Mecância Celeste é a especialização da Astronomia
responsável pelo estudo dadinâmica e dos movimentos dos
corpos celestes naturais e artificiais sob ação de qualquer
tipo de força.
O fim de Stonehenge aconteceu por volta do ano 1600 a.C.. Foi a partir daí que começou sua destruição. Apesar do
tamanho enorme, muitas das pedras desapareceram. As menores foram carregadas por visitantes que queriam levar
uma "lembrança". A partir de 1918 o local começou a ser recuperado, e muitas das grande pedras que estavam
inclinadas e ameaçando tombar foram reerguidas. Atualmente, o lugar é administrado pelo English Heritage, e
como o número de visitantes é de cerca de 700.000 por ano, foram tomadas medidas mais rigorosas para garantir a
preservação de Stonehenge.
As “pedras azuis” usadas para construir Stonehenge foram trazidas de até400 km de distância, nas montanhas de Gales, com direito a travessia
marítima, quando não faltavam pedreiras na vizinhança. Algumas pesam 50 toneladas e tem 5 metros de altura.
Se alguSe alguéém tram traççar uma linha no chão, passando no meio do car uma linha no chão, passando no meio do cíírculo rculo formado pelas pedras, vai ver que esta linha aponta para a posiformado pelas pedras, vai ver que esta linha aponta para a posiçção do ão do
nascer do sol de verãonascer do sol de verão..
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elaborar um calendelaborar um calendáário de estario de estaçções do ano. ões do ano.
Filósofos e Astrônomos Antigos Famosos
200400 1000800600400200 1200 1400 1600
NewtonKeplerGalileu
Tycho BraheCopérnico
0
PtolomeuHiparcos
EratóstenesAristarco
AristótelesHeráclides
Pitágoras
Sistema Geocêntrico( Ptolomeu, séc. II )
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Sistema Heliocêntrico( Copérnico, séc. XVI )
Nascido na Polônia, além de astrônomo e matemático, destacou-se também como sacerdote, médico, economista, jurista, administrador e diplomata. Parte de seus estudos foram feitos na Itália, onde aprendeu grego, podendo assim ler os originais das obras dos grandes astrônomos e filósofos da antigüidade. Apresentou sua teoria heliocêntrica, na qual sugere que a Terra gira em torno de si mesma e gira ao redor do Sol: no livro "De Revolutionibus Orbium Coelestuim" - Sobre as Revoluções das Estrelas Celestes -, abrindo uma visão completamente nova do Universo. Embora o modelo de Copérnico estivesse muito próximo de predizer o movimento planetário corretamente, existiam discrepâncias. Isto ficou particularmente evidente para o planeta Marte, cuja órbita foi medida mais tarde com grande precisão pelo astrônomo dinamarquês Tycho Brahe. A obra só foi publicada em 1543, e Copérnico já estava morto.
Pai da Astronomia Moderna.
TerLua
Mer Vên
Sol Mar
Júp
Sat
Os planetas se movem em órbitas concêntricas, estando
o Sol no centro. A Terra é considerada como um
planeta que gira em torno do próprio eixo e em torno do
Sol.
Sistema de Tycho Brahe(séc. XVI)
Astrônomo dinamarquês observacional da era anterior à invenção do telescópio, e as suas observações da posição das estrelas e dos planetas atingiu uma precisão sem paralelo para a época.Tycho não defendia o sistema de Copérnico, mas propôs um sistema em que os planetas giram à volta do Sol e o Sol orbitava a Terra. O Sol e a Lua giravam ao redor da Terra, mas admitindo que Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno o faziam em torno do Sol. Após a sua morte, os seus registros dos movimentos de Marte permitiram a Keplerdescobrir as leis dos movimentos dos planetas, que deram suporte à teoria heliocêntrica de Copérnico.
Esfera das estrelas fixas
TerLua
Mer Vên
MarJúpSat
O Sol e a Lua giravam em torno da Terra mas
admitindo que Mercúrio, Venus, Marte, Jupiter e
Saturno o faziam em torno do Sol.
Um corpo ligado a outro gravitacionalmentegira em torno dele numa órbita elíptica,
sendo que um deles ocupa o foco da elipse.
Primeira Lei de Kepler( 1571 - 1630 )
Segunda Lei de Kepler( 1571 - 1630 )
Um corpo ligado a outro gravitacionalmentegira em torno dele, com seu raio vetor
varrendo áreas iguais em tempos iguais.
A velocidade de rotação dos planetas ao
redor do Sol: não é uniforme.
Os planetas andam mais
rápido quando estão mais
próximos do Sol e mais devagar quando estão
mais afastados.
Terceira Lei de Kepler
T’
M
m
m’
r
r’ T
( r / r’ )3 = ( T / T’ )2
r3 = k T2
o tempo que um planeta leva para
completar uma volta em torno do Sol (período orbital) está relacionado
com o tamanho de sua órbita segundo a mesma relação para todos os planetas.
Os quadrados dos períodos orbitais sãoproporcionais aos cubos dos semi-eixos
maiores das órbitas .
2 3 24 r = G ( M + m ) Tπ2 3 24 r = G ( M + m ) Tπ
2 3 24 r = G ( M + m ) Tπ
Galileu GalileuEstudando o movimento dos corpos, descobriu através de experimentos que "um corpo que se move, continuará em movimento a menos que uma força seja aplicada e que o
force a parar ou mudar de direção".
Galileu argumentou que o movimento é tão natural quanto o repouso, isto é, um corpo que está em repouso permanece em repouso a menos que seja submetido a
uma força que o faça mover-se. Se um objeto já está se movimentando, ele continuará em movimento a menos
que seja submetido a uma força que o faça parar.
Galileu descobriu os satélites de Júpiter e comunicou seus dados a Kepler, que os observou pessoalmente.
Satélites de Júpiter( Galileu, séc. XVII )
Dia 1
Dia 2
Dia 3
Dia 4
Dia 5
Júpiter
Os satélitesgiram em torno
de Júpiter, e nãoda Terra!
Inglês que sessenta anos depois, foi quem deu uma explicação completa ao movimento e àforma como as forças atuam.
A descrição está contida nas suas 3 leis:
Issac Newton
Segunda Lei de Newton:(Lei da Força) amF
=
&( ) ! !* !!""!"%&"" +&("!""%&"!) !#"!
!* """'
Terceira Lei de Newton: (Ação e reação)!" "!,+%& -." /) , "* %&
/." -
F12= - F21
“dois corpos atraem um ao outro com forças iguais e opostas. A magnitude desta força é proporcional ao produto das duas massas dos corpos e é também proporcional ao inverso do quadrado da distância
entre os centros de massa dos dois corpos”
0,2488Plutão
0,0066Netuno
0,0471Urano
0,0542Saturno
0,0484Júpiter
0,0934Marte
0,0167Terra
0,0068Vênus
0,2056Mercúrio
ExcentricidadePlaneta
3a lei de KEPLER
O tempo gasto para percorrer o caminho uma vez chama-se período. Desta forma, durante um período orbital o raio vetor varre toda a elipse.
32 a kT = )mM(G4
k2
+π=
TipoTipo de de órbitaórbita de de satélitessatélites artificiaisartificiaisDe acordo com as leis de Kepler, pode dividir-se a órbita dos satélites em dois grupos, sendo elas circulares e não-circulares (elípticas).
Outra caracterização é feita levando-se em consideração a altitude das órbitas, muito usada pelos engenheiros de comunicação.
São circulares a órbita GEO (Geosynchronous Earth Orbit) cuja altitude é de 35.786Km, a órbita MEO (Medium Earth Orbit), que varia entre 10.000Km e 20.000Km de altitude e a órbita LEO (Low Earth Orbit), associada a altitudes menores que 1.500km. Categoriza-se ainda como órbita não-circular a HEO (Highly Elliptical Orbit)
GEOSNa sua grande maioria os satélites usados comercialmente são do tipo GEOS. Os
satélites desta classificação são denominados satélites geoestacionários. Eles são colocados numa órbita denominada Órbita dos Satélites Geoestacionários – OSG. A OSG é uma órbita circular, equatorial e direta, ou seja, a sua velocidade de translação é igual à de rotação da Terra e deve ter uma altitude de, aproximadamente, 36.000 Km.
Nesta órbita, para os olhos de um observador na terra, o satélite parece fixo no espaço.
LEOSOs LEOS são satélites localizados mais próximo da Terra .
Este tipo de satélite é utilizado em aplicações de auxílio à navegação, sensores remotos e militares e comunicações móveis onde não se exige que a área de cobertura seja fixa.
Como exemplo, pode citar-se:
Sistema Globalstar, para serviços de voz, dados, paging, correio eletrônico,composto por 48 satélites, em oito órbitas, a 1.410 Km.
MEOSNa busca de valores intermediário para os parâmetros de lactência e área de cobertura, surgiram os satélites MEO, como um meio termo entre os GEOs e o LEOs. Operam na altitude de 10000 a 20000 Km.
A maioria dos projectos para uso dos satélites LEO / MEO está prevista para operar apenas dentro de alguns anos.
HEOSUm sistema HEO típico é o Molniya, que foi lançado em 1965 pela União Soviética, principalmente para comunicações domésticas.
Molniya foi inicialmente um nome de um satélite, porém, mais recentemente Molniyatem sido o nome para a primeira órbita elíptica usada pelo sistema Molniya.
Sendo as órbitas HEO não-circulares, existe um ponto da órbita onde o satélite está mais próximo da Terra que é chamado perigeu e um ponto onde o satélite se encontra mais distante, denominado apogeu
Mercúrio Vênus Terra Marte Júpiter Saturno Urano Netuno Plutão
a (km)x 106
57,90 108,2 150 227,9 778,3 1427 2871 4497 5.914
e 0,206 0,007 0,017 0,093 0,048 0,056 0,046 0,009 0,248
P 88 dias 224,7ndias
365,25dias
687 dias 11,86 anos 29,46 anos 84 anos 165 anos 248anos
rotação 59 dias 243 dias 23h 56m 24h37m 9h 55m 10h 40m 17h12 m 16h 7m 6dias9h 18 m
I7o 3o 24’ 0o 1o 51’ 1o 18’ 2o 30’ 0o 48’ 1o 48’ 17o 6’
diâmetro(km)
4880 12.100 12756 6787 143.200 120.000 51.800 49.528 2330
COMPREENDE O DESENVOLVIMENTO E OPERAÇÃO EM ÓRBITA DE PEQUENOS SATÉLITES COM
APLICAÇÃO EM COLETAS DE DADOS E SENSORIAMENTO REMOTO, DIRECIONADOS PARA
NECESSIDADES BRASILEIRAS.
SATÉLITES EM ÓRBITA:SCD1 - FEVEREIRO DE 1993SCD2 - OUTUBRO DE 1998CBERS - OUTUBRO 1999
SCD1Dimensões: 1m de diâmetro, 1,45m altura
Massa Total: 115 KgÓrbita circular de 750Km de altitude, 25
graus de inclinação
SCD2Dimensões: 1m de diâmetro, 1,45m altura
Massa Total: 115 Kg
Órbita circular de 750Km de altitude, 25 graus de inclinação