AstroManual -
Astronomia Observacional Amadora
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O Sistema Terra-Lua
A nossa bela Luna é um astro impar entre todas as luas
encontradas até agora orbitando os planetas do Sistema Solar, e
apesar de todos os esforços e estudos já realizados sobre
nosso astro selênico, ainda há muito que ser desvendado sobre
sua origem, formação, composição e evolução.
A Terra tem um satélite natural, a Lua, é mais de um quarto
o tamanho de Terra (3,474 km em diâmetro), fazendo com que o sistema
de Terra-Lua virtualmente pareçam um planeta duplo. Por causa de
seu tamanho menor, a gravidade da Lua é um sexto da gravidade da
Terra, como nos foi demonstrado pelos pulos gigantescos dos astronautas
que pisaram na Lua.
A Lua da Terra é a quinta maior lua do Sistema Solar, maior até
mesmo que o planeta Plutão. Ela apresenta uma órbita quase
circular (e=0.05) inclinada a aproximadamente 5° em relação
ao plano da órbita da Terra. Sua distância média do
nosso planeta é de 384,400 km. A combinação do
tamanho e distância da Lua da Terra faz com que a ela pareça
no céu com o mesmo tamanho do Sol e é por essa razão
que nós podemos ter eclipses totais do Sol.
O período de orbital da Lua é de 27.322 dias. Por causa
deste movimento, a Lua parece mover aproximadamente 13° contra o
fundo de estrelas a cada dia, ou aproximadamente a metade de um grau por
hora. Se nós assistirmos a Lua em cima do curso de várias
horas em uma noite, podemos notar que sua posição entre as
estrelas mudará através de alguns graus.
A Lua não produz sua própria luz, mas nos a vemos luminosa
no céu porque reflete a luz do Sol. Pense no Sol como uma lâmpada
incandescente, e a Lua como um espelho, refletindo a luz da lâmpada
incandescente. A Lua apresenta fases que mudam conforme a Lua orbita em
torno da Terra e porções diferentes de sua superfície
são iluminadas pelo Sol. A posição variável da
Lua com respeito ao Sol conduz as fases lunares. Por causa do efeito na
Lua de forças relativas a maré devido a Terra, o mesmo lado
da Lua está sempre voltado de frente para a Terra, como também
devido a que o período de rotação e o período
de orbital da Lua são iguais. Como resultado disso, os observadores
baseados na Terra nunca podem ver o ''lado distante'' da Lua, também
conhecido como ''lado oculto'' da Lua. Devido as forças relativas a
maré dos planetas que as contém, muitas das luas de nosso
Sistema Solar podem ter este tipo de órbita. A rotação
da Lua está em fase com sua órbita, de modo que o mesmo lado
está sempre voltado para a Terra. Na verdade, a Lua parece "dançar"
um pouquinho (pelo fato de a sua órbita ser ligeiramente elíptica),
de modo que apenas alguns graus do lado oculto podem ser vistos em
determinadas ocasiões, mas o lado oculto, em sua maior parte, era
completamente desconhecido até ter sido fotografado pela sonda soviética
Luna 3 em 1959.
A Lua não possui atmosfera que possa ser detectada através
de instrumentos. Dados recentes fornecidos pela sonda Clementine , sugeriu
que poderia haver gelo em algumas crateras próximas aos pólos
da Lua, mas através de algumas experiências os dados
resultaram insatisfatórios. Todavia ainda permanece a possibilidade
de que possa existir gelo misturado com o solo lunar, e principalmente no
fundo das crateras que jamais recebem a luz do Sol.
A crosta da Lua tem em média 69 km de espessura e varia de 0, sob o
Mare Crisium, a 107 km ao norte da cratera Korolev, no lado oculto do
nosso satélite natural. Abaixo da crosta encontra-se um manto e,
possivelmente, um pequeno núcleo. Entretanto, diferentemente do
manto da Terra, o manto da Lua, muito provavelmente, não é
suficientemente quente para apresentar-se derretido.
Curiosamente, o centro de massa da Lua é deslocado de seu centro
geométrico em cerca de 2 km em direção à
terra. Além disso, a crosta é mais fina no lado visível.
Há dois tipos básicos de topografia lunar: os planaltos
bastante antigos, de coloração mais clara e densamente
craterizados e as maria de cor mais escura, relativamente planas e mais
jovens. As maria (que compreendem cerca de 16% da superfície lunar)
são enormes crateras de impacto que, posteriormente, foram
inundadas por lava derretida. A maior parte da superfície lunar é
coberta de rególito - uma mistura de fino pó e resíduos
rochosos produzidos pelos impactos de meteoritos. Por alguma razão
desconhecida, as maria estão centradas no lado visível. Além
das familiares formações no lado visível, em seu lado
oculto encontram-se a Aitken Bacin - no Pólo Sul - a maior bacia de
impacto do Sistema Solar, com 2250 km de diâmetro e 12 km de
profundidade - Orientale, na borda ocidental, que é um esplêndido
exemplo de uma cratera de múltiplos anéis.
382 kg de amostras de rochas foram trazidas à Terra pelos programas
Apolo e Luna. Devemos a elas a maior parte dos detalhes que hoje detemos
sobre a Lua. Elas são particularmente valiosas porque podem ser
datadas. A maioria das rochas da superfície lunar parece ter entre
4,6 e 4 bilhões de anos - um confronto casual com as mais velhas
rochas terrestres, que raramente têm mais de 3 bilhões de
anos. Assim, a Lua fornece pistas inéditas sobre a história
pregressa do Sistema Solar.
Antes do estudo das amostras trazidas pelas missões Apolo, não
havia consenso sobre a origem da Lua. Havia três principais teorias:
a Co-acreção , segundo a qual a Lua e a Terra teria se
formado ao mesmo tempo a partir da Nebulosa Solar; a Fissão, que
defendia a hipótese de que a Lua teria se originado da própria
Terra; e a Captura, que postulava a formação da Lua em outro
ponto do universo, sendo subseqüentemente capturada pela Terra.
Nenhuma dessas teorias mostrava-se plenamente satisfatória. Mas as
novas e detalhadas informações trazidas pelas pedras lunares
levaram à Teoria do Impacto: a colisão da Terra com um
objeto de grande dimensão e a formação da Lua a
partir do material ejetado. Ainda há detalhes que precisam ser
elaborados, mas a teoria do impacto é agora amplamente aceita.
A Lua não possui campo magnético total como a Terra. Mas,
algumas das rochas superficiais apresentam magnetismo remanescente,
indicando que pode ter havido um campo magnético global no início
da história da Lua. Sem atmosfera e campo magnético, a
superfície da Lua está diretamente exposta ao vento solar.
Durante seus 4 bilhões de anos de existência, muitos íons
de hidrogênio oriundos do vento solar vieram a ser incorporar ao
regolito da Lua. Assim, as amostras de regolito trazidas da Lua
mostraram-se valiosas para o estudo do vento solar. Esse hidrogênio
lunar poderá ser de utilidade, algum dia, como combustível
para foguetes.
Dados Estatísticos Comparativos do Sistema
Terra-Lua
(Segundo informação NSSDC, National Space Science Data
Center).
Lua | Terra | |
Massa (1024 kg) | 0.07349 | 5.9736 |
Volume (1010 km3 ) | 2.1973 | 108.321 |
Raio Equatorial (km) | 1738 | 6378 |
Raio Polar (km) | 1735 | 6356 |
Raio Médio em Volume (km) | 1737.5 | 6371 |
Elipticidade | 0.002 | 0.0034 |
Densidade Média (kg/m3 ) | 3340 | 5520 |
Gravidade de Superfície (m/s2 ) | 1.62 | 9.78 |
Velocidade de Escape (km/s) | 2.38 | 11.2 |
GM (x 106 km3 /s2 ) | 0.0049 | 0.3986 |
Albedo Vinculado | 0.067 | 0.385 |
Albedo Geométrico Visual | 0.12 | 0.367 |
Visual magnitude V(1,0) | +0.21 | -3.86 |
Irradiação Solar (w/m2 ) | 1380 | 1380 |
Temperatura de Corpo Negro (K) | 274.5 | 247.3 |
Alcance Topográfico (km) | 25 | 20 |
Momento de Inércia (I/MR2 ) | 0.394 | 0.3308 |
Parâmetros Orbitais da Lua (em relação à órbita da Terra)
Lua | |
Semi-eixo maior (106 km) | 0.3844 |
Perigeu (106 km) | 0.3633 |
Apogeu (106 km) | 0.4055 |
Período de Revolução (dias) | 27.322 |
Período Sinódico (dias) | 29.53 |
Velocidade Orbital Média (km/s) | 1.023 |
Inclinação Orbital (graus) | 5.145 |
Período de Rotação Sideral (hrs) | 655.728 |
Inclinação Equatorial (graus) | 6.68 |