Terra, mas iniciou sua jornada para fora. À medida que a lua se afasta da Terra, ela precisa, de acordo com as leis de Kepler, de mais tempo para completar sua revolução. Assim, o período inicial de apenas algumas horas aumentou até atingir o valor atual de 656 horas. A rotação da Terra também foi modificada, naturalmente, de acordo com o afastamento da lua. Uma vez que a lua começou a se afastar, a Terra ficou livre da obrigação de sempre voltar a mesma face para a lua. Quando a lua se afastava até uma certa distância, a Terra completava sua rotação em menos tempo do que o necessário para a lua fazer uma revolução. Mesmo assim, a lua continua se afastando cada vez mais, e a duração de sua revolução aumenta na mesma medida, até que três, quatro ou mais dias (ou rotações da Terra) sejam equivalentes a um mês (ou revolução da lua). Embora o número de dias no mês aumente, não devemos supor que a velocidade de rotação da Terra esteja aumentando; na verdade, é o contrário. A rotação da Terra está diminuindo, assim como a revolução da lua, mas o atraso da lua é maior do que o da Terra. Embora o período de rotação da Terra tenha aumentado muito em relação ao seu valor primitivo, o período da lua aumentou ainda mais, tornando-se várias vezes maior do que o período de rotação da Terra. À medida que os séculos passam, a lua se afasta cada vez mais, sua órbita aumenta, e a duração de sua revolução cresce, até que finalmente se atinge um ponto muito significativo, que, de certa forma, representa um ponto culminante na trajetória da lua. Nesse ponto, os períodos de revolução da lua, medidos em períodos de rotação da Terra, atingem seu valor máximo. Parece que, nessa época, o mês tinha vinte e nove dias. Claro, isso não significa que o mês e o dia naquela época fossem os mesmos que os medidos por nossos relógios hoje. Ambos eram mais curtos naquela época do que agora. Mas o que queremos dizer é que, nesse ponto, a Terra girou vinte e nove vezes em torno de seu eixo, enquanto a lua completava uma volta completa.

Esta época já passou. Não se pode, no momento, tentar avaliar a data dessa época em nossas unidades de medida comuns. Ao mesmo tempo, porém, não há dúvida quanto à imensa antiguidade desse evento, em comparação com todos os registros históricos; mas se ela deve ser contada em centenas de milhares de anos, em milhões de anos ou em dezenas de milhões de anos, isso deve ser deixado, em grande medida, à conjectura.

Uma vez passada essa época notável, percebemos que o curso dos eventos no sistema Terra-Lua começa a se moldar em direção àquela fase final notável, que possui pontos de semelhança com a fase inicial. A Lua continua a orbitar em uma órbita cujo diâmetro aumenta de forma constante, embora muito lentamente. Consequentemente, a duração do mês também aumenta, e como a rotação da Terra continua a ser constantemente retardada, a duração do dia também cresce continuamente. Mas a razão entre a duração do mês e a duração do dia agora apresenta uma mudança. Essa razão aumentou gradualmente, partindo de um valor de um no início, até atingir um valor máximo de aproximadamente vinte e nove na época mencionada. Agora, essa razão começa a diminuir novamente, até que a Terra faça apenas vinte e oito rotações, em vez de vinte e nove, em uma única revolução da Lua. A diminuição dessa razão continua até que o número vinte e sete represente o número de dias no mês. Aqui, mais uma vez, temos uma época sobre a qual é impossível passar sem comentários especiais. Em tudo o que foi dito até agora, lidamos com eventos do passado distante; e finalmente chegamos ao estado atual do sistema Terra-Lua. Os dias nessa época são os dias que conhecemos, o mês é o período conhecido de rotação da nossa Lua. Atualmente, o mês corresponde a aproximadamente vinte e sete dos nossos dias, e essa relação permanece sensatamente verdadeira há milhares de anos. Continuará sendo sensatamente verdadeira por milhares de anos ainda, mas não permanecerá verdadeira indefinidamente. É apenas uma etapa nesta grande transformação; pode possuir os atributos da permanência para nossa visão efêmera, assim como as asas de um mosquitinho parecem imóveis quando iluminadas por uma faísca elétrica; mas quando contemplamos a história com conceitos de tempo suficientemente amplos para a astronomia, percebemos como o presente...

A condição do sistema Terra-Lua não pode ter maior permanência do que qualquer outra fase da história.

No entanto, nossa narrativa deve agora assumir uma forma diferente. Temos falado do passado; fomos levados ao presente; podemos dizer algo sobre o futuro? Aqui, mais uma vez, as marés vêm em nosso auxílio. Se compreendemos corretamente a verdade da dinâmica (e quem agora pode duvidar dela?), seremos capazes de fazer uma previsão das mudanças futuras do sistema Terra-Lua. Se não houver interrupções de nenhuma fonte externa atualmente desconhecida para nós, poderemos prever — pelo menos de maneira geral — o curso posterior da Lua. Podemos ver como a Lua continuará seguindo seu caminho para fora. O percurso em que ela orbita crescerá com extrema lentidão, mas ainda assim continuará crescendo; o progresso não será revertido, de qualquer forma, antes que a fase final de nossa história seja alcançada. Não vamos nos demorar agora nas fases intermediárias; tentaremos, antes, esboçar o tipo final ao qual nosso sistema tende. No distante futuro — em incontáveis milhões de anos — essa fase final será alcançada. A relação entre o mês e o dia, cuja diminuição já mencionamos, continuará a diminuir. O período de revolução da Lua se tornará cada vez mais longo, mas a duração do dia aumentará muito mais rapidamente do que o aumento no período de revolução da Lua. Do mês de vinte e sete dias passaremos para um mês de vinte e seis dias, e assim por diante, até chegarmos a um mês de dez dias e, finalmente, a um mês de um dia.

Vamos entender claramente o que queremos dizer com um mês de um dia. Queremos dizer que o tempo em que a Lua orbita em torno da Terra será igual ao tempo em que a Terra gira em torno de seu eixo. A duração desse dia será, é claro, muito maior do que o nosso dia. O único elemento de incerteza nessas investigações surge quando tentamos dar precisão numérica às afirmações. Parece tão verdadeiro quanto as leis da dinâmica que um estado do sistema Terra-Lua no qual o dia e o mês sejam iguais deve ser eventualmente alcançado; mas, quando tentamos determinar a duração desse dia, introduzimos um elemento de risco na investigação. Ao fornecer qualquer

Estimando seu comprimento, deve-se entender que o valor indicado é dado com grande reserva. Pode haver um erro até certo ponto, embora talvez não em quantidade considerável. O comprimento desse “grande dia” pareceria ser aproximadamente igual a cinquenta e sete dos nossos dias. Em outras palavras, em algum momento crítico no futuro extremamente distante, a Terra levará algo como 1.400 horas para completar uma rotação, enquanto a Lua completará sua jornada exatamente no mesmo tempo.

Assim, vemos como, em alguns aspectos, a primeira fase do sistema Terra-Lua e a última fase se assemelham. Em ambos os casos, o dia é igual ao mês. Na primeira fase, o dia e o mês eram apenas uma pequena fração do nosso dia; na última fase, tanto o dia quanto o mês são múltiplos grandes do nosso dia. No entanto, há um contraste profundo entre a primeira época crítica e a última. Já mencionamos que a primeira época era de instabilidade – não poderia durar; mas este segundo estado é de estabilidade dinâmica. Uma vez alcançado esse estado, ele seria permanente e duraria para sempre, caso a Terra e a Lua pudessem ser isoladas de todas as interferências externas.

Há uma característica especial que define o movimento quando o mês é igual ao dia. Uma pequena reflexão mostra que, nesse caso, a Terra deve constantemente voltar a mesma face para a Lua. Se o dia for igual ao mês, então a Terra e a Lua devem girar juntas, como se estivessem ligadas por faixas invisíveis; e qualquer hemisfério da Terra que esteja voltado para a Lua no início desse estado permanecerá lá enquanto o dia continuar sendo igual ao mês.

Neste ponto, é difícil não lembrar daquela característica do movimento da Lua que é observada desde tempos antigos. Referimo-nos, claro, ao fato de que a Lua, atualmente, constantemente volta a mesma face para a Terra.

É dever dos astrônomos fornecer uma explicação física para esse fato notável. A Lua gira ao redor da nossa Terra uma vez a cada determinado

número de segundos. Se a lua sempre virar a mesma face para a terra, então fica demonstrado que ela também gira em torno de seu eixo uma vez no mesmo número de segundos. Agora, isso seria uma coincidência extremamente improvável, a menos que houvesse alguma causa física para explicá-la. Não precisamos procurar muito por essa causa: as marés na lua produziram esse fenômeno. Descobrimos agora que a lua possui uma superfície acidentada, o que atesta a existência de intensa atividade vulcânica em tempos passados. Esses vulcões estão agora silenciosos — os fogos internos da lua parecem ter se esgotado; mas houve um tempo em que a lua devia ser uma massa quente e semicristalizada. Houve um tempo em que os materiais da lua estavam tão quentes que eram macios e flexíveis, e nessa massa macia e flexível a atração da nossa terra provocava grandes marés. Não temos registros históricos dessas marés (elas existiam muito antes da existência dos telescópios, provavelmente muito antes da existência da raça humana), mas sabemos que elas existiram pelo trabalho que realizaram, e esse trabalho é visto hoje na face constante que a lua vira para a terra. A subida e descida suaves dos oceanos que formam nossas marés apresentam uma imagem muito diferente das marés que outrora agitavam a lua. As marés na lua eram muito maiores do que as da terra. Elas eram maiores porque o peso da terra é maior do que o da lua, de modo que a terra conseguia produzir marés muito mais poderosas na lua do que a lua jamais conseguiu gerar na terra.

O fato de a lua virar sempre a mesma face para a terra depende diretamente da condição de que ela gire em torno de seu eixo no exato mesmo período necessário para orbitar ao redor da terra. As marés são uma força reguladora de eficiência contínua para garantir que essa condição seja respeitada. Se a lua girasse mais devagar do que deveria, então as grandes marés de lava puxariam a lua cada vez mais rápido até que ela alcançasse a velocidade desejada; e só então, mas não antes, elas dariam paz à lua. Ou, se a lua girasse mais rápido em torno de seu eixo do que em sua órbita, novamente as marés entrariam em ação com violência; mas isso

Eles se dedicariam a retardar a rotação da Lua, até reduzirem sua velocidade a uma rotação para cada revolução.

A Lua poderá algum dia escapar do domínio das marés? Não é fácil responder a isso, mas parece que não é impossível que, em algum momento no futuro, a Lua possa ser libertada do controle das marés. É evidente que, mesmo atualmente, as marés não exercem sobre a Lua o controle extremamente rigoroso que já exerceram no passado. Atualmente não vemos oceanos na Lua, nem os vulcões apresentam qualquer sinal de lava derretida. É improvável que haja marés na Lua, mas pode haver movimentos relacionados às marés em seu interior. Pode ser que o interior da Lua ainda esteja quente o suficiente para manter um certo grau de fluidez; se for assim, o controle exercido pelas marés continuaria a mantê-la sob seu domínio. Mas provavelmente chegará o momento, se ainda não chegou, em que o interior da Lua ficará frio o suficiente – tão frio quanto a temperatura do espaço. Se os materiais que compõem a Lua fossem o que um matemático chamaria de absolutamente rígidos, não há dúvida de que as marés deixariam de existir, e a Lua seria libertada desse controle. Parece impossível prever até que ponto a Lua poderá se adaptar às condições de um corpo verdadeiramente rígido, mas é concebível que, em algum momento no futuro, o controle exercido pelas marés cesse praticamente. Nesse caso, não haveria mais nenhuma necessidade de que o período de rotação da Lua coincidisse com o período de sua revolução. Assim, surge um vislumbre de esperança para a astronomia do futuro distante. Sabemos que o período de revolução da Lua está aumentando, e, enquanto o controle exercido pelas marés continuar ativo, o período de rotação da Terra também deve aumentar. Já imaginamos um estado em que esse controle não existe mais. Nesse caso, nada impediria que a rotação da Lua permanecesse como atualmente, enquanto o período de sua revolução continua a aumentar. O privilégio de ver o outro lado da Lua, que foi negado a todos os astrônomos anteriores, poderá, assim, no futuro distante, ser concedido aos seus sucessores.

As marés geradas pela Lua na Terra atuam como um freio na rotação da Terra. Atualmente, elas tendem constantemente a fazer com que o período de rotação da Terra coincida com o período de revolução da Lua. Como a Lua completa uma revolução a cada vinte e sete dias, a Terra, atualmente…

Andando rápido demais, e consequentemente o controle das marés, no momento atual, tenta retardar a rotação da Terra. A rotação da Lua já cedeu há muito tempo ao controle das marés, mas isso se deu porque a Lua era relativamente pequena e o poder das marés da Terra era enorme. Mas agora é o caso oposto: a Terra é maior e mais massiva que a Lua; as marés causadas pela Lua são pequenas e fracas, e a Terra ainda não cedeu completamente à ação das marés. No entanto, as marés são constantes, nunca interrompem seu esforço de controle, e gradualmente tendem a fazer com que o dia e o mês coincidam, embora o progresso seja muito lento.

A teoria das marés nos leva a imaginar um estado distante em que a Lua orbita em torno da Terra em um período igual ao do dia, de modo que os dois corpos sempre fiquem voltados um para o outro, desde que o controle das marés continue capaz de orientar a rotação da Lua. No que diz respeito à ação mútua entre a Terra e a Lua, tal arranjo possui todos os atributos da permanência. No entanto, se ousarmos projetar nossa visão para um futuro ainda mais distante, podemos discernir uma causa externa que certamente impedirá que esse ajuste mútuo entre a Terra e a Lua seja eterno. As marés causadas pela Lua na Terra são muito maiores do que aquelas causadas pelo Sol; por isso, em nosso raciocínio anterior, demos pouca importância às marés solares. Obviamente, este é apenas um método aproximado para tratar dessa questão. A influência das marés solares é perceptível, e sua importância em relação às marés lunares aumentará gradualmente à medida que a Terra e a Lua se aproximarem da fase crítica final. As marés solares terão o efeito de aplicar continuamente um freio adicional à rotação da Terra. Portanto, após o dia e o mês se tornarem iguais, ainda haverá um atraso maior no comprimento do dia. Assim, vemos que, no futuro distante, a Lua orbitará em torno da Terra em um tempo menor do que o necessário para que a Terra gire em torno de seu próprio eixo.

Uma confirmação muito instrutiva dessas ideias é fornecida pela descoberta dos satélites de Marte. O planeta Marte é um dos menores

membros do nosso sistema. Ele tem uma massa que é apenas oitava parte da massa da Terra. Um planeta pequeno como Marte possui muito menos energia de rotação para ser destruído do que um maior como a Terra. Portanto, pode-se esperar que o pequeno planeta progrida muito mais rapidamente em sua evolução do que o grande; assim, podemos antecipar que Marte e seus satélites tenham atingido um estágio mais avançado de sua história do que o caso da Terra e seu satélite.

Quando a descoberta dos satélites de Marte surpreendeu o mundo, em 1877, não havia nada que causasse tanto espanto quanto o período periódico do satélite interno. Já apontamos no Capítulo X como Fobos orbita Marte em um período de 7 horas e 39 minutos. O período de rotação de Marte próprio é de 24 horas e 37 minutos, e assim temos o fato, sem paralelo no sistema solar, de que o satélite gira na verdade três vezes mais rapidamente do que o planeta se rotaciona. Dificilmente há dúvida de que as marés solares em Marte reduziram sua velocidade de rotação da maneira justamente sugerida.

Sempre me pareceu que o assunto acima mencionado é um dos mais interessantes e instrutivos de toda a história da astronomia. Primeiro, temos uma descoberta telescópica muito bela dos minúsculos satélites de Marte, e temos também a determinação do movimento anômalo de um deles. Em seguida, encontramos uma explicação física satisfatória para a causa desse fenômeno, mostrando que se trata de um exemplo marcante de evolução por marés. Por fim, vimos que o sistema de Marte e seus satélites é, na verdade, uma previsão do destino que, após o transcurso de eras, aguarda o sistema Terra-Lua.

Parece natural indagar até que ponto a influência das marés pode ter contribuído para moldar as órbitas planetárias. As circunstâncias aqui são muito diferentes das que encontramos no sistema Terra-Lua. Vamos primeiro formular o problema de maneira precisa. O sistema solar consiste no Sol no centro e nos planetas que orbitam ao redor do Sol. Esses planetas giram em torno de seus eixos; e circulam ao redor de alguns dos

Os planetas que temos possuem seus sistemas de satélites. Por simplicidade, podemos supor que todos os planetas e seus satélites orbitem no mesmo plano, e que os planetas rotacionem em torno de eixos perpendiculares a esse plano. No estudo da teoria da evolução das marés, devemos nos guiar principalmente por um princípio dinâmico profundo conhecido como conservação do “momento de momento”. A prova desse grande princípio não é tentada aqui; basta dizer que ele pode ser estritamente deduzido das leis do movimento, sendo assim apenas secundário em certeza às verdades fundamentais da geometria comum ou da álgebra. Tomemos, por exemplo, o planeta gigante Júpiter. Em um segundo, ele se move ao redor do Sol por um certo ângulo. Se multiplicarmos a massa de Júpiter por esse ângulo, e depois multiplicarmos o produto pelo quadrado da distância de Júpiter até o Sol, obtemos uma quantidade definida. Um matemático chama essa quantidade de “momento orbital” de Júpiter.[46] Da mesma forma, se multiplicarmos a massa de Saturno pelo ângulo pelo qual o planeta se move em um segundo, e esse produto pelo quadrado da distância entre o planeta e o Sol, então teremos o momento orbital de Saturno. De maneira semelhante, determinamos o momento de momento de cada um dos outros planetas devido à sua rotação ao redor do Sol. Também precisamos definir o momento de momento dos planetas em torno de seus próprios eixos. Em um segundo, Júpiter roda por um certo ângulo; multiplicamos esse ângulo pela massa de Júpiter e pelo quadrado de uma certa linha que depende de sua constituição interna: o produto forma o “momento rotacional” de Júpiter. De maneira semelhante, encontramos o momento rotacional de cada um dos outros planetas. Cada satélite roda por um certo ângulo ao redor de seu planeta principal em um segundo; obtemos o momento de momento de cada satélite multiplicando sua massa pelo ângulo descrito em um segundo, e depois multiplicando o produto pelo quadrado da distância do satélite de seu planeta principal. Finalmente, calculamos o momento de momento do Sol devido à sua rotação. Isso é obtido multiplicando o ângulo pelo qual o Sol gira em um segundo pela massa total do Sol, e depois multiplicando o produto pelo quadrado de uma certa linha de comprimento enorme, que depende dos detalhes da estrutura interna do Sol.

Se conseguimos explicar o que se entende por momento de momento linear, então a formulação da grande lei é relativamente simples. Em primeiro lugar, devemos observar que o momento de momento linear de qualquer planeta pode mudar. Ele mudaria se a distância do planeta em relação ao sol variasse, ou se a velocidade com que o planeta gira em torno de seu eixo mudasse; da mesma forma, o momento de momento linear do sol também pode mudar, assim como o dos satélites. No início, uma certa quantidade total de momento de momento linear foi transmitida ao nosso sistema, e nenhuma partícula desse total pode ser desperdiçada ou perdida pelo sistema solar como um todo. Não importam quais sejam as ações mútuas entre os vários corpos do sistema, nem quais perturbações eles possam sofrer – quais marés possam ser produzidas, ou até mesmo quais colisões mútuas possam ocorrer – a grande lei da conservação do momento de momento linear deve ser respeitada. Se alguns corpos no sistema solar estiverem perdendo momento de momento linear, então outros corpos do sistema devem estar ganhando, de modo que a quantidade total permaneça inalterada. Essa consideração é de extrema importância no que diz respeito às marés. A distribuição do momento de momento linear no sistema é continuamente alterada pelas marés; mas, por mais que as marés subam ou desciam, a quantidade total de momento de momento linear nunca pode mudar, desde que não haja influências externas ao sistema.

Devemos aqui destacar a diferença entre a energia presente em nosso sistema e o momento de momento linear. As ações mútuas de nosso sistema, na medida em que produzem calor, tendem a desperdiçar a energia, cuja parte considerável pode ser assim dissipada e perdida; mas essas ações mútuas não têm poder algum para dissipar o momento de momento linear.

Considerando que o momento de momento linear total do sistema solar seja 100, ele está atualmente distribuído da seguinte maneira:—

Momento orbital de Júpiter: 60
Momento orbital de Saturno: 24
Momento orbital de Urano: 6
Momento orbital de Netuno: 8
Momento de rotação do Sol: 2
—
100

As contribuições dos demais corpos são excessivamente pequenas. Os momentos orbitais dos poucos planetas internos representam pouco mais de um milésimo do valor total. As contribuições de rotação de todos os planetas e de seus satélites são ainda menores, não passando de um sexagésimo milésimo do total. Portanto, ao estudarmos os efeitos gerais das marés nas órbitas planetárias, esses fatores insignificantes podem ser ignorados. No entanto, consideraremos desejável restringir ainda mais a questão e concentrar nossa atenção em uma ilustração exemplar. Vamos tomar o Sol e o planeta Júpiter; supondo que todos os outros corpos do nosso sistema estejam ausentes, discutiremos a influência das marés produzidas no Júpiter pelo Sol, e das marés no Sol pelo Júpiter.

Poder-se-ia pensar, à primeira vista, que, assim como a Lua surgiu da Terra, os planetas surgiram do Sol e, gradualmente, se afastaram devido às marés até atingirem seu estado atual. Temos meios para investigar essa questão por meio dos valores apresentados, e demonstraremos que é impossível que Júpiter, ou qualquer outro planeta, tenha já estado muito mais próximo do Sol do que está atualmente. No caso de Júpiter e do Sol, o momento de momento é composto por três componentes. De longe, o maior desses componentes é devido à revolução orbital de Júpiter; o seguinte é devido ao Sol.

O terceiro fator se deve à rotação de Júpiter em torno de seu eixo. Podemos expressá-los como números redondos da seguinte forma:—

Momento orbital de momento de 600.000
Júpiter
Momento de rotação de 20.000
Sol
Momento de rotação de 12
Júpiter

O Sol produz marés em Júpiter, e essas marés retardam a rotação de Júpiter. Elas fazem com que Júpiter gire cada vez mais devagar, portanto o seu momento de momento está diminuindo, e, consequentemente, seu valor atual de 12 também deve estar diminuindo. Até mesmo o poderoso Sol pode ser afetado pelas marés. Júpiter produz marés no Sol, e essas marés retardam o movimento do Sol, fazendo com que o seu momento de momento também diminua. Por essas duas razões, o valor de 600.000 deve estar aumentando; em outras palavras, o movimento orbital de Júpiter deve estar aumentando, ou seja, Júpiter deve estar se afastando do Sol. Nesse sentido, o sistema Sol-Júpiter é análogo ao sistema Terra-Lua. Assim como as marés na Terra afastam a Lua, as marés em Júpiter e no Sol gradualmente afastam esses dois corpos um do outro. Mas existe uma diferença fundamental entre os dois casos. Pode-se provar que as marés produzidas no Júpiter pelo Sol são mais eficazes do que aquelas produzidas no Sol por Júpiter. Portanto, a contribuição do Sol pode ser ignorada por enquanto; assim, na prática, o aumento do momento orbital de momento de Júpiter acontece às custas da energia armazenada pela rotação de Júpiter. Mas o que é 12 em comparação com 600.000? Mesmo quando todo o momento de rotação de Júpiter e de seus satélites for absorvido…

No movimento orbital, dificilmente haverá uma diferença apreciável neste último. Nos tempos antigos, podemos realmente supor que Júpiter, sendo mais quente, era maior do que atualmente e que possuía um momento de impulso rotacional consideravelmente maior. Mas é difícil acreditar que Júpiter tenha alguma vez tido cem vezes o momento de impulso que possui hoje. Mesmo que 1.200 unidades de momento de impulso rotacional tivessem sido transferidas para o movimento orbital, isso corresponderia apenas a uma diferença mínima na distância de Júpiter do Sol. Portanto, temos certeza de que as marés não alteraram significativamente as dimensões da órbita de Júpiter, nem das outras grandes planetas.

No entanto, chegará o momento em que a rotação de Júpiter em torno de seu eixo será gradualmente reduzida pela influência das marés. Nesse caso, ver-se-á que o momento de impulso da rotação do Sol será gradualmente gasto no aumento das órbitas dos planetas, mas como essa reserva representa apenas cerca de dois por cento do total em nosso sistema, ela não pode produzir nenhum efeito significativo.

A teoria da evolução das marés, que, nas mãos do professor Darwin, nos ensinou muito sobre a história passada dos sistemas de satélites no sistema solar, sem dúvida também, como apontado pelo dr. See, poderá explicar as órbitas altamente excêntricas dos sistemas de estrelas duplas. No sistema Terra-Lua, temos dois corpos extremamente diferentes em tamanho, sendo a massa da Terra cerca de oitenta vezes maior que a da Lua. Mas, no caso da maioria das estrelas duplas, lidamos com dois corpos que não são muito diferentes em termos de massa. Pode-se demonstrar que a órbita deve ter sido originalmente de pequena excentricidade, mas que a fricção das marés é capaz não apenas de ampliá-la, mas também de alongá-la. A força de aceleração é muito maior no periastro (quando os dois corpos estão mais próximos um do outro) do que no apastro (quando sua distância é maior). No periastro, portanto, a força perturbadora aumentará a distância ao apastro em uma quantidade enorme, enquanto no apastro aumentará a distância ao periastro em uma quantidade muito pequena. Assim, à medida que a elipse é gradualmente ampliada, a órbita torna-se cada vez mais excêntrica, até que as rotações axiais tenham sido

suficientemente reduzido pela transferência do momento de momento axial para o orbital.

E agora devemos encerrar este capítulo, embora haja muitos outros assuntos que poderiam ser incluídos. A teoria da evolução das marés é, de fato, de interesse excepcional. Os matemáticos antigos dedicaram seu trabalho à determinação da dinâmica de um sistema composto por corpos rígidos. Devemos aos matemáticos contemporâneos o fato de terem aberto a mecânica celeste com base na suposição mais real de que os corpos não são rígidos; em outras palavras, de que eles estão sujeitos às marés. As dificuldades matemáticas aumentam enormemente, mas o problema fica mais próximo da realidade e já levou a algumas das descobertas astronômicas mais notáveis dos tempos modernos.

Nossa história dos céus já foi contada. Começamos este trabalho com uma descrição dos instrumentos mecânicos e ópticos utilizados em astronomia; terminamos com uma breve descrição de um método intelectual de pesquisa que revela alguns dos fenômenos celestes que ocorreram muito antes da existência da raça humana. Falamos daqueles objetos que estão relativamente próximos de nós e, passo a passo, avançamos até as nébulosas e aglomerados distantes que parecem estar nos limites do universo visível. No entanto, quão pouco conseguimos ver, mesmo com nossos maiores telescópios, em comparação com toda a extensão do espaço infinito! Por mais vasta que seja a profundidade que nossos instrumentos conseguem explorar, ainda existe um além de extensão infinita. Imagine um globo imenso desenhado no espaço, um globo de dimensões tão extraordinárias que incluiria o Sol e seu sistema, todas as estrelas e nebulosas, e até mesmo todos os objetos que nossa capacidade finita consegue imaginar. Mas qual deve ser a proporção entre o volume desse grande globo e toda a extensão do espaço infinito? A proporção é infinitamente menor do que a que existe entre a água contida em uma única gota de orvalho e a água presente em todo o Oceano Atlântico.

APÊNDICE.
QUANTIDADES ASTRONÓMICAS.

O Sol.

A distância média do Sol da Terra é de 92.900.000 milhas; seu diâmetro é de 866.000 milhas; sua densidade média, em comparação com a água, é de 1,4; sua elipticidade é insignificante; ele gira em torno de seu eixo em um período entre 25 e 26 dias.

A Lua.

A distância média da Lua da Terra é de 239.000 milhas. O diâmetro da Lua é de 2.160 milhas; e sua densidade média, em comparação com a água, é de 3,5. O tempo para completar uma revolução ao redor da Terra é de 27,322 dias.

Os Planetas.

Distância do Sol – Densidade – Período de rotação médio (em milhões de milhas) – Diâmetro – Tempo de rotação (em dias).

Mercúrio: 36,0 – 28,6 – 43,3 – 87,969 – 3.030 – 6,85(?)

Vênus: 67,2 – 66,6 – 67,5 – 224,70 – 7.700 – 4,85

Terra: 92,9 – 91,1 – 94,6 – 365,26 – 7.918 – 5,58 – 4,09 – 24,37

Marte: 141 – 128 – 155 – 686,98 – 4.230 – 4,01 – 22,7

Júpiter: 483 – 459 – 505 – 4.332,6 – 86.500 – 9,55 – 1,38

Saturno: 886 – 834 – 936 – 10.759 – 71.000 – 10,14 – 0,72

Urano: 1.782 – 1.700 – 1.860 – 30.687 – 31.900 – Desconhecido – 1,22

Netuno: 2.792 – 2.760 – 2.810 – 60.127 – 34.800 – Desconhecido – 1,11

Os satélites de Marte.

Distância média do centro de Marte. Tempo periódico.
horas. minutos. segundos.
Fobos 5.800 milhas 7 39 14
Deimos 14.500 milhas 30 17 54

Os satélites de Júpiter.

Distância média do centro de Júpiter. Tempo periódico.
dias. horas. minutos. segundos.
Novo satélite interno Barnard 112.500 milhas 0 11 57 22
I. 261.000 milhas 1 18 27 34
II. 415.000 milhas 3 13 13 42
III. 664.000 milhas 7 3 42 33
IV. 1.167.000 milhas 16 16 32 11

Os satélites de Saturno.

Distância média do centro de Saturno. Tempo periódico.
dias. horas. minutos. segundos.
Mimas 115.000 milhas 0 22 37 6
Encélado 148.000 milhas 1 8 53 7
Tétis 183.000 milhas 1 21 18 26
Díone 235.000 milhas 2 17 41 9
Reia 329.000 milhas 4 12 25 12
Titã 760.000 milhas 15 22 41 27
Hipérion 921.000 milhas 21 6 38 31
Iápeto 2.215.000 milhas 79 7 56 40

Os satélites de Urano.

Distância média do centro
de Urano. Tempo periódico.
dias. hrs. mins. segs.
Ariel 119.000 milhas 2 12 29 21
Umbriel 166.000 milhas 4 3 27 37
Titânia 272.000 milhas 8 16 56 30
Oberon 364.000 milhas 13 11 7 6

O satélite de Netuno.

Distância média do centro
de Netuno. Tempo periódico.
dias. hrs. mins. segs.
Satélite 220.000 milhas 5 21 2 44

ÍNDICE.

A

Aberração da luz, 503–512;
e os movimentos aparentes das estrelas, 504, 507;
descobertas de Bradley, 503;
causas, 507–511;
círculos de estrelas, 505–507;
dependente da velocidade da luz, 511;
efeito em Draco, 505;
investigação telescópica, 510

Combinação acromática de lentes, 11

Adams, Professor J.C., e a descoberta de
Netuno, 324–327, 330–332;
e a elipse das Leonídeas, 386

Aerólito do Chaco, 398;
Orgueil, 399

Airy, Sir George, 325

Meteoritos de Alban Mount, 393

Alcor, 438

Aldebaran, 209, 418, 419;
espectro de, 480;
velocidade de, 484

Algol, 485, 487

Almagesto, o, 7

Alfonsus, 92

Alpes, o grande vale lunar, 88

Altair, 424

Alumínio no Sol, 50

Antigos, astronomia dos, 2–7

Andrews, Professor, e formação basáltica em
Giant’s Causeway, 407

Andrómeda, 414;
nebulosa em, 469, 489

Andrômedes, chuva de estrelas cadentes e
cometa Biela, 390

Antares, 423

Apeninos (lunares), 83

Afélio, 163

Aquário, 215, 413

Águia, 424

Arago, 326

Arquimedes, 88

Arcturus, 358, 480;
valor da velocidade de, 484

Catálogo de Estrelas de Argelander, 431, 476

Argus, 481

Ariel, 309, 559

Aristarco, 90

Aristilo, 88

Aristóteles, cratera lunar em seu nome, 88;
credulidade em relação aos seus escritos, 267;
a Lua e as marés e, 535

Asteroides, 229–244

Astrea, 328

Astrônomos de Nínive, 156

Grandezas astronômicas, 558

Astronomia, antiga, 2–7;
conquistas de Galileu na, 10;
o primeiro fenômeno da, 2

Athenæum, e a carta de Sir John Herschel

sobre a participação de Adams na descoberta de Netuno, 330

Atmosfera, altura da da Terra, 100

Atração, entre a Lua e a Terra, 75;
entre os planetas, 148;
entre o Sol e os planetas, 144, 148;
de Júpiter, 248, 249;
que produz a precessão, 498

Auriga, 414, 489

Aurora boreal, 42

Autólico, 88

Distâncias de Auwers e das estrelas, 449;
e a irregularidade no movimento de Sírius, 427

Eixo polar, 196, 497;
precessão e nutação do da Terra, 492–502

B

Backlund, e o cometa de Encke, 349, 351

Barnard, Professor E.E., e Saturno, 271,
278, 282;

e Titã, 294;
e o cometa de 1892, 355;
e a Via Láctea, 475

Beehive, 422

Belopolsky, M., e binários, 487, 488

Meteoroito de Benares, 392

Bessel e Bradley, 501;
e a distância de 61 Cygni, 446, 448, 449;
e as distâncias das estrelas, 442;
e os movimentos irregulares de Sírius, 426;
recebe medalha de ouro da Royal Astronomical Society, 442

Betelgeuze, 209, 418, 419, 482;
valor da sua velocidade, 484

Cometa de Biela e Sir John Herschel, 357;
e Andrômeda, 390

Binários espectroscópicos, 487

Lentes binoculares, 27

Biot e os meteoritos L’Aigle, 392

Lei de Bode, 230;

Lista de estrelas duplas, 435

Bond, Professor, e os satélites de Saturno, 296;
e a nebulosa em Órion, 469;
e o terceiro anel de Saturno, 280

Boötes, 422

Bradley, e nutação, 501;
e a aberração da luz, 503;
suas observações de Urano, 312

Bredichin, Professor, e as caudas dos cometas,
365, 366, 367

Ferro de Breitenbach, 397

Canal de Bristol, marés no mesmo, 538

Brünnow, Dr., observações sobre a paralaxe de
61 Cygni, 449

Enterro de Sir John Moore, 72

Burnham, Sr., e a órbita de Sírius, 427;
seus acréscimos ao número conhecido de
estrelas duplas, 439

Butler, Bispo, e probabilidade, 460

Meteorito Butsura, 397

C

Cádmio no Sol, 50

Calais, marés em, 536

Cálcio no Sol, 50

Campbell, Sr., e Argus, 481;
e Marte, 223

Canais em Marte, 220

Cancri 20, 154

Cancri, ζ, 154

Cancri, θ, 154

Canis Major, 419

Canopus, 422

Observatório do Cabo, 27

Capela, 414, 480, 487

Período Carbonífero, 518

Cardiff, marés em, 538

Cassini, J.D., e estrelas duplas, 434;
e satélites de Saturno, 294;

e os anéis de Saturno, 278

Cassiopeia, 412

Castor, 420, 487;
uma estrela binária, 437;
revolução de, 437

Catálogos de estrelas, 310, 311;
dos Messier, 529

Catarina, 92

Centauri, α, 422;
observações do Dr. Gill sobre, 451;
medição da distância por Henderson,
442, 451

Ceres, 231, 232, 238;
e meteoritos, 404, 405

Meteoroide Chaco, o, 398

Chacornac, e o cratera lunar Schickard, 90

Challenger, a viagem do, e partículas magnéticas no Atlântico, 408

Challis, Professor, 326;
sua busca por Netuno, 327, 328, 331, 332

Chandler, Sr., e Algol, 485

Charles’s Wain, 28

Chepstow, marés em, 538

Chéseaux, descobridor do cometa de 1744, 367

Chicago, telescópio no Observatório Yerkes, 16

Chladni e o meteorito da Sibéria, 392

Cromo no Sol, 50

Cromosfera, a, 54

Cronômetros testados pela Lua, 80

Clairaut e a atração dos planetas sobre os cometas, 342, 343

Clavius, 91; e os satélites de Júpiter, 267

Relógio astronômico, 23

Aglomerados estelares, 461–464

Cobalto no Sol, 50

Cometa de Coggia, 1874, 337

Cor da luz e indicação de sua fonte, 46

Cores, as sete primárias, 45

Columbiad, 401

Columbus, 7

Cometas, 112, 149, 250, 336;
e o espectróscopo, 355;
atração exercida pelos planetas, 342, 360;
de Biela, 357;
de Biela e de Andrômeda, 390;
investigações de Clairaut, 342, 343;
de Coggia, 337;
de Common (1882), 354;
conexão com chuvas de estrelas cadentes, 388;
composição, 336;
que contêm sódio e ferro, 356;
de Donati (1858), 353, 358, 366;
excentricidade, 360;
de Encke, 344–352;
presença de carbono, 356, 367;
gravitação e cometas, 343, 348;
investigações de Halley sobre cometas, 341–344;
núcleo dos cometas, 337;
de Lexell, 370;
massa dos cometas, 359;
movimentos dos cometas, 336;
explicações de Newton sobre cometas, 338;
cometas não periódicos, 353–356;
o cometa de 1531, 341;
o cometa de 1607, 341;
o cometa de 1681, 338, 339;

de 1682, 341;
de 1744 (de Chéseaux), 367;
de 1818, 345;
de 1843, 352;
de 1866, 388;
de 1874, 337;
de 1892, 355;
origem, 369;
órbitas parabólicas, 338–340, 360;
retorno periódico, 338–341;
forma, 336;
tamanho, 337;
sem cauda, 370;
caudas, 337, 361;
pesquisas de Bredichin, 365;
de Chéseaux, 367;
composição, 365, 369;
condensação, 369;
eletricidade e, 368;
crescimento gradual, 363;
lei da direção, 362;
repelidos pelo Sol, 364;
força repulsiva, 364, 368;
vários tipos, 365;
de Tebbutt (1881), 353;
finaura, 357

Common, Dr., construtor de refletores, 21;
e o cometa de 1882, 354;
e a nebulosa em Órion, 469

Cook, Capitão, e o trânsito de Vênus, 184

Copeland, Dr., e a estrela de Schmidt, 489;
e o cratera lunar Tycho, 92;
e os espectros das nebulosas, 473;
e o trânsito de Vênus, 189

Copérnico e Mercúrio, 156;
confirmação de sua teoria pela descoberta dos satélites de Júpiter, 267;
sua teoria da astronomia, 7;
cratera lunar nomeada em sua homenagem, 89

Cobre no Sol, 50

Cor scorpionis, 423

Corona Borealis, 423, 488

Coroa do Sol, durante um eclipse, 62–64, 151

Coronium, 64

Cotopaxi e meteoritos, 401

Caranguejo, 422

Crabtree, e o trânsito de Vênus, 180

Anel de fuligem de Saturno, 281

Crateras na Lua, 83–85, 87–98

Velocidade crítica, 103, 104, 237

Crown, o, 423

Criptograma de Huyghens, o, 277

Cygni, β, 439

Cygni 61, paralaxe anual de, 450;
Medida da distância de Bessel para, 442,
446, 447;
Observações de Brünnow sobre, 449;
Distância em relação ao Sol de, 452;
Influência perturbadora de, 452;
Sistema duplo, 446;
Medida feita pelo Professor A. Hall de, 449;
Pesquisas fotográficas do Professor Pritchard sobre, 449;
Movimento próprio de, 446;
Observações de Struve sobre, 448, 449;
Velocidade de, 452

Cygnus, 424

Cyrillus, 92

Cysat e o Cinturão de Órion, 467

D

Linha D no espectro solar, 48

Darwin, Professor G.H., e evolução das marés, 531

Dawes, Professor, e o terceiro anel de Saturno,
281

Dia, duração do, e a Lua, 542;
e as marés, 541

Deimos, 226, 558

Denebola, 423

Difração, 56

Dione, 559

Dispersão das cores, 47

Distâncias, astronômicas, 558, 559

Doerfel, e cometas, 339

Estrela Cão (ver Sirius)

Cão Menor, 420

Cometa de Donati, 353, 358;
caudas, 366

Estrelas duplas, 434–440

D Q, 236

Nebulosa de Draco, 470

Dragão, o, 415

Draper, Professor, e a nebulosa em Órion,
469

Observatório Dunsink, 12, 184, 447, 449

Estabilidade dinâmica, 547;
teoria de Newton, 214

Dinâmica e o sistema Terra-Lua, 546

Dinâmica, Galileu como seu fundador, 10

E

Águia, a, 424

Terra, as ideias antigas a respeito dela, 3;
movimento anual da, e o movimento aparente
das estrelas, 507, 512;
atração de Júpiter, 319;
atração sobre o cometa Encke, 350;
atração sobre as Leônidas, 386;
atração de Saturno, 319;
atração da Lua, 75, 497;
atração do Sol, 496;
rotação axial da, 558;
período carbonífero na, 518;
mudança climática na, 518;
composição da, 496;

contato da atmosfera com meteoros, 377–379;
densidade, 558;
diâmetro, 558;
distância de Marte, 213;
distância da Lua, 73, 558;
distância do Sol, 31, 114, 184, 240, 265, 351, 512, 558;
energia proveniente da rotação, 540;
antigamente um globo fundido, 200, 201;
registros geológicos e, 517;
período glacial, 518;
gravitação e, 204, 206, 207, 497;
calor no interior, 94, 197, 198, 251, 514;
como é medido, 193–196;
sua massa aumentando devido à queda de matéria meteorítica, 408;
seus oceanos já foram vapor, 251;
já esteve em proximidade imediata da Lua, 542;
órbita, 114;
forma elíptica da órbita, 139;
trajetória perturbada por Vênus e Marte, 319;
período periódico, 558;
plano da órbita, 309;
eixo polar, 196, 492–502;
posição em relação ao Sol e à Lua, 76, 77;
precessão e nutação do eixo, 492–502;
raio, 193, 512;
rotação, 75, 196, 200, 494, 496.

Forma, 192, 195, 197, 201, 207;
Tamanho, em comparação com Júpiter, 119,
e com outros planetas, 119;
Tamanho e peso, em comparação com os do Sol, 30,
e da Lua, 74, 75;
Velocidade, 115, 139, 146, 512,
e tempo periódico, 143;
Erupções vulcânicas, 197,
e origem dos meteoritos, 405;
Peso, 202, 248,
em comparação com Saturno, 271, 272

Terremotos, instrumentos astronômicos perturbados por eles, 24

Excentricidade das elipses planetárias, 136, 211

Eclipses dos satélites de Júpiter, 261, 262, 265–267

Elipse da Lua, 77–80;
da Lua, 53

Eclipses, explicações antigas sobre eles, 6;
cálculos da recorrência deles, 79, 80

Eclíptica, 5, 233;
Polo da eclíptica, 493, 500, 505

Luz elétrica, 44

Elipse, 136;

Eccentricidade, 137;
Foco, 137;
Descobertas de Kepler a respeito, 136, 138, 142–144, 505;
A forma que a órbita de um planeta assume, 136;
Paralaxe, 444;
Variedade de formas, 139

Encélado, 559

Encke e a distância do Sol da Terra, 147, 184;
Seu cometa, 344–352

O cometa de Encke, 344–352;
Aproximação de Júpiter, 349;
Relação com Mercúrio, 349;
Relação com o Sol, 346;
Diminuição no período periódico, 351;
Distância de Mercúrio, 347;
Afetado pela Terra, 350; afetado por Mercúrio, 348;
Irregularidades, 347, 351;
Órbita, 346;
Retorno periódico, 351;
Cálculos de Von Asten a respeito, 349–350

Energia que sustenta as marés, 539

Meteorito de Ensisheim, 393

Diâmetro equatorial, 196.497;
Telescópio, 14

Eratóstenes, 89

Eros, 236

Erupções, 197

Estrela vespertina, 109, 169

Olho, estrutura do, 10

F

Faculdades do Sol, 37

Bola de fogo de 1869, 375

Bolas de fogo, 374

Estrelas “fixas”, 503

Flamsteed, primeiro Astrônomo Real, 311;
sua Historia Cœlestis, 311

Foco da elipse planetária, 137–139

Fomalhaut, 413

Fraunhofer, 478

Linhas de Fraunhofer, 48

Baía de Fundy, marés na, 538

G

Galileu, conquistas de, 10;
e os satélites de Júpiter, 267;
e os anéis de Saturno, 273, 274;
e as Plêiades, 418

Dr. Galle e Netuno, 328–330

Gassendi e o trânsito de Mercúrio, 164;
e o trânsito de Vênus, 178;
cratera lunar nomeada em sua homenagem, 90

Gauss e o planeta menor Ceres, 232

Constelação de Gêmeos, 303, 420

Geminídeas, 400

Geólogos e o passar do tempo, 453

Geômetras orientais, 5

Geometria, desenvolvida pelos antigos, 6

George III e Sir W. Herschel, 299, 306

Giant’s Causeway, 407

Gill, Dr. D., 27;
e Juno, 243;
e os planetas menores, 242;
e a paralaxe de α Centauri, 451;
e a paralaxe de Marte, 214

Período glacial, 518

Gravitação, lei da, 122–149;
e estrelas binárias, 437;
e precessão, 497;
e o eixo da Terra, 495, 497, 499;
e a trajetória parabólica dos cometas, 340;
e o retorno periódico dos cometas, 343;
e o peso da Terra, 203, 204;
ilustrada por experimentos, 123, 124, 127, 129–132;
sua descoberta auxiliada por observações lunares, 108, 125;
sua influência nos satélites, 149;
sua influência nas estrelas, 149;
sua influência nas marés, 149;
a prova triunfante de Le Verrier, 330;
as descobertas de Newton, 125, 126, 147;
sobre a Lua, 96;
universalidade entre os corpos celestes, 128, 373

Ursa Maior, 27, 28, 241;
configuração, 410;
estrela dupla na Ursa Maior, 438;
posições da Ursa Maior, 409, 411

Green, Sr., e Marte, 220

Observatório de Greenwich, 26, 311

Griffiths, Sr., e Júpiter, 252

Grimaldi, 90

Grubb, Sir Howard, 14

“Os Guardiões”, 412

As Viagens de Gulliver e os satélites de Marte, 228

H

Observações de Hadley sobre Saturno, 282

Hall, Professor Asaph, e os satélites de Marte, 225

Halley, e a periodicidade dos cometas, 341–343;
e o trânsito de Vênus, 180

Calor, sua relação com a astronomia, 513;
no interior da Terra, 197–199, 514;
do Sol, 515–526

Heliômetro, 243

Hélio, 55

Henderson, e a distância de α Centauri, 442, 451

Hércules, aglomerado estelar em, 269, 462

Heródoto (cratera lunar), 90

Herschel, Caroline, 299, 465

Herschel, Sir John, discurso à Associação Britânica, 328;
discurso na entrega da medalha de ouro a Bessel, 443;
e o cometa Biela, 357;
e as nebulosas, 464;
carta ao Athenœum sobre a participação de Adams na descoberta de Netuno, 330

Herschel, Sir W., e estrelas duplas, 435, 436;
e Saturno, 279;
e os satélites de Saturno, 295;
e a Imperatriz Catarina, 301;
e o movimento do sistema solar em direção a Lira, 457;
descoberta do satélite de Urano por ele, 308, 309;
descoberta de Urano por ele, 305, 308;
vida inicial dele, 299;
amizade com Sir W. Watson, 302;
ele fabrica seus próprios telescópios, 301;

“Astrônomo do Rei”, 307;
método de fabricação de seus telescópios, 302;
talento musical, 299;
organista da Capela Octagon, em Bath, 300;
perdão por deserção concedido por Jorge III, 299;
paixão pela astronomia, 300, 301;
abandono da carreira musical, 307;
teoria da aglomeração estelar, 529;
estudo das nebulosas, 464–465, 529

Telescópio Herscheliano, 19

Historia Cœlestis, 311

Hœdi, o, 414

Cometa Holmes, Sr. (1892), 355

Horrocks e o trânsito de Vênus, 179

Howard, Sr., e o meteorito de Benares, 392

Huggins, Sir W., 479, 483;
e as nebulosas, 472

Huygens e os anéis de Saturno, 275–278;
descobre o primeiro satélite de Saturno, 293

As Híades, 419

Hidrogênio em Sirius e Vega, 479;
no Sol, 50

Híginos, 93

Hipérion, 559

I

Iapeto, 559

Íberos, os, 3

Inquisição e Galileu, 10

Íris, 242

Ferro, poeira nas regiões árticas, 408;
no Sol, 50;
dos meteoritos, 396;
espectro do ferro, 50

J

Janssen, M., 34, 53;
e o trânsito de Vênus, 177

Júpiter, estudos antigos sobre, 6;
e as Leônidas, 386;
atração exercida por Júpiter, 248;
rotação axial de Júpiter, 558;
cinturões de Júpiter, 252;

brilho, 257;
composição, 250;
coberto por uma atmosfera de nuvens, 253, 254;
densidade, 558;
diâmetro, 247, 558;
distância da Terra, 110, 111;
distância do Sol, 246, 558;
habitabilidade, 257;
calor recebido do Sol, 256;
calor interno, 252, 256, 515;
falta de características permanentes, 253;
falta de solidez, 248, 253, 254;
momento de momento linear, 554, 555;
ocultação, 255;
órbita, 114, 115, 246;
percurso perturbado pela atração de Saturno, 316;
período periódico, 558;
um planeta, ou “vagabundo”, 111;
mancha vermelha em 1878, 253;
revolução, 246;
rotação, 201, 202;
satélites, 247, 249, 257–261, 265, 559;
satélites e gravitação, 266;
satélites e a teoria copernicana, 267;
sombra dos satélites, 257;
forma, 201, 202, 247, 252;
tamanho, comparado com a Terra, 19, 246, 248;
e outros planetas, 114;
e o Sol, 114;

Tempestades, 256;
Marés, 555;
Peso, 248, 250;
E o cometa Encke, 350

K

Keeler, professor, e os anéis de Saturno, 288

Kempf, dr., e a velocidade do Sol, 484

Kepler, e cometas, 360;
E as leis do movimento planetário, 10;
E meteoros, 386;
E a órbita de Marte, 209;
Explicação de suas leis, 147, 148, 533;
Sua descoberta da forma das órbitas planetárias, 136, 138;
Sua primeira lei planetária, 138;
Cratera lunar nomeada em sua homenagem, 90;
Previsão dos trânsitos de Vênus e Mercúrio, 163, 178;
Segunda lei, 141;
Terceira lei, 142

Crianças, 414

Kirchhoff, e análise de espectros, 478

Kirkwood, professor, e os movimentos dos satélites de Saturno, 296

Klinkerfues, Professor, 390

L

Lagrange e a teoria da perturbação planetária, 320–322;
sua suposição sobre a rigidez planetária, 531

Meteoritos L’Aigle, 392

Lalande e Netuno, 332, 333

Paisagens lunares, 98

Lane, Sr. J. Homer, 522

Laplace e a teoria nebulosa, 526;
e os satélites de Júpiter, 266;
e a teoria da perturbação planetária, 320

Lassell, Sr., e o oitavo satélite de Saturno, 296;
descobre o satélite de Netuno, 334

Lei da gravitação (ver Gravitação)

Leis do movimento planetário (ver Movimento Planetário)

Chumbo no Sol, 50

Ledger, Sr., e Mercúrio, 163

Leibniz, montanhas lunares nomeadas em sua homenagem, 93

Lemonnier, e Urano, 312

Leão, e estrelas cadentes, 380, 420

Leônidas, atrações dos planetas sobre elas, 386;
largura do seu fluxo, 387;
mudança de forma delas, 383;
diminuição delas, 385;
número enorme delas, 382;
registros históricos, 383;
comprimento do seu fluxo, 387;
Le Verrier, e a causa da sua introdução no sistema solar, 388;
aglomeração de meteoros delas, 382;
retorno periódico delas, 382;
sua conexão com cometas e
Professor Schiaparelli, 388

Leonis γ, valor da velocidade dela, 484

Alavancagem pela protuberância equatorial, 498

Le Verrier, e Marte, 214;
e a descoberta de Netuno, 324–332;
e a introdução das Leônidas no sistema solar, 388;
e o peso de Mercúrio, 349

Cometa de Lexell, 370

Libração, 84

Observatório Lick, 16

Luz, aberração da, 503–512;
velocidade da, 261, 262, 265, 505, 512

Linné, 87, 94

Leão, 420, 421

Urso Menor, 412

Cão Menor, 420

Lívio e meteoritos, 393

Lloyd, Provost, 407

Lockyer, Sir Norman, e Betelgeuze, 482;
e luz solar, 52

Londres, marés em, 538

Louvain, F. Terby, e Titã, 295

Lowell, Sr., e Mercúrio, 165

Marés lunares, 548, 549

Lira, movimento do sistema solar em direção a ela, 459

Lira, a, 424;
Nebulosa na Lira, 469

Líridas, as, 400

M

Mädler e os crateras lunares, 88, 90, 91

Nuvens de Magalhães, 463

Magnésio, cor da chama proveniente dele, 46;
no Sol, 50

Magnetismo, conexão com manchas solares, 42

Manganês no Sol, 50

Maraldi e os anéis de Saturno, 279

Mare crisium, 83;
fœcunditatis, 83;
humorum, 83;
imbrium, 83, 98;
nectaris, 83;
nubium, 83;
serenitatis, 83;
tranquillitatis, 83;
vaporum, 83

Marte, estudo antigo sobre ele, 6;

Aparência, através do telescópio, 218;
Atmosfera, 222;
Rotação axial, 558;
Canais, 220;
Densidade, 558;
Diâmetro, 558;
Distância da Terra, 213;
Distância do Sol, 213, 558;
Gravitação, 225;
Descoberta por Le Verrier, 214;
Vida improvável, 224;
Marcas na superfície, 218;
Movimentos, 211–213;
Oposição, 209–211;
Órbita, 116, 209, 210, 213;
Órbita e as leis de Kepler, 209;
Paralaxe (1877) e o Dr. D. Gill, 214;
Período periódico, 558;
Planeta ou “viajante”, 111;
“Calotas polares”, 218, 219;
Proximidade com a Terra, 110;
Nascer e pôr do sol, 209;
Rotação, 218;
Satélites, 225–228, 558;
Tamanho em comparação com outros planetas, 116, 216;
Marés, 551;
Água e gelo, 219, 224

Maximiliano, Imperador, 393

Mayer, Tobias, e Urano, 312

Medição da Terra, 193–196

Mediterrâneo, marés no, 537

Mercúrio, estudo antigo de, 6;
antiguidade de sua descoberta, 155–157;
atmosfera de, 166;
atração que exerce sobre cometas, 347;
clima de, 163;
proximidade comparativa com a Terra, 111;
composição de, 160;
forma em crescente, 160;
densidade de, 558;
diâmetro de, 558;
distância do Sol, 151, 558;
habitabilidade de, 163;
movimento de, 160, 161;
sua forma elíptica, 139, 161;
órbita de, 114;
período de revolução de, 161;
aparições periódicas de, 158;
tempo periódico de, 558;
perturbações causadas por, 350;
um planeta ou “vagabundo”, 111;
revolução de, 165;
rotação de, e o professor Schiaparelli, 165;
tamanho de, comparado com outros planetas, 116;
superfície de, 162;
trânsito de, 152;
trânsito de, e as observações de Gassendi, 164;

Trânsito, previsto por Kepler, 163;
Velocidade, 162;
Peso, 166, 349

Círculo meridiano, 22, 24

Catálogo de Estrelas de Messier, 529

Meteoros (ver Estrelas cadentes)

Meteoritos, 391;
Monte Alban, 393;
Relatos antigos, 392, 393;
Benares, 392;
Butsura, 397;
Chaco, 398;
Características, 397;
Relato de Chladni sobre sua descoberta na Sibéria, 392;
Composição, 397–399;
Ensisheim (1492), 393;
Relato hindu a respeito, 391;
L’Aigle, 392;
Não relacionados a cometas, 400;
Não relacionados a chuvas de estrelas, 400;
Orgueil, 399;
Origem, 400–408;
Ovifak, 407;
Rowton, 395–396;
Wold Cottage, 392

Micrômetro, 86

Via Láctea, 462–3, 474–6

Mimas, 559

Planetas menores, 229–244

Mira Ceti, 430, 482

Mizar, 438, 486

Momento de momento, o, 552–554

Mês de um dia, 547

Lua, ausência de ar na, 85, 99;
ausência de calor na, 95;
fator responsável pelas marés, 70, 535–537;
descobertas antigas a respeito dela, 5;
tamanho aparente da, 73;
atração que ela exerce sobre a Terra, 75;
brilho da, em comparação com o do Sol, 71;
mudanças durante o mês da, 71, 74;
mapa da superfície da, 81;
crateras na, 83, 84, 87–98, 514;
densidade da, 558;
diâmetro da, 558;
distância da Terra até a, 73, 75, 568;
eclipses da, 6, 77–80;
ilustração da lei da gravitação, 96, 131, 133;
paisagens na, 98;
vida impossível na, 99;

medição de alturas de montanhas, etc., de,
85, 86;
micrômetro, 86; movimento do, 75;
montanhas em, 83, 85, 88, 89, 91, 93;
fases do, 71, 76;
plano da órbita do, 310, 500, 501;
poetas e artistas e, 72;
polo, 500;
possibilidade de ejetar meteoritos, 402;
possivelmente desprendido da Terra, 543;
marés pré-históricas em, 548, 549;
produz precessão, 497–499;
proximidade com a Terra do, 73, 75;
afastando-se da Terra, 545;
posição relativa em relação à Terra
e ao Sol, 76, 77;
revolução ao redor da Terra, 75, 76, 558;
“mares” em, 82, 83;
sombras do, 85;
tamanho do, comparado ao da Terra,
74;
teste para cronômetros, um, 80;
escravidão das marés terrestres, 549;
sem água, 100;
clima não afetado pelas fases do,
82;
peso do, 74

Movimento, leis do planetário, 138, 141, 142,
147, 148

Montanhas da Lua, 83, 85, 93

N

Nasmyth, Sr., e a formação de crateras lunares, 95

Museu de História Natural, meteoritos, 394

Almanaque Náutico, 189

Marés de Neap, 538

Nebulosa, em Andrômeda, 469;
anular, em Lira, 469;
em Órion, 269, 461, 466–469;
cor, 468;
magnitude, 468;
natureza, 467;
planetária, em Draco, 470;
tipo mais simples de nebulosa, 528;
vários tipos de nebulosas, 528

Nebulosas, 464–472;
condensação, 528;
distâncias, 464;
duplas, 470;
trabalhos de Herschel sobre elas, 464–465, 528, 529;
número de nebulosas, 466;
planetárias, 470;
autoiluminadas, 464;
menor maior que o Sol, 464;
espirais, 470

Teoria nebulosa, 526

Netuno, 112;
Pesquisas de Adams, 324–326, 332;
Observações de Challis sobre Netuno, 326–328;
Densidade de Netuno, 558;
Diâmetro de Netuno, 333, 558;
Disco de Netuno, 332;
Descoberta de Netuno (1846), 315;
Distância de Netuno em relação ao Sol, 334, 558;
Observações de Lalande sobre Netuno, 332, 333;
Cálculos de Le Verrier, 324–332;
Momento de momento de Netuno, 554;
Órbita de Netuno, 117;
Tempo periódico de Netuno, 558;
Rotação de Netuno – incerta, 333;
Satélite de Netuno, descoberto por Lassell, 559;
Tamanho de Netuno, comparado com outros planetas, 119;
Atmosfera vaporosa de Netuno, 333;
Peso de Netuno, 333

Newall, Sr. H.F., e Capella, 487;
E os valores da velocidade das estrelas, 483

Newcomb, Professor, 9, 264, 267, 522

Newton, Professor, e chuvas de meteoros, 377, 384

Newton, Sir Isaac: descoberta da gravitação; verificação das leis de Kepler, 144;

teoria dinâmica, 214;
ilustrações de seu ensino, 144–147;
lei da gravitação e, 125, 126, 537;
trajetória parabólica dos cometas e, 338–340;
telescópio refletor, 19;
peso da Terra e, 203

Níquel no Sol, 50

Nínive, astrônomos de, 156

Nordenskjöld e o meteorito Ovifak, 407

Nova Cygni, 431;
brilho de, 454;
declínio de, 455;
distância de, 456;
paralaxe de, 455

Meteoros de novembro, 376, 377, 379

Nutação e Bradley, 501

O

Oberon, 309, 559

Lentes objetivas, 11, 12, 14, 16, 19

Observatórios, 9–28

Observatório, Cabo da Boa Esperança, 27;

Dunsink, 12, 184;
Greenwich, 26, 314;
Lick, 16;
Paris, 22;
Uraniborg, 10;
Viena, 14;
Washington, 226;
Yerkes, 16

Ocultação, 102, 215

Oceanus Procellarum, 83

Telescópio operacional, 27, 28

Oposição de Marte, 209

Momento orbital de momento, 552

Órbitas dos planetas, 114, 115, 117;
dimensões, 139–143;
forma elíptica, 138–140;
planetas menores, 232, 234, 239;
não são exatamente círculos, 135;
órbitas dos satélites de Urano, 310;
O Sol como foco comum, 139

Meteoroide Orgueil, o, 399

Orion, 4, 418

Cinturão de Orion, 418, 467;
brilho do cinturão, 418;

Nebulosa In, 269, 461, 466–469

Orionis, α, 418, 482

Orionis, θ, uma estrela múltipla, 318, 467

Meteorito Ovifak, o, 407

P

Palisa e os planetas menores, 234

Pallas, 233, 238

Trajetória parabólica dos cometas, 338–340

Elipse paraláctica, 444

Paralaxe, 181, 182, 214, 443; das estrelas, 507

Telescópio de Paris, 22, 23

Pégaso, o grande quadrado de, 413, 414

Peg-top, o, e a rotação da Terra, 494

Pêndulo para determinar a força da atração terrestre, 205

Penumbra da mancha solar, 51

Períhelio, 163

Tempos periódicos dos planetas, 139–143, 558

Periodicidade das manchas solares, 41

Perseidas, 400

Perseu, 415, 416, 429;
punho da espada, 462

Perturbações, planetárias, 317–324, 346

Teoria das perturbações, 296

Petavius, 93

Peters, professor, e mapas de planetas menores,
234;
e o desvio de Sírius, 427

Fases da Lua, 71, 76

Fobos, 226, 551, 558

Fotografia e astronomia prática, 25;
e a distância de 61 Cygni, 449;
Dr. Roberts e a nebulosa em Andrômeda,
469;
Sr. Common e a nebulosa em Órion,
469;
Sir W. Huggins e os espectros das nebulosas,

473

Fotossfera, 37, 54

Natureza física das estrelas, 477

Piazzi, descobridor do primeiro planeta menor conhecido, 203

Pickering, professor, 218, 220, 255, 265;
e Betelgeuze, 482;
e nebulosas planetárias, 474;
e satélites de Saturno, 296;
e binários espectroscópicos, 486, 487

Pico, 89

Movimento planetário, leis de Kepler sobre, 138, 141,
142, 147, 148

Nebulosas planetárias, 470

Perturbações planetárias, 317–324

Planetas, ideias antigas a respeito, 2, 6;
número aproximado de, 112;
atraem-se mutuamente, 148, 317;
atraídos por cometas, 360;
lei de Bode, 230;
tamanhos comparativos dos, 118, 119;
distância de, da Terra, 109–111;
distância de, do Sol, 558;
como se distinguem das estrelas, 111;

Irregularidades nos movimentos, 317–324;
Teoria da rigidez de Lagrange, 531;
Luz proveniente do Sol, 113;
Corpos menores, 229–244;
Órbitas dos quatro gigantes, 117;
Órbitas dos quatro corpos internos, 114;
As órbitas têm seu foco no centro do Sol, 139;
As órbitas não são exatamente circulares, 135;
As órbitas têm a forma de elipse, 136–138;
Origem desses corpos, conforme sugerido pela teoria nebulosa, 526;
Tempos periódicos dos movimentos, 139–143, 558;
Distâncias relativas entre eles, 229;
Uniformidade na direção de suas revoluções, 120, 322;
Velocidade desses corpos, 139–142, 144, 146, 237

Plato (cratera lunar), 89

Plêiades, 241, 416;
Invisíveis no verão, 416

Plínio, as marés e a Lua, 535

Plough, 28

Pogson, Sr., 390

Pontos de referência na Ursa Maior, 28, 411

Eixo polar, 196

Calotas polares em Marte, 218, 219

Polo, distância em relação à Estrela Polar
diminuição, 494;
elevação, 195;
movimento, 492;
próximo a α Draconis, 494;
próximo a Vega ou α Lyra, 494

Estrela Polar, 194;
pertence à Ursa Menor, 412;
distância em relação ao polo celeste,
412, 492, 494;
posição, 411;
movimento lento, 412

Pollux, 420, 480;
valor da velocidade, 484

Pons e o cometa de 1818, 345

Posidonius, 87

Potássio no Sol, 50

Præsepe, 422

Precessão e nutação do eixo terrestre,
492–502

Proctor e as estrelas no atlas de Argelander,
476

Prisma, o, 45;
sua capacidade de análise, 46

Pritchard, Professor, pesquisas fotográficas estelares,
449

Procyon, 420;
velocidade de Procyon, 484

Proeminências no Sol, 53–59

Ptolomeu, sua teoria da astronomia, 6;
cratera lunar nomeada em sua homenagem, 92

Q

Quarentidas, as, 400

R

Raio da Terra, 193, 512

Arco-íris, o, 45

Ram, o, 420

Refletores, 19, 21, 25

Refração pelo prisma, 45

Refratores, 11, 14, 16

Regulus, 421, 479

Reservatório formado por água das marés, 538

Retina e o telescópio, 10, 11

Rhea, 559

Rigel, 418, 420, 480

Rigidez dos planetas, 532, 533

Roberts, Dr. Isaac, e a nebulosa em Andrômeda, 469; e a nebulosa em Órion, 469

Roemer e a velocidade da luz, 261

Romance, planeta de, 151–154

Telescópio Rosse, 19, 20, 468, 470

Momento de momento rotacional, 553

Rowland, Professor, e linhas espectrais, 491

Rowton Siderite, 395

Royal Astronomical Society e Bessel, 442

Sappho, 242

Satélites de Júpiter, 249, 250, 257–261, 266, 559;
confirmação da teoria copernicana, 267

Satélites de Marte, 209, 225–228, 551, 558

Satélites de Netuno, 334, 559

Satélites de Saturno, 559;
descobertas de Bond, 296;
descobertas de Cassini, 294;
distâncias, 559;
descobertas de Herschel, 295;
descoberta de Huygens, 293;
dedução de Kirkwood, 296;
dedução de Lassell, 296;
movimentos, 296;
origem conforme sugerida pela teoria nebulosa, 526

Satélites de Urano, 308, 309, 310, 559

Saturno, estudo antigo, 6;
atração sobre Urano, 322;
rotação axial, 558;
beleza, 209;
proximidade comparativa com a Terra, 110;
densidade, 558;
diâmetro, 271, 558;

distância de, em relação ao Sol, 268, 271, 558;
trajetória elíptica de, 271;
gravitação como força dominante, 283;
calor interno de, 272, 515;
Leonidas e, 386;
baixa densidade de, 272;
momento de momento linear de, 554;
movimento de, 271;
órbita de, 117, 118;
trajetória de, perturbada pela atração de Júpiter, 316;
tempo periódico de, 558;
período de revolução de, 269;
beleza estética de, 291;
posição de, no sistema solar, 269;
anéis de, 269;
descoberta dos anéis por Bonds, 280;
descoberta dos anéis por Cassini, 278;
consistência dos anéis, 286;
descoberta dos anéis por Dawes, 281;
descoberta dos anéis por Galileu, 273, 274;
observações de Hadley sobre os anéis, 282;
pesquisas de Herschel sobre os anéis, 279;
descoberta dos anéis por Huygens, 275–278;
medição da rotação dos anéis por Keeler, 288;
pesquisas de Maraldi sobre os anéis, 279;
rotação dos anéis, 285, 288;
espectro dos anéis, 291;
desenho de Trouvelot dos anéis, 278;
satélites de, 293, 294, 295, 296, 559;
tamanho de, em comparação com outros planetas, 119, 269, 272;

espectro de, 291;
diferente em aparência de Marte e Vênus,
269;
velocidade de, 271;
peso de, em comparação com a Terra, 272

Savary e estrelas binárias, 436

Schaeberle, Sr., e Marte, 224

Scheiner, e os valores da velocidade das estrelas,
483;
observações sobre manchas solares, 36

Schiaparelli, Professor, e Marte, 220;
e a conexão entre chuvas de meteoros
e cometas, 388;
e a rotação de Mercúrio, 165

Schickard, 90

Schmidt, e Nova Cygni, 454, 489;
e o cráter Linné, 87;
e as Montanhas Leibnitz, 93

Schröter, e o cráter Posidonius, 87

Schwabe, e manchas solares, 40

Mares na Lua, 82

Secchi, e espectros estelares, 479

Enxame de estrelas cadentes, 377;
dimensões, 377

Estrelas cadentes (ver Estrelas, cadentes)

Foice, a, 421

Teoria da aglomeração estelar de Sir W.
Herschel, 529

Siderita, Rowton, 395

Sinus Iridum, 83

Sirius, mudança de posição de, 425;
companheiro de, 427, 428;
brilho excepcional de, 110;
irregularidades no movimento de, 426;
maior que o Sol, 110;
estrela mais brilhante, 419;
aparições periódicas de, 157;
movimento próprio de, 425;
espectro de, 479;
velocidade de, 426;
peso de, 427

Smyth, Professor C.P., 493

Sódio, cor da chama proveniente do, 49;
no Sol, 50

Coroa solar, proeminências etc. (ver em
Sol)

Sistema solar, 107–121;
Exposição copernicana do mesmo, 7;
Influência da gravitação sobre ele, 149;
Informações a respeito dele, obtidas pela observação do trânsito de Vênus, 174;
Ilha no universo, 121;
Planetas menores, 229–244;
Momento de momento, 554;
Movimento em direção a Lira, 457;
Origem dele, conforme sugerido pela teoria nebular, 526;
Posição de Saturno e Urano nele, 297, 305

South, Sir James, 12

Espectros de estrelas, 479

Espectro-heliógrafo, 58

Espectrômetro, 43–56;
Detecção de ferro no Sol por meio dele, 50

Binárias espectroscópicas, 487

Análise de espectros, 47;
Linhas escuras, 49, 50;
Nebulosas gasosas, 474;
Linha D, 48, 49

Speculum, o de Rosse, 20

Spica, 423, 487

Fios de aranha para ajustar o micrômetro, 86;
para alinhar telescópios, 22.

Manchas no Sol, 36–43;
relação com o magnetismo, 42;
ciclos, 41;
duração, 41;
epocas de máximo, 42;
movimento, 36;
período de rotação, 40;
observações de Scheiner, 36;
zonas em que ocorrem, 39.

Aglomerados estelares, 461–464;
em Hércules, 462;
em Perseu, 462.

Estrelas, movimentos aparentes devido à precessão, nutação e aberração, 504;
número aproximado de estrelas, 28;
atração insignificante, 316;
catálogos de estrelas, 310, 311, 409, 431;
mapas de estrelas, 325, 328;
movimento circular das estrelas, 505–507.

Distâncias das estrelas, 441;
trabalhos de Bessel, 442–449;
trabalhos de Henderson, 442;
método de medição, 443–445;
trabalhos de Struve, 442, 448, 449;
elipse paraláctica, 444–449.

Estrelas, duplas, 434;
Lista de Bode, 435;
Adições de Burnham, 439;
Cassini, 434;
Herschel, 435, 436;
Medição, 435, 436;
Revolução, 436;
Savary, 436;
Forma da órbita, 436;
Variação na cor, 438

Estrelas, movimento elíptico, 506;
Gravitação e estrelas, 149;
Como são distinguidas dos planetas, 111;
Natureza física das estrelas, 477;
Probabilidade de possuírem um sistema planetário, 121;
Movimentos reais e aparentes das estrelas, 504;
Na verdade, são sóis, 32, 121

Estrelas cadentes, atrações dos planetas, 386;
Conexão com cometas, 388–390;
Número incontável de estrelas cadentes, 372;
Dimensões das estrelas cadentes, 377;
Características das estrelas cadentes, 373;
Comprimento da órbita das estrelas cadentes, 387;
Órbita das estrelas cadentes, 378;
Mudança gradual na órbita, 386;
Período de revolução das estrelas cadentes, 384;
Retorno periódico das estrelas cadentes, 378, 379;
Chuva de novembro de 1866, 377, 379–380;

chuva de novembro de 1866, e Professor Adams, 384, 386;
chuva de novembro de 1866, radiação de trilhas de Leão, 380;
chuva de novembro de 1872, 389;
chuvas, 376;
chuvas e Professor Newton, 377;
trilha, 377;
transformado em vapor por fricção com a atmosfera terrestre, 374, 376;
velocidade, 373, 386

Estrelas, espectros de, 479;
ensino dos antigos a respeito delas, 3;
temperatura das, 515;
temporárias, 430, 488;
valores da velocidade das, 484;
variáveis, 429

Stoney, Dr. G.J., 387

Strôncio, chama proveniente do, 46;
no Sol, 50

Struve, Otto, e a distância de Vega, 442, 447;
e a distância de 61 Cygni, 448, 449

Sol, e a velocidade da luz, 265;
tamanho aparente, visto dos planetas, 117, 118;
como estrela, 32;
rotação axial do, 558;

em comparação com a Terra, 29;
conexão com as estações do ano, 4;
coroa durante um eclipse, 62–64;
densidade, 65, 558;
diâmetro, 558;
distância de Marte, 213;
distância de Saturno, 271;
distância da Terra, 31, 114, 184, 240, 558;
eclipses, 6, 53;
elipticidade, 558;
faculdades na superfície, 37;
foco das órbitas dos planetas, 138;
perda gradual do calor, 95;
grânulos na superfície, 34;
calor e suas fontes, 515–526;
calor transferido para Júpiter, 256;
planetas menores e, 240;
movimento em direção a Lira, 457;
teoria nebulosa sobre seu calor, 526;
fotografado, 34;
precessão do eixo terrestre, 497;
proeminências, 53–59;
relação com a Lua, 71;
nascimento e pôr do sol, 2;
rotação, 40, 201;
tamanho, 29;
espectro, 48;
manchas, 36–43;
manchas e conexão com o magnetismo, 42;
tempestades e convulsões, 42, 43;
superfície de matéria gasosa, 34;
superfície manchada, 34;

ensino dos primeiros astrônomos a respeito de,
3–7;
temperatura, 30, 31, 516;
textura, 34;
marés em, 530;
velocidade, 484;
peso, em comparação com Júpiter, 250, 350;
luz zodiacal e, 67;
zonas na superfície de, 39

Raio solar, revelações sobre um, 44

Cisne, o, 424, 439, 445

Punho da espada de Perseu, 462

Syrtis Major, 222

T

Touro, constelação de, 231, 419

Cometa de Tebbutt, 353

Telescópio, construção do primeiro, 10;
equatorial (Dunsink), 12–14, 185;
de Greenwich, 26;
Herscheliano, 19;
de Lick, 16, 19;
de Paris, 22, 23;
refletor, 19, 21;

Refração, 11, 14;
Rosse, 19, 20, 468, 470;
Observação de um objeto refratado, 23;
A estrutura do olho ilustra o princípio da refração, 10;
Viena, 14–16;
Washington, 226;
Yerkes, 16

Estrelas temporárias, 430, 488

Tétis, 559

Teófilo, 92

Marés: energia proveniente da Terra, 539;
Afetadas pela lei da gravitação, 149, 535;
Afetadas pela Lua, 70, 535–537;
Na Baía de Fundy, 538;
Em Cardiff, 538;
Em Chepstow, 538;
Em Londres, 538;
Em Santa Helena, 538;
Excitadas pelo Sol, 537;
Formação das correntes marítimas, 538;
No Canal de Bristol, 538;
No Mediterrâneo, 537;
No meio do oceano, 538;
Júpiter e as marés, 552;
Duração do dia e as marés, 541;
Marés lunares, 548, 549.

momento de momento linear e, 552;
lua nova, 537;
rotação da Terra e revolução da Lua, 549;
satélites de Marte, 551;
solar, 550;
mola, 537;
variações em, 538;
perda de energia hídrica, 538;
trabalho realizado, 539

Estanho no Sol, 50

Titã, 294, 295, 559

Titânia, 309, 559

Trânsito de Mercúrio, 152, 163, 164

Trânsito de Vênus, 152;
Capitão Cook, 184;
observações de Copeland sobre, 189;
observações de Crabtree sobre, 180;
observações de Gassendi sobre, 178;
método de Halley, 180, 181;
observações de Horrocks sobre, 179, 180;
importância do trânsito, 173;
previsão de Kepler sobre o trânsito, 163;
observações do trânsito em Dunsink, 184–188

Trânsito de Vulcano, 152–153

Triesnecker, 84, 93

Trouvelot, Sr. L., e os anéis de Saturno, 278

Tschermak, e a origem dos meteoritos, 400, 401

Tycho (cratera lunar), 91

Tycho Brahe, e o Observatório de Uraniborg, 9, 10, 430

U

Sombra da mancha solar, 51

Umbriel, 309, 559

Equilíbrio dinâmico instável, 543

Uraniborg, Observatório de, 10

Urano, 112;
atração de Saturno, 322;
observações de Bradley sobre ele, 312;
composição de, 308;
densidade de, 558;
diâmetro de, 308, 558;
diâmetro da órbita de, 305;
disco de, 308;
descoberta de, por Herschel, 305, 308;
distância do Sol de, 558;
elipse de, 313;

Primeiramente considerado um cometa, 304;
Observações de Flamsteed sobre ele, 311, 312;
Antigamente considerado uma estrela, 311, 312;
Investigações para descobrir um planeta fora de sua órbita, 323–324;
Movimento irregular, 314, 323;
Observações de Lemonnier sobre ele, 312;
Leonídeos e ele, 386;
Observações de Mayer sobre ele, 312;
Momento de momento linear, 554;
Órbita, 117, 310;
Tempo periódico, 558;
Período de revolução, 312;
Rotação, 308;
Satélites, 559;
Satélites, descobertos por Herschel, 308;
Satélites, movimento quase circular, 309;
Satélites, movimentos periódicos, 309;
Plano das órbitas dos satélites, 309, 310;
Tamanho em comparação com a Terra, 308;
Em comparação com outros planetas, 119;
Sujeito a outra atração além do Sol, 314

Ursa Major (ver Grande Urso)

V

Estrelas variáveis, 429

Vega, 414, 423, 424, 479;
Medição de Struve sobre ela, 442

Velocidade da luz, 261, 262, 265;
Leis relacionadas à velocidade da luz, 511;
Velocidade dos planetas, 140–143, 146, 237;
Valores da velocidade das estrelas, 483–4

Vênus, estudos antigos sobre, 6;
Aspectos de Vênus, 171;
Atmosfera de Vênus, 189;
Brilho de Vênus, 168;
Densidade de Vênus, 558;
Diâmetro de Vênus, 191, 558;
Distância de Vênus em relação ao Sol, 191, 558;
Habitabilidade de Vênus, 173;
Movimento de Vênus, 168;
Vênus como planeta vizinho à Terra, 109;
Órbita de Vênus, 114, 135;
Forma da órbita de Vênus, 139, 191;
Período orbital de Vênus, 558;
Vênus como planeta ou “planeta errante”, 111;
Rotação de Vênus, 191;
Forma de Vênus, 169;
Tamanho de Vênus em comparação com outros planetas, 116, 169;
Superfície de Vênus, 171;
Trânsito de Vênus, 152, 176–190;
Importância do trânsito de Vênus, 173;
Trânsito previsto por Kepler, 163;
Velocidade e período orbital de Vênus, 142, 143, 191;
Visão dos antigos sobre Vênus, 157

Vesta, 233, 238

Victoria, 242

Telescópio de Viena, 14–16

Virgem, 423

Vogel e Algol, 485;
e Spica, 486, 487;
e os espectros das estrelas, 479, 483

Origem vulcânica dos meteoritos, 400;
erupções na Terra, 197

Cometa de Von Asten e Encke, 349, 350;
e a distância do Sol, 351;
e o peso de Mercúrio, 166

Anéis de vórtice, 469

Vulcano, 152, 153;
e o Sol, 3

W

Wargentin, 90

Watson, professor, e Mercúrio, 154

Watson, Sir William, amizade com Herschel, 302

Comprimentos de onda, 60

Clima, não afetado pela Lua, 82

Wilson, Sr. W.E., e a nebulosa em Órion, 469

Witt, Herr G., e Eros, 236

Meteoroito de Wold Cottage, o, 392

Wright, Thomas, e a Via Láctea, 474

Y

“Ano das Estrelas”, o, 377

Observatório Yerkes, Chicago, 16

Young, Professor, relato de uma proeminência solar maravilhosa, 42; e manchas solares, 38; observações sobre tempestades magnéticas, 39

Z

Zeeman, Dr., e linhas espectrais, 491

Zinco no Sol, 50

Zodíaco, o, 5

Luz zodiacal, 67

Impresso por Cassell & Company, Limited, La Belle Sauvage, Londres, E.C.

NOTAS DE PEDEIRA:
[1] Pode-se, no entanto, observar que uma estrela nunca é vista se pôr, pois, devido à nossa atmosfera, ela deixa de ser visível antes de alcançar o horizonte.

[2] “Popular Astronomy”, p. 66.

[3] “Limbo” é a palavra usada pelos astrônomos para designar a borda ou circunferência do disco aparente de um corpo celeste.

[4] “The Sun”, p. 119.

[5] Foi frequentemente afirmado que a erupção de 1859, testemunhada por Carrington e Hodgson, foi imediatamente seguida por uma tempestade magnética excepcionalmente intensa, mas os registros de Kew e Greenwich mostram que as perturbações magnéticas naquele dia eram de caráter muito trivial.

[6] Algum crítico pouco perspicaz observou que o próprio poeta parece ter tido dúvidas a respeito, pois complementou os duvidosos feixes de luz da lua com a “luz fraca de uma lanterna”. Foi feita também uma observação mais generosa, embora um tanto otimista, de que “chegará o momento em que as evidências deste poema prevalecerão sobre quaisquer cálculos astronômicos”.

[7] Este esboço foi copiado, com permissão, da belíssima imagem presente no livro dos senhores Nasmyth e Carpenter, da qual faz parte da Placa XI. O mesmo aconteceu com as outras ilustrações de paisagens lunares nas Placas VIII e IX. As fotografias foram obtidas pelo Sr. Nasmyth a partir de modelos cuidadosamente construídos a partir de seus desenhos, para ilustrar as características da lua. Nos últimos vinte anos, a fotografia substituiu completamente o desenho a olho nu na representação de objetos lunares. Longas séries de magníficas fotografias de paisagens lunares foram publicadas pelos Observatórios de Paris e Lick.

[8] Na reunião da British Association em Cardiff, em 1892, o Prof. Copeland exibiu um modelo da lua, no qual a aparência das faixas próximas à lua cheia era perfeitamente demonstrada por meio de pequenas esferas de vidro transparente fixadas na superfície.

[9] A duração de uma ocultação, ou, em outras palavras, o período de tempo durante o qual a lua esconde a estrela, seria ligeiramente menor que o tempo calculado, se a lua tivesse uma atmosfera capaz de refratar significativamente a luz da estrela. Mas, até agora, nossas observações não indicam isso com certeza.

[10] Devo meu conhecimento sobre este assunto ao Dr. G. Johnstone Stoney, F.R.S. Há alguma controvérsia quanto a quem originou a doutrina engenhosa e instrutiva aqui descrita.

[11] O espaço percorrido por um corpo em queda é proporcional ao produto da força e ao quadrado do tempo. A força varia inversamente ao quadrado da distância da Terra, de modo que o espaço variará como o quadrado do tempo e inversamente como o quadrado da distância. Portanto, se a distância for aumentada sessenta vezes, o tempo também deve ser aumentado sessenta vezes, para que o espaço percorrido permaneça o mesmo.

[12] Ver “Popular Astronomy” de Newcomb, p. 78.

[13] Pesquisas recentes de Newcomb sobre o movimento de Mercúrio levaram à conclusão de que a hipótese de um planeta ou um anel de planetas muito pequenos entre a órbita de Mercúrio e o Sol não consegue explicar a diferença entre a teoria e a observação nos movimentos de Mercúrio. Harzer chegou ao mesmo resultado e mostrou que o elemento perturbador pode ser o material da Coroa Solar.

[14] “O Sol: seus Planetas e seus Satélites”. Londres: 1882 (página 147).

[15] James Gregory, em um livro sobre ótica escrito em 1667, já havia sugerido o uso do trânsito de Vênus para esse fim.

[16] Ver “Astronomy and Astrophysics”, nº 128.

[17] Ver “Astronomy and Astrophysics”, nº 128.

[18] Trata-se da marca curva que, na Placa XVIII, aparece na longitude 290° e ao norte (ou seja, abaixo) do equador. Aqui, como em todos os desenhos astronômicos, o norte fica na base e o sul no topo. Ver acima, p. 82 (Capítulo III).

[19] Atual diretor do Observatório Lick.

[20] O heliômetro é um telescópio cuja lente objetiva é cortada ao meio ao longo de um diâmetro. Uma ou ambas as metades podem ser movidas transversalmente por meio de um parafuso. Cada metade produz uma imagem completa do objeto. As medições são feitas observando quantas voltas do parafuso fazem com que a imagem da estrela formada por uma das metades da lente objetiva coincida com a imagem do planeta formada pela outra.

[21] Ver “Astronomy and Astrophysics”, nº 109.

[22] É justo acrescentar que alguns observadores acreditam que, em circunstâncias excepcionais, os pontos de Júpiter apresentaram um leve grau de luz intrínseca.

[23] O professor Pickering, de Cambridge, Mass., realizou, no entanto, uma importante melhoria ao medir a diminuição da luz do satélite durante o eclipse por meio do fotômetro. Pode-se esperar muito mais precisão nos resultados de tais observações.

[24] “Newcomb’s Popular Astronomy”, p. 336.

[25] Ver Grant, “History of Physical Astronomy”, página 255.

[26] Atual diretor do Observatório Lick.

[27] Estamos aqui negligenciando o movimento orbital de Saturno, pelo qual todo o sistema se move em direção à Terra ou para longe dela, mas como esse movimento é comum tanto à esfera quanto aos anéis, ele não perturbará as posições relativas dos três espectros.

[28] De acordo com as medições recentes do professor Barnard, o diâmetro de Titã é de 2.700 milhas. Este é o satélite descoberto por Huygens; é o sexto em ordem a partir do planeta.

[29] Trecho de “Three Cities of Russia”, de C. Piazzi Smyth, vol. ii., p. 164: “No ano de 1796, aconteceu que Jorge III, da Grã-Bretanha, teve a gentileza de enviar como presente à Imperatriz Catarina da Rússia um telescópio refletor de dez pés construído por Sir William Herschel. Sua Majestade desejou imediatamente testar suas capacidades, e Roumovsky foi chamado da Academia para ir a Tsarskoe-Selo, onde a corte residia na época. O telescópio foi então desempacotado, e por oito noites consecutivas a Imperatriz se dedicou com entusiasmo à observação da lua, dos planetas e das estrelas; além disso, investigou o estado da astronomia em seus domínios. Foi então que Roumovsky apresentou à Imperatriz a ideia da Academia de transferir seu observatório, detalhando a necessidade e as vantagens de tal medida. A ‘Semíramis do Norte’, a ‘Estrela Polar’, aceitou graciosamente todos esses detalhes e aprovou calorosamente o projeto; mas a morte pôs fim à sua vida poucas semanas depois, impedindo a execução do plano.”

[30] Ver “Sir William Herschel, his Life and Works”, do professor Holden.

[31] Arago diz que “os registros de Lemonnier eram um verdadeiro caos”. Bouvard mostrou a Arago uma das observações de Urano, escrita em um saco de papel que, em tempos passados, havia contido pó de arroz.

[32] O primeiro cometa de 1884 também aumentou repentinamente em brilho, enquanto um disco distinto, que até então formava o núcleo, transformou-se em um fino ponto de luz.

[33] Os três números 12, 1 e 1⁄4 são quase inversamente proporcionais aos pesos atômicos do hidrogênio, do gás hidrocarboneto e do vapor de ferro, e é por essa razão que Bredichin sugeriu a composição mencionada acima dos vários tipos de cauda. Ainda faltam evidências espectroscópicas da presença de hidrogênio.

[34] Esta ilustração, assim como o diagrama do percurso dos meteoros, foi obtida a partir da interessante palestra do Dr. G.J. Stoney sobre “A História dos Meteoros de Novembro”, proferida na Royal Institution, em 1879.

[35] Em 27 de novembro de 1885, um pedaço de ferro meteorítico caiu em Mazapil, no México, durante a chuva de meteoros de Andrômeda, mas não se sabe se fazia parte desse enxame. No entanto, deve-se notar que diz-se que meteoritos caíram em várias outras ocasiões no final de novembro.

[36] Hooke observou, em 1664, que a estrela Gamma Arietis era dupla.

[37] Talvez, se pudéssemos observar as estrelas sem a interferência da atmosfera, as estrelas azuis seriam mais comuns. A absorção pela atmosfera afeta especialmente as cores esverdeadas e azuladas. O professor Langley nos dá bons motivos para acreditar que o próprio Sol seria azul se não fosse pelo efeito do ar.

[38] A declinação de uma estrela é o arco traçado desde a estrela até o equador, em ângulo reto com este último.

[39] A distância de 61 Cygni foi novamente investigada pelo professor Asaph Hall, de Washington, que obteve um resultado consideravelmente menor do que se supunha anteriormente; por outro lado, as pesquisas fotográficas do professor Pritchard confirmam as de Struve e as realizadas em Dunsink.

[40] Devo este desenho à gentileza dos senhores De la Rue.

[41] Ver Capítulo XIX, sobre a massa de Sirius e seu satélite.

[42] Como a Terra move o telescópio a uma velocidade de 18 milhas por segundo, e como a luz se move a uma velocidade de quase 180.000 milhas por segundo, segue-se que a velocidade do telescópio é cerca de um décimo milésimo da velocidade da luz. Enquanto a luz percorre um tubo de 20 pés de comprimento, o telescópio terá se movido um décimo milésimo de 20 pés – ou seja, quarenta avos de polegada.

[43] Ver “Popular Astronomy” de Newcomb, p. 508, onde a descoberta desta lei é atribuída ao Sr. J. Homer Lane, de Washington. A teoria da contração é devida a Helmholtz.

[44] A teoria da Evolução das Marés, descrita neste capítulo, deve-se principalmente às pesquisas do professor G.H. Darwin, F.R.S.

[45] A hora varia conforme a localidade: seria 11,49 em Calais; em Liverpool, 11,23; na Baía de Swansea, 5,56, etc.
[46] Depois de decidirmos as unidades de massa, de ângulo e de distância que pretendemos usar para medir essas grandezas, qualquer massa, ângulo ou distância é expresso por um número específico. Assim, se tomarmos a massa da Terra como unidade de massa, o ângulo pelo qual ela se move em um segundo como unidade de ângulo, e sua distância do Sol como unidade de distância, veremos que as grandezas correspondentes para Júpiter são expressas pelos números 316, 0,0843 e 5,2, respectivamente. Portanto, seu momento orbital de momento linear é 316 × 0,0843 × (5,2)².

*** FIM DO E-BOOK DO PROJETO GUTENBERG – A HISTÓRIA DOS CÉUS ***

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O Project Gutenberg é sinônimo de distribuição gratuita de obras eletrônicas em formatos legíveis pela maior variedade possível de computadores, incluindo computadores obsoletos, antigos, de média idade e novos. Ele existe graças a…

esforços de centenas de voluntários e doações de pessoas de todos os setores da sociedade.

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