Principais movimentos da Terra

Descreve-se os seguintes movimentos da Terra: Rotação; Translação; Precessão; Nutação; e movimento dos polos, dos quais os principais são os dois primeiros.

Movimento de Rotação

Rotação é o movimento que a Terra gira sobre si mesma de oeste para leste. O giro completo se realiza em 24 horas e é o que determina o dia e a noite. A velocidade do giro é de 1666 km/h, essa velocidade achata os pólos e salienta o Equador. A rotação é que nos dá a noção de fusos-horários e a possibilidade do tempo cronológico (é a base). Rotação é o movimento que a Terra realiza em torno de si mesma, ao redor de seu eixo imaginário.

Características do movimento de Rotação

• Na visão de ORTIZ aventa-se as seguintes características:
• Zona de livre comércio;
• Direcção: Oeste a Leste
• Velocidade: aproximadamente. 1600 km/h (Equador).

Consequências do movimento de Rotação

• A sucessão dos dias e noites;
• Fusos horários;
• Circulação dos ventos e correntes marinha;
• Movimento aparente do Sol: Surge a Leste e Some a Oeste (Sol nasce no leste, lado do oceano).

Provas de movimento de Rotação

Quanto à prova do movimento de rotação da Terra, esta só veio em 1851 com os trabalhos do físico francês Jean Bernard Léon Foucault (1819-1868) que utilizou “o movimento de precessão do plano de oscilação de um pêndulo” pendurado no Panthéon de Paris. Sabemos que o movimento do pêndulo, tendo a Terra como referencial, se deve à força de Coriolis, que, segundo Borges e Braga (2010), atua sobre os objectos na superfície terrestre, mesmo que isso não seja perceptível. Esta força existe devido ao fato da Terra “ser um referencial em rotação”.

Movimento de Translação

Translação é o movimento que a Terra gira em torno do sol. A Terra, que possui menos massa, gira em torno do sol, que possui mais massa (Lei da Atracção, de Newton). Caminho em torno do sol tem um formato levemente oval (plano da elíptica = órbita). A órbita mede 930 milhões de km, que a Terra leva 365 dias e seis horas para percorrer, portanto, a Terra gira em torno do sol a uma velocidade de 29 km/s (essas 6 horas a mais de cada ano, são retiradas e somadas, formando, a cada 4 anos, o ano bissexto). A translação, somada à inclinação da Terra, é responsável pelas estações do ano.

Características do movimento de Translação

• Forma: Elíptica.
• Duração: 365 dias e 6 horas, a cada 4 anos, ano bissexto (9/02).
• Periélio: Maior velocidade de translação; data: Dezembro; Distância.: 149 m.i de Km (Terra-Sol);
• Afélio: menor velocidade de translação; data: Junho; Distância.: 152 m.i de km (Terra-Sol).

Consequências do movimento de Translação

• Ano;
• Zonas climáticas;
• Estações do ano (translação + inclinação).

Estações do Ano

Ainda que popularmente se ache que as estacões são causadas pela variação em distância entre a terra e o sol, as estacões do ano ocorrem devido a inclinação do Eixo de Rotação da terra em relação ao plano da elíptica.

Defende que o solstício acontece no momento em que o sol em seu aparente movimento alcança o seu maior afastamento da linha do equador em latitude. Ocorre duas vezes ao ano em 22 de Dezembro e em 22 de Junho, em anos normais ( Não bissextos). No hemisfério Sul o solstício de verão é em Dezembro e o de inverno é em Junho. Ocorrendo o inverso  no hemisfério Norte. Quando ocorre um solstício no inverno significa que esse dia é o menor do ano e a noite é mais longa. Quando ocorre no verão significa que é o maior dia do ano e a menor noite.

Solstício (22/Dez ; 22/Junho) – Verão/Inverno:

• Os raios solares incidem perpendicularmente nos trópicos.
• Os dias e as noites possuem durações desiguais.
• Verão no sul: o sol está sobre o trópico de capricórnio;
•  Verão no norte: o sol está sobre o trópico de câncer.

O Equinócio acontece no momento em que  o sol em seu aparente movimento cruza o plano do equador terrestre. Ocorre duas vezes ao ano  em 21 de Março e 23 de Setembro. No hemisfério Sul o equinócio de outono é em Março e o de primavera é em Setembro, ocorrendo o inverso no hemisfério Norte. Quando ocorre um equinócio significa que nesse dia o dia e a noite têm  duração igual.

Equinócio (21/Março; 23/Setembro) – Outono/Primavera:

1. Os raios solares incidem perpendicularmente no Equador
2. Os dias e as noites possuem duração igual.

Provas de movimento de Translação

As provas dos movimentos de translação da Terra começaram a surgir a partir do século XVII. Em 1675, o astrónomo dinamarquês Ole Römer (1644-1710), tentando determinar um valor para a velocidade da luz estudando os eclipses e as ocultações da lua Io de Júpiter pelo próprio planeta, percebeu que existia um atraso entre uma ocultação e outra. Para explicar esse facto, Römer admitiu que os resultados obtidos somente seriam explicados caso se admitisse que “[…] a distância entre ambos planetas (Terra e Júpiter)  não é constante…”, ou seja, nosso planeta deveria possuir um movimento em torno do Sol que fazia a luz oriunda de Io “[…] levar 22 minutos para atravessar o diâmetro da órbita da Terra em torno do Sol”.

Outra prova do movimento de translação da Terra veio dos estudos de James Bradley (1693-1762) que, tentando determinar a paralaxe estelar, “[…] verificou pequenas mudanças que, na realidade, faziam com que certa estrela deixasse assinalada uma elipse minúscula no céu, durante o ano”. Esse fenómeno é chamado de ‘aberração da luz’.

A prova final do movimento de translação da Terra veio com Friedrich W. Bessel (1784- 1846) que conseguiu determinar, pela primeira vez, a paralaxe da estrela 61 do Cisne em 1838.

Movimento de Precessão

Defende que, Copérnico em 1543, explicou correctamente a precessão como consequência da mudança da direcção do eixo de rotação da terra. A precessão faz o eixo de rotação da terra descrever um circulo em torno do polo da elíptica num período de aproximadamente 25780 anos

Consequência da precessão

• Deslocamento dos polos celestes (Estrelas polares);
• Deslocamento do ponto Vernal;
• Diferença entre os anos Sideral e Trópico;
• Variação na duração das estacões;
• Oscilação na extensão dos Trópicos.

Movimento de Nutação

A Nutação astronómica foi anunciada pelo astrónomo James Brandley, em 1729 após da observação da estrela y Draconis. A Nutação é consequência do Torque exercido pela Lua e o Sol sobre a Terra , a mesma causa Precessão Lunisolar.

As variações seculares do Equador e da Elíptica são chamadas de Precessão, enquanto que as variações de curto período são chamadas de Nutação. Como consequência de Nutação, o Polo celeste PNc descreve uma curva sinuosa em torno do polo da Elíptica Pne. (Idem).

Movimento dos Polos

Em 1757, Euler previu que o Eixo de rotação mostraria um movimento em relação a um sistema de referencia fixo na Terra. Em 1884, Kustner encontrou evidencias que a posição do polo de rotação da Terra  variava ao longo do tempo.

Movimentos dos polos é o deslocamento da posição dos pólos geográficos ao longo da superfície terrestre. A posição do pólo é tomada com referência ao valor médio do ano de 1900. Esse movimento tem (várias) componentes, periódicas e não­ periódicas. Ele é causado por deslocamentos de massa no planeta, tais como: o movimento relativo do núcleo e manto terrestres, grandes terramotos, redistribuição de água no planeta (derretimento de glaciares, etc.)

Consequências Movimento dos Polos

• Mudança na latitude de um local;
• Mudança na longitude de um local; e
• Efeitos na hora baseada na passagem meridiana.

Mobilidade da Terra

Sustenta que, muito se pensou sobre a distribuição e a organização dos astros no céu. O modelo que dominou o pensamento filosófico europeu até o século XVI é o chamado modelo geocêntrico. Geo, em grego, significa Terra. Assim, geocêntrico significa que coloca a Terra no centro. Esse modelo foi sistematizado por Ptolomeu (astrónomo, matemático e geógrafo) no século II, a partir de ideias preexistentes.

Exemplos de filósofos da antiguidade que acreditavam nesses movimentos:

Heráclides de Ponto que ensinava “[…] que é a Terra que gira em torno de seu eixo de oeste para leste em vinte e quatro horas” e

Aristarco de Samos que, “[…] não só assumiu que a Terra estava girando em torno de seu eixo de rotação em aproximadamente 24h […] como descrevia um movimento de translação em torno do Sol, em um ano” .

Imobilidade da Terra

Apesar de tudo, a ideia da não mobilidade da Terra prevaleceu na história devido à força das argumentações de Aristóteles de Estagira (384 a.C. – 322 a.C.). Um dos principais argumentos aristotélicos para nosso planeta não se mover estava relacionado com suas ideias da física do movimento. Para Aristóteles, se a Terra tivesse um movimento de rotação, isso seria percebido facilmente.

Para Aristóteles: […] se a Terra se movesse, seu movimento afectaria os fenómenos que se manifestam em sua superfície de duas maneiras perfeitamente determinadas: a) a enorme velocidade desse movimento (de rotação) desenvolveria uma força centrífuga de tal magnitude que todos os corpos não presos a Terra seriam projectados para longe; b) esse mesmo movimento obrigaria os corpos não presos a Terra, ou temporariamente dela desligados, como as nuvens, os pássaros, os corpos atirados ao ar, etc., a ficar para trás.

Um forte argumento usado na antiguidade para mostrar a não existência do movimento de translação foi a “ausência de paralaxe estelar”, que nada mais é do que a mudança de perspectiva na posição de uma estrela em relação às estrelas de fundo.

Copérnico e a rotação da Terra

Com o objectivo de explicar com mais simplicidade o movimento dos planetas, o astrónomo polonês Nicolau Copérnico (1473-1543) propôs, em 1543, o modelo heliocêntrico: Hélio, em grego, significa Sol. Nesse modelo o Sol encontrava-se no centro e os planetas orbitavam ao seu redor. A única excepção era a Lua, que continuava orbitando em torno da Terra

As leis do movimento planetário

Os corpos do sistema solar destacaram-se entre as estrelas fixas devido aos seus movimentos. A cinemática é a área da Física que descreve os movimentos sem se preocupar com o que os causa. No caso do sistema solar, os movimentos dos planetas foram descritos por Kepler através de três leis

As Leis de Kepler

No início do século XVII, Kepler derivou três leis empíricas que descrevem o movimento dos planetas. As duas primeiras foram determinadas simultaneamente (1609) e são o resultado de sua tentativa de descrever correctamente os movimentos planetários. A terceira lei, determinada dez anos mais tarde (1619), relaciona os períodos e tamanhos das órbitas e, de certa forma, traduz uma certa harmonia entre os movimentos dos corpos.

Primeira Lei: Lei das órbitas elípticas^: A órbita de um planeta é uma elipse com o Sol em um dos focos. Assim, as distâncias entre um planeta e o Sol são variáveis ao longo da translação do planeta.

Segunda Lei: Lei das áreas: Ao longo de sua órbita, um planeta possui uma velocidade variável, de modo que a área coberta pela linha que liga o Sol ao planeta é sempre a mesma em intervalos de tempo iguais.

Terceira Lei: Lei Harmónica: A razão entre o quadrado do período de translação, P, de um planeta e o cubo do semi-eixo maior de sua órbita, a, é a mesma para todos os planetas:

Lei da gravitação universal de Newton

Newton fez um experimento mental por meio do qual descobriu a razão pela qual a Lua orbita a Terra e os planetas orbitam o Sol. Então, chegou à conclusão de que todo objecto no Universo atrai outro objecto com uma força que age na linha que une o centro dos dois corpos que é proporcional ao produto das massas desses dois objectos e inversamente proporcional ao quadrado da distância entre esses dois objectos o que ficou conhecido como lei da gravitação universal

Newton começou a imaginar, ainda, por que o Sol seria “privilegiado” por ficar parado em um único local no centro do Sistema Solar, sem se mover. Então concluiu que na verdade os objectos do Sistema Solar, inclusive o próprio Sol, se movem em torno de um ponto chamado centro de massa, contudo a massa muito superior da estrela faz com que ela fique quase no centro.

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