Pierre Simon Laplace foi um matemático, físico e astrónomo francês, nascido a 23 de Março de 1749 e falecido a 5 de Março de 1827, cuja família pertencia à burguesia provinciana que vivia da agricultura. O seu pai ambicionava que Laplace seguisse uma carreira na Igreja e, por isso, ele estudou num seminário dos 7 aos 16, idade em que ingressou na Universidade de Caen para estudar teologia. Foi aqui que descobriu, com a ajuda dos seus professores de matemática, a sua paixão por esta disciplina. O seu professor Le Canu, reconhecendo-lhe o talento, escreveu-lhe uma carta de recomendação para D’Alembert e Laplace abandonou Caen sem acabar o curso para se encontrar com D’Alembert em Paris. Com apenas 19 anos, impressionou tanto D’Alembert que este passou a dirigir os seus estudos e encontrou-lhe trabalho como professor de Matemática na Escola Militar, o que lhe permitiu sustentar-se em Paris. Laplace começou a escrever artigos, apresentados à Académie de Sciences, um que consistia num melhoramento do método de Lagrange de máximos e mínimos de curvas e outro sobre relações de recorrência. O seu primeiro artigo publicado foi sobre cálculo integral, tendo-se logo seguido outros. Em 1771 tentou ser eleito para a Académie de Sciences, mas sem sucesso, o que voltou a ocorrer em 1772, deixando-o revoltado por sentir que matemáticos inferiores a ele tinham sido aceites. D’ Alembert, também desapontado, escreveu a Lagrange, director de Matemática na Academia de Ciências de Berlim, pedindo a aceitação de Laplace nessa Academia e um lugar de trabalho. Contudo, em 1773 Laplace foi nomeado adjunto na Academia de Paris por ter escrito 13 artigos de qualidade em menos de três anos em tópicos diversos.
Duas grandes áreas que prenderam o interesse de Laplace durante toda a sua vida foram as equações diferenciais, onde examinou as suas aplicações na astronomia, e a Teoria das Probabilidades, onde desenvolveu resultados fundamentais para a estatística, disciplina que aplicava tanto a sistemas matemáticos como a problemas morais. Mostrou como se podia, por interpolação, obter funções geradoras, expôs o método dos mínimos quadrados e desenvolveu o conceito epistemológico de probabilidade (bayesiana). Laplace estudou a inclinação das órbitas planetárias e a perturbação que os planetas sofriam por parte das suas luas. Chegou a um modelo de estabilidade para o sistema solar, em 1776, no qual não era necessária nenhuma intervenção divina para resolver as questões inexplicadas, como acontecia para Newton. Considerou um éter luminoso que actuasse sobre a lei da gravitação e fizesse com que esta não agisse instantaneamente. Resolveu a aparente instabilidade das órbitas de Júpiter e Saturno, que Euler e Lagrange tinham tentado solucionar, considerando termos de ordens superiores nas equações de movimento que os dois anteriores tinham ignorado e também encontrou, em 1787, uma solução analítica para a aceleração secular da Lua, cuja causa atribuiu à aceleração que advém da mudança da excentricidade da órbita da Terra, que por sua vez se deve aos efeitos de perturbações planetárias no nosso planeta. Escreveu a Mécanique Céleste, uma compilação em 5 volumes de tudo o que se sabia sobre este assunto,
mas agora baseando-se na linguagem do cálculo ao invés da geometria, até então comummente usada. O seu objectivo era escrever uma obra que incluísse a solução completa do problema mecânico do sistema solar, fazendo com que a teoria e as observações astronómicas coincidissem de tal forma que não fossem necessárias mais equações empíricas. Em conjunto com Lavoisier, em 1780, mostrou que a respiração era uma forma de combustão, através de um calorímetro de gelo que os dois inventaram. Este trabalho fê-lo debruçar-se sobre a Teoria do Calor até ao fim da sua carreira.
Laplace via a análise apenas como um método de resolver problemas físicos e, quando era necessária nova matemática para desbastar a física, tinha a capacidade de inventar as ferramentas necessárias. Pierre-Simon Laplace generalizou, em 1783, as transformadas de Legendre para três dimensões, obtendo os harmónicos esféricos; formulou a equação de Laplace, de enorme importância em física, que permitiu um tratamento escalar de equações que antes eram tomadas na forma vectorial e por isso mais complicada; quanto à transformada de Laplace, percebeu que era melhor usar integrais desse tipo para transformar todas as equações do que, como Euler e Lagrange procuravam, tomá-la como uma solução; afirmou que algumas nebulosas poderiam não fazer parte da nossa Galáxia, mas serem elas próprias galáxias, como Hubble haveria de provar cem anos mais tarde; especulou sobre estrelas tão massiças cuja gravidade não deixaria que a luz escapasse da sua superfície.
O seu feitio não o favoreceu perante os colegas, uma vez que se considerava o maior matemático de França e opinava em todas as questões da Academia, além de utilizar muito poucas referências a trabalhos dos colegas nos seus artigos. D’Alembert, seu mentor, sentia que o trabalho do seu pupilo tinha tornado a maioria da sua obra obsoleta. Também a forma como alterava as suas opiniões políticas de acordo com o regime vigente não contribuíram para o tornar popular. Napoleão Bonaparte, de quem tinha sido professor quando o futuro imperador era cadete, deu-lhe um lugar como Ministro do Interior, para o qual se mostrou inapto e foi transferido para o Senado seis meses depois. Foi Conde do Primeiro Império Francês em 1806 e nomeado Marquês após a restauração francesa. Fundou, em 1805, em conjunto com o químico Berthollet, a Société d’Arcueil, uma sociedade científica no sul de Paris,muito activa durante os seus primeiros anos, que defendia fortemente um tratamento matemático da física, que teve como membros cientistas como Biot e Poisson e estava, de facto, no topo do conhecimento científico devido às boas relações dos seus fundadores com Napoleão. Essa sociedade cessou a sua actividade em 1812 e a influência de Laplace decaiu fortemente por essa época. Elaborou ainda trabalhos sobre a velocidade do som, dizendo que era diferente em diferentes meios, sobre a refracção dupla, sobre a forma de rotação e o arrefecimento da Terra, e discutiu ainda fluidos elásticos. Surgia então uma nova geração de ideias físicas e Laplace recusou-se a admitir que as suas teorias sobre fluidos caloríferos e luz, apoiadas na teoria corpuscular, estivessem erradas. Ficou conhecido como o "Newton Francês", um cientista de inegualável capacidade matemática comparando com os seus contemporâneos e uma das 72 personalidades cujo nome está inscrito na Torre Eiffel, em Paris.
Natache Violante Gomes Leite
Referêncas:
http://www-history.mcs.st-and.ac.uk/Biographies/Laplace.html
http://en.wikipedia.org/wiki/Pierre-Simon_Laplace
http://pt.wikipedia.org/wiki/Pierre_Simon_Laplace
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quarta-feira, 15 de junho de 2011
OLE ROMER
Embora a teoria tenha sido controversa na altura, e Romer nunca tenha chegado a convencer o director do Observatório Real, ela ganhou o apoio de outros cientistas da época, como Newton e Huygens. Somente duas décadas após a morte de Ro mer é que a teoria foi con rmada, com a explicação da aberração estelar por James Bradley em 1729.
A apresentação de Ro mer ficou gravada como uma notícia no Journal des Savants, que foi traduzida e publicada na edição de 25 de Julho de 1677 das Philosophical Transactions. O raciocínio de Romer baseia-se na órbita de Io, uma lua de Júpiter, e nos seus dois tipos de eclipses: imersão e emersão. Começou por determinar uma ordem de grandeza, e chegou à conclusão de que não demoraria um segundo a percorrer 3000 léguas, que é uma valor próximo do diâmetro da Terra.
Seja A o Sol, B Júpiter, C o primeiro satélite de Júpiter (Io), que imerge na sombra de Júpiter, para emergir em D, e sejam EFGHLK a Terra a diferentes distâncias de Júpiter. Agora suponha-se que a Terra, estando em L, em direcção à segunda quadratura de Júpiter, tenha visto o primeiro satélite na altura da sua emersão, que, cerca de 42h30 mais tarde, ou seja, após uma revolução do satélite, estando a Terra em K, o vê a voltar para D. Se a luz necessitar de tempo para percorrer o intervalo LK, o satélite seria visto a voltar para D mais tarde do que se a Terra tivesse permanecido em L, tal que a revoluçao do satélite a ser assim observado pelas emersões, será retardado tanto tempo quanto o necessário para a luz percorrer LK. Pelo contrário, na quadratura FG, onde a Terra ao aproximar-se vai de encontro à luz, as revoluções das imersões vão parecer mais curtas tanto quanto as emersões parecerem mais alongadas. E, porque em 42h30 a distância entre Terra e Júpiter varia, pelo menos, 210 diâmetros da Terra, segue-se que, supondo que para cada diâmetro terrestre a percorrer a luz demoraria 1 s, a luz demora 00h03m30 a percorrer cada um dos intervalos GF e KL. Devia-se, assim, observar uma diferença de 7 min em duas revoluções, mas não é observada qualquer diferençaa.
No entanto, não se segue daí que a luz não necessita de tempo para viajar, pois após Romer ter examinado melhor, o que não era nítido em duas revoluções, era bastante considerável ao fi m de muitas revoluções.
A necessidade desta nova equação de retardamento da luz está de acordo com todas as observações feitas na Academia Real, e no Observatório, de 1669 a 1677, tendo sido confi rmado pela emersão de Io a 9/11/1677 às 05h35m45, 10 minutos mais tarde do que o esperado pelos cálculos a partir das observações de Agosto do mesmo ano, quando a Terra estava muito mais perto de Júpiter. No entanto, Romer conseguiu prever essa diferença temporal. Entre 1671 e 1673 tinha cerca de 30 observações dos eclipses de Io que usou para calcular o tempo que a luz demorava a percorrer a distância Terra-Sol que melhor se ajustava às medidas: 11 minutos. Com esse valor, foi-lhe possível calcular o tempo que a luz demoraria a viajar de Júpiter até à Terra.
Raimundo Martins
Determinação da velocidade da luz
A tentativa de medir o valor da velocidade da luz vem de tempos remotos. O primeiro a sugerir que a luz leva um determinado tempo a deslocar-se entre um ponto e outro foi Empédocles e o primeiro a propôr uma forma de o medir foi Galileu. Este sugeriu que dois homens com lanternas se afastassem o mais possível mantendo as lanternas cobertas. O que se faria era descobrir uma lanterna e quando o segundo homem visse a luz do primeiro descobriria também a sua, ficando o primeiro encarregue de medir o tempo desde que descobria a sua lanterna até ver a luz do segundo colega. Este método naturalmente que não resultou, porque o tempo de reacção de dois humanos é superior ao tempo que a luz demora a percorrer alguns quilómetros.
Ainda Galileu, respondendo ao desafio do rei de Espanha nesse sentido, propôs uma forma de medir a longitude através da observação dos eclipses das luas de Júpiter, o que se mostrou impraticável devido à falta de precisão dos relógios da sua época e à dificuldade de observação de eclipses em barcos. Mas, no século XVII, utilizando esta ideia, Giovanni Cassini produziu tabelas que previam a hora dos eclipses numa determinada longitude, o que lhe valeu a nomeação para director do Observatório Real de Paris. Começou um projecto em que enviou Jean Picard ao antigo observatório de Tycho Brahe, Uraniborg, para registar os eclipses das luas de Júpiter, enquanto Cassini faria o mesmo em Paris, para calcularem a longitude. Nessas observações, Picard foi ajudado por um jovem dinamarquês que tinha terminado os seus estudos na Universidade de Copenhaga havia pouco tempo, chamado Ole Rømer, que decidiu enviar para o Observatório em Paris em 1672.
Rømer trabalhou lá como subordinado de Cassini, ajudando em particular nas medições da lua de Júpiter que lhe está mais próxima, Io. Io completa a sua órbita à volta de Júpiter a cada 42,5 h e possui um plano muito aproximado ao plano de órbita de Júpiter à volta do Sol, o que significa que passa grande parte da sua órbita na sombra de Júpiter. Na Terra observavam-se as imersões, em que Io desaparecia na sombra joviana, e as emergências, em que reaparecia da sombra. As observações não são tão fáceis, porque não é possível observar a imersão e emergência para o mesmo eclipse, sendo que num dos fenómenos a lua está oculta por Júpiter. Além disso, quando há oposição, situação em que a Terra se encontra entre o Sol e Júpiter, ambos os fenómenos se encontram ocultos e durante quase meio ano terrestre à volta do ponto de conjunção não se observam também os eclipses de Io porque no céu Júpiter e o Sol estão demasiado próximos. Mesmo nos períodos ideias de observação, depois e antes da oposição, nem todos os eclipses são visíveis num certo local, porque podem ocorrer durante o dia ou com Júpiter abaixo do horizonte.
Cassini descobriu discrepâncias nas suas medidas dos eclipses entre 1666 e 1668, que atribuiu à velocidade finita da luz. Rømer observou que os intervalos de tempo entre os eclipses de Io diminuiam à medida que a Terra se aproximava de Júpiter e aumentava assim que a Terra se afastava. Cassini abandonou a sua ideia, enquanto Rømer a conjugou com as observações que tinha efectuado com Picard e ficou convencido que era uma das correcções que se teria de levar em conta nos cálculos dos eclipses. Previu com precisão uma emergência de Io em que Cassini falhara por 7 dias, o que lhe permitiu apresentar a sua teoria à Academia Real das Ciências em 22 de Novembro de 1676. Rømer não chegou a publicar este seu trabalho porque não recebeu a aprovação por parte nem de Cassini nem Picard, ficando só registado o evento numa notícia de jornal. Apoiado nas suas observações, Rømer começou por demonstrar que a ordem de magnitude da velocidade da luz era tão grande que esta demorava menos de um segundo a viajar uma distância equivalente ao diâmetro terrestre, o que implicava que só como efeito comulativo é que seria perceptível. Rømer usou os dados da oposição de 2 de Março de 1672, em que ocorreram emergências a 7 e 14 de Março, entre as quais Io completou 4 voltas em torno de Júpiter, obtendo-se 42:28:31,25 s para o seu período orbital. Ainda nessa série, Io emergiu dia 29 de Abril, quando completou 30 órbitas desde 7 de Março, resultando num período orbital de 42:29:3 s. Esta diferença de 32 segundos, fez com que a emergência se atrasasse um quarto de hora em relação ao previsto. Com cerca de 30 observações de eclipses de Io, usando transformações de coordenadas, trigonometria e a terceira lei de Kepler, Rømer calculou como melhor valor o de 11 minutos para o tempo que a luz demorava na viagem entre o Sol e a Terra.
Na França a sua explicação não foi muito bem recebida devido ao facto de que essa correção só se aplicava bem a Io, ao que Rømer argumentou que como os outros satélites se encontram mais distantes não é possível observar os seus eclipses tão bem, e porque apesar de dar uma melhor previsão que anteriormente continuavam a restar imprecisões nas previsões dos eclipses de Io, as quais só depois de Lagrange e Laplace se conseguiram explicar como ressonâncias orbitais entre Io e as outras luas. O facto de se considerarem as órbitas elípticas de Kepler, que eram ainda controversas, para o modelo também contriuiu para a má receptividade. Por outro lado, Huygens apoiou esta descoberta e com os seus dados foi o primeiro a apontar um valor, ainda que o tenha feito apenas como exemplo da ordem de grandeza, para a velocidade da luz em unidades terrenas, 110 milhões de toises, o equivalente a 307200000 m/s. Em Inglaterra, Flamsteed incluiu prontamente a hipótese de Rømer nas suas efemérides; Halley, ainda jovem, foi um entusiástico apoiante desta ideia; Newton também a aceitou, vindo a apresentar o valor corrigido de 7 ou 8 minutos para o tempo que a luz demora a percorrer meio diâmetro da órbita terrestre. Cassini foi forçado a incluir nas suas tabelas, juntamente com a correcção para a exeêntricidade das órbitas da Terra e de Júpiter, esta correcção de Rømer, ainda sem aceitar o seu fundamento.
As observações de Rømer foram efectuadas 166 anos antes de ser descoberto o efeito de Doppler, o que significa que o que este cientista esteve a medir foi a razão entre a velocidade da luz e a componente da velocidade orbital da Terra paralela ao vector que une a Terra a Júpiter. Só em 1729 a hipótese de Rømer se tornou totalmente aceite, quando James Bradley mediu a aberração da luz e pôde determinar a sua velocidade. Curiosamente, este fenómeno de aberração tinha já sido observado por Cassini e Picard, que não interpretaram a sua origem.
Natacha Violante Gomes Leite
Referências:
http://en.wikipedia.org/wiki/Ole_Rømer
http://en.wikipedia.org/wiki/Rømer’s_determination_of_the_speed_of_light
http://educar.sc.usp.br/licenciatura/2000/velocidade/VELOC.html
Ainda Galileu, respondendo ao desafio do rei de Espanha nesse sentido, propôs uma forma de medir a longitude através da observação dos eclipses das luas de Júpiter, o que se mostrou impraticável devido à falta de precisão dos relógios da sua época e à dificuldade de observação de eclipses em barcos. Mas, no século XVII, utilizando esta ideia, Giovanni Cassini produziu tabelas que previam a hora dos eclipses numa determinada longitude, o que lhe valeu a nomeação para director do Observatório Real de Paris. Começou um projecto em que enviou Jean Picard ao antigo observatório de Tycho Brahe, Uraniborg, para registar os eclipses das luas de Júpiter, enquanto Cassini faria o mesmo em Paris, para calcularem a longitude. Nessas observações, Picard foi ajudado por um jovem dinamarquês que tinha terminado os seus estudos na Universidade de Copenhaga havia pouco tempo, chamado Ole Rømer, que decidiu enviar para o Observatório em Paris em 1672.
Rømer trabalhou lá como subordinado de Cassini, ajudando em particular nas medições da lua de Júpiter que lhe está mais próxima, Io. Io completa a sua órbita à volta de Júpiter a cada 42,5 h e possui um plano muito aproximado ao plano de órbita de Júpiter à volta do Sol, o que significa que passa grande parte da sua órbita na sombra de Júpiter. Na Terra observavam-se as imersões, em que Io desaparecia na sombra joviana, e as emergências, em que reaparecia da sombra. As observações não são tão fáceis, porque não é possível observar a imersão e emergência para o mesmo eclipse, sendo que num dos fenómenos a lua está oculta por Júpiter. Além disso, quando há oposição, situação em que a Terra se encontra entre o Sol e Júpiter, ambos os fenómenos se encontram ocultos e durante quase meio ano terrestre à volta do ponto de conjunção não se observam também os eclipses de Io porque no céu Júpiter e o Sol estão demasiado próximos. Mesmo nos períodos ideias de observação, depois e antes da oposição, nem todos os eclipses são visíveis num certo local, porque podem ocorrer durante o dia ou com Júpiter abaixo do horizonte.
Cassini descobriu discrepâncias nas suas medidas dos eclipses entre 1666 e 1668, que atribuiu à velocidade finita da luz. Rømer observou que os intervalos de tempo entre os eclipses de Io diminuiam à medida que a Terra se aproximava de Júpiter e aumentava assim que a Terra se afastava. Cassini abandonou a sua ideia, enquanto Rømer a conjugou com as observações que tinha efectuado com Picard e ficou convencido que era uma das correcções que se teria de levar em conta nos cálculos dos eclipses. Previu com precisão uma emergência de Io em que Cassini falhara por 7 dias, o que lhe permitiu apresentar a sua teoria à Academia Real das Ciências em 22 de Novembro de 1676. Rømer não chegou a publicar este seu trabalho porque não recebeu a aprovação por parte nem de Cassini nem Picard, ficando só registado o evento numa notícia de jornal. Apoiado nas suas observações, Rømer começou por demonstrar que a ordem de magnitude da velocidade da luz era tão grande que esta demorava menos de um segundo a viajar uma distância equivalente ao diâmetro terrestre, o que implicava que só como efeito comulativo é que seria perceptível. Rømer usou os dados da oposição de 2 de Março de 1672, em que ocorreram emergências a 7 e 14 de Março, entre as quais Io completou 4 voltas em torno de Júpiter, obtendo-se 42:28:31,25 s para o seu período orbital. Ainda nessa série, Io emergiu dia 29 de Abril, quando completou 30 órbitas desde 7 de Março, resultando num período orbital de 42:29:3 s. Esta diferença de 32 segundos, fez com que a emergência se atrasasse um quarto de hora em relação ao previsto. Com cerca de 30 observações de eclipses de Io, usando transformações de coordenadas, trigonometria e a terceira lei de Kepler, Rømer calculou como melhor valor o de 11 minutos para o tempo que a luz demorava na viagem entre o Sol e a Terra.
Na França a sua explicação não foi muito bem recebida devido ao facto de que essa correção só se aplicava bem a Io, ao que Rømer argumentou que como os outros satélites se encontram mais distantes não é possível observar os seus eclipses tão bem, e porque apesar de dar uma melhor previsão que anteriormente continuavam a restar imprecisões nas previsões dos eclipses de Io, as quais só depois de Lagrange e Laplace se conseguiram explicar como ressonâncias orbitais entre Io e as outras luas. O facto de se considerarem as órbitas elípticas de Kepler, que eram ainda controversas, para o modelo também contriuiu para a má receptividade. Por outro lado, Huygens apoiou esta descoberta e com os seus dados foi o primeiro a apontar um valor, ainda que o tenha feito apenas como exemplo da ordem de grandeza, para a velocidade da luz em unidades terrenas, 110 milhões de toises, o equivalente a 307200000 m/s. Em Inglaterra, Flamsteed incluiu prontamente a hipótese de Rømer nas suas efemérides; Halley, ainda jovem, foi um entusiástico apoiante desta ideia; Newton também a aceitou, vindo a apresentar o valor corrigido de 7 ou 8 minutos para o tempo que a luz demora a percorrer meio diâmetro da órbita terrestre. Cassini foi forçado a incluir nas suas tabelas, juntamente com a correcção para a exeêntricidade das órbitas da Terra e de Júpiter, esta correcção de Rømer, ainda sem aceitar o seu fundamento.
As observações de Rømer foram efectuadas 166 anos antes de ser descoberto o efeito de Doppler, o que significa que o que este cientista esteve a medir foi a razão entre a velocidade da luz e a componente da velocidade orbital da Terra paralela ao vector que une a Terra a Júpiter. Só em 1729 a hipótese de Rømer se tornou totalmente aceite, quando James Bradley mediu a aberração da luz e pôde determinar a sua velocidade. Curiosamente, este fenómeno de aberração tinha já sido observado por Cassini e Picard, que não interpretaram a sua origem.
Natacha Violante Gomes Leite
Referências:
http://en.wikipedia.org/wiki/Ole_Rømer
http://en.wikipedia.org/wiki/Rømer’s_determination_of_the_speed_of_light
http://educar.sc.usp.br/licenciatura/2000/velocidade/VELOC.html
Galileu Galilei e a Astronomia
Galileu Galilei nasceu em Pisa, Itália, em 1564. Durante a sua vida, construiu uma vasta obra desenvolvendo o pensamento científico. É considerado como o pai da física moderna, principalmente pela sua contribuição na física experimental.
Descendente de uma família nobre, estudou num mosteiro perto de Florença. Lá mostrou grande interesse pela literatura, poesia e música. Além disso, demonstrou grande aptidão pela ciência e uma notável capacidade de fazer invenções mecânicas. Ao completar 17 anos, foi para a Universidade de Pisa estudar medicina. Aos 26 anos, tornou-se professor de matemática de Pisa. Foi então que começou a investigar o trabalho de Aristóteles e Ptolomeu. Foi, mais tarde, professor noutras universidades.
Graças à sua habilidade de criar novos dispositivos, Galileu inventou um grande número deles. Por exemplo, inventou um compasso geométrico e militar, e uma bomba para elevar a água.
Ainda em Pisa, Galileu fez duras críticas ao pensamento aristotélico, fortemente enraizado naquela época. Foi principalmente por isso que ficou conhecido como um dos principais influenciadores da Revolução Científica. Foi no livro Sobre o Movimento que Galileu divulgou as suas ideias nesta área. Também conseguiu aperfeiçoar o telescópio construindo o aparelho mais avançado até então. Graças a ele conseguiu observar o Universo de uma forma jamais vista. Com as suas observações descobriu uma lua do planeta Júpiter, verificou que existiam crateras e montanhas na Lua, percebeu as manchas solares e as fases de Vénus. Foi através das suas observações que começou a pôr em dúvida a teoria de que a Terra é o centro do Universo. Galileu mostrou-se favorável à teoria heliocêntrica de Copérnico, embora de início de forma velada.
Mais tarde, Galileu aperfeiçoou uma luneta inventada por Hans Lipperhey e conseguiu desenvolver um telescópio cerca de três vezes mais potente do que o primeiro. Em menos de um ano, construiu outro aproximadamente trinta vezes melhor. Apontando o seu telescópio para o céu, Galileu notou em 1610 que a Via Láctea consistia num conjunto de estrelas. Avistou quatro luas circundando Júpiter. Esta descoberta teve um impacto muito forte porque atingiu em cheio os defensores do geocentrismo, que afirmavam que qualquer objecto do espaço girava somente em torno da Terra. Foi neste mesmo ano que Galileu publicou um livro chamado O Mensageiro Estelar (Sidereus Nuncius), uma das obras mais relevantes da Astronomia.
Continuou a dedicar-se à telescopia. A sua descoberta das fases de Vénus confirmou que esse planeta se move em torno do Sol, confirmando a teoria de Copérnico. Também notou que havia estrelas fixas no céu.
Porém, foi em 1613, na sua obra intitulada “Carta sobre manchas solares", que Galileu se pôs abertamente a favor da teoria do Universo heliocêntrico. A Igreja Católica começou por elogiar as descobertas do astrónomo, discordando apenas das interpretações dadas. As suas ideias foram, porém, depois duramente criticadas e Galileu ficou na mira da Inquisição. Foi só em 1616, quando Galileu publicou uma obra sobre a existência das marés e tentou provar que a Terra se move no espaço, que teve de se explicar perante a Igreja. Foi acusado de ensinar “má ciência” e advertido de que a teoria heliocêntrica deveria ser ensinada apenas como uma hipótese por ser contrária ao que a Bíblia propunha.
Ainda na Astronomia, Galileu fez estudos sobre os cometas. Mas o ápice de sua obra astronómica ocorreu com a publicação de Diálogo sobre os dois máximos sistemas de mundo, na qual Galileu criticou abertamente as ideias aristotélicas, para já não dizer que o escreveu em italiano para que o público fosse acrescido. Foi condenado à prisão perpétua pela Inquisição e forçado a renunciar às ideias de Copérnico. Entretanto, permaneceu em prisão domiciliária, onde o deixaram continuar a sua obra. Mas ela foi decerto prejudicada pela repressão que sofreu da Igreja. Galileu faleceu em 1642.
No último século, a Igreja reconsiderou a condenação de Galileu, tendo afirmado que foram erradas as suas conclusões. Foram publicados todos os seus documentos relevantes que haviam sido confiscados.
Bianca de Quadros Cerbaro
Referências:
[1] RICHTMYER; KENNARD; LAURITSEN. Introduction to Modern Physics, Editora McGraw-Hill, 1995.
[2] http://pt.wikipedia.org/wiki/Galileu_Galilei Acesso em 12 de março de 2011.
[3] http://www.suapesquisa.com/biografias/galileu/ Acesso em 12 de março de 2011.
Descendente de uma família nobre, estudou num mosteiro perto de Florença. Lá mostrou grande interesse pela literatura, poesia e música. Além disso, demonstrou grande aptidão pela ciência e uma notável capacidade de fazer invenções mecânicas. Ao completar 17 anos, foi para a Universidade de Pisa estudar medicina. Aos 26 anos, tornou-se professor de matemática de Pisa. Foi então que começou a investigar o trabalho de Aristóteles e Ptolomeu. Foi, mais tarde, professor noutras universidades.
Graças à sua habilidade de criar novos dispositivos, Galileu inventou um grande número deles. Por exemplo, inventou um compasso geométrico e militar, e uma bomba para elevar a água.
Ainda em Pisa, Galileu fez duras críticas ao pensamento aristotélico, fortemente enraizado naquela época. Foi principalmente por isso que ficou conhecido como um dos principais influenciadores da Revolução Científica. Foi no livro Sobre o Movimento que Galileu divulgou as suas ideias nesta área. Também conseguiu aperfeiçoar o telescópio construindo o aparelho mais avançado até então. Graças a ele conseguiu observar o Universo de uma forma jamais vista. Com as suas observações descobriu uma lua do planeta Júpiter, verificou que existiam crateras e montanhas na Lua, percebeu as manchas solares e as fases de Vénus. Foi através das suas observações que começou a pôr em dúvida a teoria de que a Terra é o centro do Universo. Galileu mostrou-se favorável à teoria heliocêntrica de Copérnico, embora de início de forma velada.
Mais tarde, Galileu aperfeiçoou uma luneta inventada por Hans Lipperhey e conseguiu desenvolver um telescópio cerca de três vezes mais potente do que o primeiro. Em menos de um ano, construiu outro aproximadamente trinta vezes melhor. Apontando o seu telescópio para o céu, Galileu notou em 1610 que a Via Láctea consistia num conjunto de estrelas. Avistou quatro luas circundando Júpiter. Esta descoberta teve um impacto muito forte porque atingiu em cheio os defensores do geocentrismo, que afirmavam que qualquer objecto do espaço girava somente em torno da Terra. Foi neste mesmo ano que Galileu publicou um livro chamado O Mensageiro Estelar (Sidereus Nuncius), uma das obras mais relevantes da Astronomia.
Continuou a dedicar-se à telescopia. A sua descoberta das fases de Vénus confirmou que esse planeta se move em torno do Sol, confirmando a teoria de Copérnico. Também notou que havia estrelas fixas no céu.
Porém, foi em 1613, na sua obra intitulada “Carta sobre manchas solares", que Galileu se pôs abertamente a favor da teoria do Universo heliocêntrico. A Igreja Católica começou por elogiar as descobertas do astrónomo, discordando apenas das interpretações dadas. As suas ideias foram, porém, depois duramente criticadas e Galileu ficou na mira da Inquisição. Foi só em 1616, quando Galileu publicou uma obra sobre a existência das marés e tentou provar que a Terra se move no espaço, que teve de se explicar perante a Igreja. Foi acusado de ensinar “má ciência” e advertido de que a teoria heliocêntrica deveria ser ensinada apenas como uma hipótese por ser contrária ao que a Bíblia propunha.
Ainda na Astronomia, Galileu fez estudos sobre os cometas. Mas o ápice de sua obra astronómica ocorreu com a publicação de Diálogo sobre os dois máximos sistemas de mundo, na qual Galileu criticou abertamente as ideias aristotélicas, para já não dizer que o escreveu em italiano para que o público fosse acrescido. Foi condenado à prisão perpétua pela Inquisição e forçado a renunciar às ideias de Copérnico. Entretanto, permaneceu em prisão domiciliária, onde o deixaram continuar a sua obra. Mas ela foi decerto prejudicada pela repressão que sofreu da Igreja. Galileu faleceu em 1642.
No último século, a Igreja reconsiderou a condenação de Galileu, tendo afirmado que foram erradas as suas conclusões. Foram publicados todos os seus documentos relevantes que haviam sido confiscados.
Bianca de Quadros Cerbaro
Referências:
[1] RICHTMYER; KENNARD; LAURITSEN. Introduction to Modern Physics, Editora McGraw-Hill, 1995.
[2] http://pt.wikipedia.org/wiki/Galileu_Galilei Acesso em 12 de março de 2011.
[3] http://www.suapesquisa.com/biografias/galileu/ Acesso em 12 de março de 2011.
GALILEO AND THE COPERNICAN SYSTEM
0In the sixteen century a new way of conceiving science arised and spreaded through Europe: the beginning of this new period is identified with the publication of Copernicus’s book De Revolutionibus in 1543.
One of the main protagonists of this important stage of modern science is Galileo Galilei (1564-1642) as he put great effort to promote new theories based on experimentation and observation instead of accepting the old Aristotelian ideas. Before 1609 he focused prevalently on mechanics where he made major accomplishments. A turning point in Galileo’s life came when he received news about a Dutch instrument capable of making objects look bigger and nearer. He did not have the possibility to examine it directly but probably had some hints about the fact that it used a convex and a concave lens: using what his knowledge on dioptric he set to work and succeeded in reproducing the instrument with two lenses that were both flat on one side but one concave and the other convex on the other side. Then he put a lot of effort to try to improve it and, in 1610, obtained an instrument that would bring objects 30 times nearer. He showed it to the Signoria in Venezia obtaining grate praise. He reported that many nobles wanted to climb several steps to get to the top of the highest tower to see ships appearing in his “glass” (telescope) two hours before they were visible to the naked eye.
Galileo used his “glass” to look at the sky and made an incredible discovery: the Moon was not a perfect sphere, but had mountains and craters, just like the Earth. That was in contrast with the accepted model according to which the Moon and the skies were made of perfect crystal, in contrast with the Earth, which was corruptible and imperfect. Again he looked through the telescope and found four moons orbiting around Jupiter, a fact which was in strong contrast with Aristotle’s system, in which everything in the sky should rotate around the Earth. Observing Saturn he found it had a slightly different shape, though he could not distinguish it was a flat ring. He was among the first to observe solar spots and seeing their motion understood that the Sun rotates. The telescope also showes in all parts of the sky minute stars that were not visible with the naked eye. Basically all the discoveries that could be done with an instrument of such a resolution were made around 1610 by Galileo and a few others, while, for further achievements, such as the clear observation of Saturn’s rings, a more advanced kind of telescope was needed, with two or more convex lenses.
Actually, Galileo was not the first to look at the Moon through a telescope: the English mathematician Thomas Harriot had done it (probably using a less refined instrument) one year before, but did not publish his results, thus not being recognized the credit.
In 1610 Galileo published a book with the result of his observation, the Sidereus Nuncius; in the following years he dedicated himself to defending his discoveries and the Copernican system and promoting a new conception of science based on experimentation and rational reasoning.
In 1632 Galileo publishes the Dialog Concerning the Two Chief World Systems, a work of fundamental importance for popularizing the Copernican system from a scientific but also a philosophical point of view: structured as a dialog between one supporter of the Aristotle’s system and one supporter of the Copernicus’s system, the book shows how the latter could fit a conception of the world that was rational and based on mathematics. To do this he exposes his theories in mechanics and applies them to solve those inconsistencies that many scholars, learned in Aristotle’s mechanics, would use as arguments against the heliocentric system. Galileo had no doubt that the laws of motion that proved themselves correct for bodies on Earth were the same that ruled celestial mechanics. He introduced the concept of indistinguishability between real and perceived motion: as well as a mariner in the cabin of a ship sailing on a perfectly calm sea cannot perceive the motion on water and the result of any action (like throwing a ball) will be the same as if he were on firm land, the same happens to us on the Earth, not perceiving its motion. One failure of Galileo was that, while discussing this, he did not analyze the importance of the trajectories (circular or linear) and did not recognize that circular motion requires accelerations and therefore forces.
Galileo did not go any further in the analysis Copernicus had made and did not bother to find an explanation on how exactly the planets move in the sky and why they move, and admitted that the movement of celestial bodies is perfectly circular, because only this type of motion could be preserved without any alteration; this theory was incompatible with observations but, as he says in many parts of the book, Galileo distrusted the accuracy of astronomical measurements.
Galileo’s purpose was not to explain the irregular movement of planets that troubled astronomers for ages: it was instead to promote the idea that Aristotle was not right using the power of rational arguments.
In 1633 he was summoned to Rome where he was put under trial for the content of the Dialogo: he was forced to repent and abjure and was condemned to live in isolation in his house near Florence, where he spent the latter years of his life. The Dialogo was during many years inscribed in the Index (list of forbidden books).
Caterina Umiltà
One of the main protagonists of this important stage of modern science is Galileo Galilei (1564-1642) as he put great effort to promote new theories based on experimentation and observation instead of accepting the old Aristotelian ideas. Before 1609 he focused prevalently on mechanics where he made major accomplishments. A turning point in Galileo’s life came when he received news about a Dutch instrument capable of making objects look bigger and nearer. He did not have the possibility to examine it directly but probably had some hints about the fact that it used a convex and a concave lens: using what his knowledge on dioptric he set to work and succeeded in reproducing the instrument with two lenses that were both flat on one side but one concave and the other convex on the other side. Then he put a lot of effort to try to improve it and, in 1610, obtained an instrument that would bring objects 30 times nearer. He showed it to the Signoria in Venezia obtaining grate praise. He reported that many nobles wanted to climb several steps to get to the top of the highest tower to see ships appearing in his “glass” (telescope) two hours before they were visible to the naked eye.
Galileo used his “glass” to look at the sky and made an incredible discovery: the Moon was not a perfect sphere, but had mountains and craters, just like the Earth. That was in contrast with the accepted model according to which the Moon and the skies were made of perfect crystal, in contrast with the Earth, which was corruptible and imperfect. Again he looked through the telescope and found four moons orbiting around Jupiter, a fact which was in strong contrast with Aristotle’s system, in which everything in the sky should rotate around the Earth. Observing Saturn he found it had a slightly different shape, though he could not distinguish it was a flat ring. He was among the first to observe solar spots and seeing their motion understood that the Sun rotates. The telescope also showes in all parts of the sky minute stars that were not visible with the naked eye. Basically all the discoveries that could be done with an instrument of such a resolution were made around 1610 by Galileo and a few others, while, for further achievements, such as the clear observation of Saturn’s rings, a more advanced kind of telescope was needed, with two or more convex lenses.
Actually, Galileo was not the first to look at the Moon through a telescope: the English mathematician Thomas Harriot had done it (probably using a less refined instrument) one year before, but did not publish his results, thus not being recognized the credit.
In 1610 Galileo published a book with the result of his observation, the Sidereus Nuncius; in the following years he dedicated himself to defending his discoveries and the Copernican system and promoting a new conception of science based on experimentation and rational reasoning.
In 1632 Galileo publishes the Dialog Concerning the Two Chief World Systems, a work of fundamental importance for popularizing the Copernican system from a scientific but also a philosophical point of view: structured as a dialog between one supporter of the Aristotle’s system and one supporter of the Copernicus’s system, the book shows how the latter could fit a conception of the world that was rational and based on mathematics. To do this he exposes his theories in mechanics and applies them to solve those inconsistencies that many scholars, learned in Aristotle’s mechanics, would use as arguments against the heliocentric system. Galileo had no doubt that the laws of motion that proved themselves correct for bodies on Earth were the same that ruled celestial mechanics. He introduced the concept of indistinguishability between real and perceived motion: as well as a mariner in the cabin of a ship sailing on a perfectly calm sea cannot perceive the motion on water and the result of any action (like throwing a ball) will be the same as if he were on firm land, the same happens to us on the Earth, not perceiving its motion. One failure of Galileo was that, while discussing this, he did not analyze the importance of the trajectories (circular or linear) and did not recognize that circular motion requires accelerations and therefore forces.
Galileo did not go any further in the analysis Copernicus had made and did not bother to find an explanation on how exactly the planets move in the sky and why they move, and admitted that the movement of celestial bodies is perfectly circular, because only this type of motion could be preserved without any alteration; this theory was incompatible with observations but, as he says in many parts of the book, Galileo distrusted the accuracy of astronomical measurements.
Galileo’s purpose was not to explain the irregular movement of planets that troubled astronomers for ages: it was instead to promote the idea that Aristotle was not right using the power of rational arguments.
In 1633 he was summoned to Rome where he was put under trial for the content of the Dialogo: he was forced to repent and abjure and was condemned to live in isolation in his house near Florence, where he spent the latter years of his life. The Dialogo was during many years inscribed in the Index (list of forbidden books).
Caterina Umiltà
Tycho Brahe
Tycho Brahe (1546-1601), foi um astrónomo, astrólogo, e alquimista dinamarquês, que também trabalhou na área da metereologia, sendo muitas considerado o primeiro observador astrónomo moderno. Defi niu novos padrões para medidas precisas e objectivas, e o seu primeiro observatório em Hven foi, de várias formas, a primeira instituição moderna de pesquisa. No entanto, todas as suas observações foram efectuadas a olho nu, dado que ainda não havia sido inventado o telescópio.
A 11 de Novembro de 1572 Tycho observou uma estrela muito brilhante, hoje conhecida por SN 1572, que surgiu inesperadamente na constelação Cassiopeia. Como, desde a Antiguidade, se acreditava na imutabilidade celeste, outros observadores diziam que o fenómeno se tinha dado na esfera terrestre abaixo da lua. Mas Tycho observou que este objecto não mudava a sua posição em relação às estrelas fixas, o que sugeria que não se tratava de um planeta, mas sim de uma estrela fixa na esfera estelar, situada mais além do que todos os planetas. Em 1573 publicou o livro De nova stella, cunhando a expressão "nova" para uma estrela desse tipo. Esta descoberta foi decisiva para a sua escolha de carreira como astrónomo.
Tycho fez observações de um cometa em 1577. Ao medir a sua paralaxe, foi capaz de provar que o cometa estava mais distante que a lua, contradizendo novamente os ensinamentos de Aristóteles, que afi rmava que os cometas eram fenómenos atmosféricos. Acreditava num modelo geo-heliocêntrico, no qual as órbitas do Sol e da Lua eram à volta da Terra, e as dos outros planetas à volta do sol. Defendia o geocentrismo argumentando que a Terra era demasiado lenta para estar continuamente em movimento, e que se, de facto, se movesse poder-se-ia observar uma paralaxe estelar a cada meio ano. Esta paralaxe existe, de facto, mas é tão pequena que só foi detectada na década de 1830. Apesar deste modelo ser também conhecido por Tichónico, Tycho não foi o primeiro a propô-lo, tendo apenas feito pequenas alterações relativamente a modelos anteriores.
Tycho, juntamente com Kepler, re novou a teoria lunar ptolomaica, mas não corrigiu o seu defeito principal de não ter em conta as variações da sua distância (principalmente as mensais), do seu diâmetro, e da paralaxe. O seu trabalho adicionou, no entanto, três aspectos fundamentais:
1. Os nodos e a inclinação dos planos da órbita lunar aparentam um período de oscilação de um mês (Tycho) ou semi-anual (Kepler)
2. A longitude lunar tem uma variação bi-mensal, deslocando-se mais depressa na lua nova e lua cheia, e mais lentamente nos quartos.
3. A equação anual, segundo o qual a Lua abranda em Janeiro e acelera em Julho.
Estes melhoramentos foram reconhecidos pelos seus sucessores imediatos.
Até 1592, Tycho havia produzido um catálogo de 777 estrelas, o primeiro novo catálogo conhecido no Ocidente desde a época de Ptolomeu. Mediu mais de 1000 posições de estrelas que foram publicadas nas Tabelas Rudol finas (por Kepler), e tinham uma precisão muito superior à das anteriores, da ordem de um minuto de arco. Embora as observações dos seus registos sejam mais precisas, entre 32,3" e 48,8", erros sistemáticos até 3' eram introduzidos em algumas posições publicadas no seu catálogo, devido ao uso de valores antigos e errados de paralaxe, e por ignorar a refracção da estrela polar. Os erros de transcrição eram, por vezes, da ordem dos graus.
Devido à refracção atmosférica, objectos celestes observados perto da linha do horizonte e acima aparentam ter uma altitude superior à real, e uma das inovações mais importantes de Tycho foi a criação e publicação de tabelas para a correcção sistemática desta possível fonte de erro. Mas por muito avançadas que fossem, não continham informação para a refracção solar acima de 45º de altitude, nem para outras estrelas acima de 20º.
A sua precisão acrescida é atribuída ao tamanho dos seus instrumentos, ao seu cuidado no desenho e construção dos mesmos, e ao seu programa de observações cuidadosamente planeado. Tycho verificava constantemente os seus instrumentos, comparando-os entre si.
Embora o seu modelo planetário tenha sido desacreditado, as suas observações astronómicas foram uma contribuição essencial para a Revolução Científica. Após a sua morte, os registos do movimento de Marte forneceram provas a favor da descoberta da elipse (reconhecida por Kepler) e contribuíram decisivamente para a formulação das leis do movimento planetário de Kepler.
Raimundo Martins
A 11 de Novembro de 1572 Tycho observou uma estrela muito brilhante, hoje conhecida por SN 1572, que surgiu inesperadamente na constelação Cassiopeia. Como, desde a Antiguidade, se acreditava na imutabilidade celeste, outros observadores diziam que o fenómeno se tinha dado na esfera terrestre abaixo da lua. Mas Tycho observou que este objecto não mudava a sua posição em relação às estrelas fixas, o que sugeria que não se tratava de um planeta, mas sim de uma estrela fixa na esfera estelar, situada mais além do que todos os planetas. Em 1573 publicou o livro De nova stella, cunhando a expressão "nova" para uma estrela desse tipo. Esta descoberta foi decisiva para a sua escolha de carreira como astrónomo.
Tycho fez observações de um cometa em 1577. Ao medir a sua paralaxe, foi capaz de provar que o cometa estava mais distante que a lua, contradizendo novamente os ensinamentos de Aristóteles, que afi rmava que os cometas eram fenómenos atmosféricos. Acreditava num modelo geo-heliocêntrico, no qual as órbitas do Sol e da Lua eram à volta da Terra, e as dos outros planetas à volta do sol. Defendia o geocentrismo argumentando que a Terra era demasiado lenta para estar continuamente em movimento, e que se, de facto, se movesse poder-se-ia observar uma paralaxe estelar a cada meio ano. Esta paralaxe existe, de facto, mas é tão pequena que só foi detectada na década de 1830. Apesar deste modelo ser também conhecido por Tichónico, Tycho não foi o primeiro a propô-lo, tendo apenas feito pequenas alterações relativamente a modelos anteriores.
Tycho, juntamente com Kepler, re novou a teoria lunar ptolomaica, mas não corrigiu o seu defeito principal de não ter em conta as variações da sua distância (principalmente as mensais), do seu diâmetro, e da paralaxe. O seu trabalho adicionou, no entanto, três aspectos fundamentais:
1. Os nodos e a inclinação dos planos da órbita lunar aparentam um período de oscilação de um mês (Tycho) ou semi-anual (Kepler)
2. A longitude lunar tem uma variação bi-mensal, deslocando-se mais depressa na lua nova e lua cheia, e mais lentamente nos quartos.
3. A equação anual, segundo o qual a Lua abranda em Janeiro e acelera em Julho.
Estes melhoramentos foram reconhecidos pelos seus sucessores imediatos.
Até 1592, Tycho havia produzido um catálogo de 777 estrelas, o primeiro novo catálogo conhecido no Ocidente desde a época de Ptolomeu. Mediu mais de 1000 posições de estrelas que foram publicadas nas Tabelas Rudol finas (por Kepler), e tinham uma precisão muito superior à das anteriores, da ordem de um minuto de arco. Embora as observações dos seus registos sejam mais precisas, entre 32,3" e 48,8", erros sistemáticos até 3' eram introduzidos em algumas posições publicadas no seu catálogo, devido ao uso de valores antigos e errados de paralaxe, e por ignorar a refracção da estrela polar. Os erros de transcrição eram, por vezes, da ordem dos graus.
Devido à refracção atmosférica, objectos celestes observados perto da linha do horizonte e acima aparentam ter uma altitude superior à real, e uma das inovações mais importantes de Tycho foi a criação e publicação de tabelas para a correcção sistemática desta possível fonte de erro. Mas por muito avançadas que fossem, não continham informação para a refracção solar acima de 45º de altitude, nem para outras estrelas acima de 20º.
A sua precisão acrescida é atribuída ao tamanho dos seus instrumentos, ao seu cuidado no desenho e construção dos mesmos, e ao seu programa de observações cuidadosamente planeado. Tycho verificava constantemente os seus instrumentos, comparando-os entre si.
Embora o seu modelo planetário tenha sido desacreditado, as suas observações astronómicas foram uma contribuição essencial para a Revolução Científica. Após a sua morte, os registos do movimento de Marte forneceram provas a favor da descoberta da elipse (reconhecida por Kepler) e contribuíram decisivamente para a formulação das leis do movimento planetário de Kepler.
Raimundo Martins
Tycho Brahe
Tycho Brahe, nascido em 1546, foi um astrónomo, astrólogo e alquimista proveniente da nobreza da Dinamarca. Aos 12 anos ingressou na Universidade de Copenhaga, para estudar Direito. O seu fascínio pela astronomia surgiu aos 14 anos, ao ver um eclipse solar e, principalmente, por ele ter sido previsto. Comprou e analisou várias obras, efemérides e tabelas astronómicas. Pôde observar aos 17 anos um momento raro em que Júpiter e Saturno passaram um pelo outro, evento que fora previsto com o erro de um mês pelas tabelas de Ptolomeu, revistas por uma equipa espanhola, e de vários dias pelas tabelas de Copérnico. Revoltou-o perceber que, para cada fenómeno, cada astrónomo tinha uma medida diferente e que bastaria realizar estudos precisos das posições dos planetas durante um longo período de tempo, noite após noite, para evitar estas e outras discrepâncias. Decidiu que o seu objectivo de vida seria empreendê-los.
Na Alemanha encontrou alguns astrónomos amadores que convenceu da necessidade de rigor e dedicação para fazer progredir a astronomia, conseguindo levá-los a construir um quadrante, graduado em minutos, com mais de 5,5 m de raio, com o qual começou as suas observações. Depois de voltar à Dinamarca, avistou em 1572 avistou ma nova estrela, que brilhava mais que Vénus e era visível mesmo de dia. Tentando medir-lhe a paralaxe com um novo e enorme sextante, Tycho Brahe confirmou que se tratava de uma estrela do firmamento e não apenas de um fenómeno atmosférico.
A questão era que os ensinamentos bíblicos e aristotélicos afirmavam que, para além da órbita lunar, não ocorria nenhuma mudança, permanecendo as estrelas fixas imutáveis desde o dia da criação. Tycho publicou o seu estudo pormenorizado desta "nova estrela" - sabemos hoje ser uma supernova, que passados 18 messes se extinguiu - e foi após este evento que se tornou um astrónomo de renome. À passagem de um cometa, provou, pelo método da paralaxe, que se tratava de um outro objecto a mover-se para lá da Lua e, além disso, a sua órbita claramente que não era circular, um requisito aristotélico para todos os corpos celestes.
Não havia equipamentos mais avançados do que os seus, nem astrónomo que lhe fizesse frente na precisão das medições. Tycho Brahe visitou vários astrónomos no estrangeiro. O rei dinamarquês, temendo que o seu melhor astrólogo saísse do país, ofereceu-lhe uma ilha, escravos e fundos avultados para construir o seu próprio observatório e residência. O observatório dfe Tycho era realmente grandioso, com um sem fim de instrumentos, servos e relógios - para que o instante das medições fosse tão preciso quanto possível com a tecnologia ao dispor na época. O número de pessoas envolvidas permitia que o mesmo evento fosse medido quatro vezes simultâneamente, minimizando em muito a margem de erro. Mas, quando o rei foi sucedido pelo seu filho, o financiamento de Tycho foi reduzido e ele abandonou a ilha, aborrecido, levando com ele a maior parte do seu equipamento, que estava preparado para ser desmontado e transportado. Viajou por várias cidades alemãs até se instalar em Praga, onde o rei lhe concedeu financiamento e um castelo, mas optou por se mudar para um outro local mais apropriado para as suas observações. Foi aqui que conheceu Johannes Kepler, que empregou como seu assistente, um ano antes de falecer.
Tycho procurou com o melhor das suas capacidades medir a paralaxe das estrelas do céu e o facto de não o conseguir levou-o a concluir que ou as estrelas se encontram tão longe da Terra que a sua paralaxe é demasiado pequena para ser detectada, ou a Terra se encontra imóvel no centro do Universo. Não crendo que as estrelas estivessem tão distantes quanto seria necessário para não ser possível medir paralaxe, concluiu que a segunda hipótese era a correcta. Propôs um modelo do sistema solar geo-heliocêntrico em 1587: um fundo de estrelas fixas a a Terra imóvel no centro do Universo, à volta da qual giravam a Lua e o Sol giravam, girando os restantes planetas em torno do Sol. Isto explicava não só o facto de as estrelas não possuírem paralaxe, o que está de acordo com Ptolomeu, mas também as suas observações da órbita de Marte em torno do Sol, característica do modelo heliocêntrico de Copérnico publicado três anos antes do seu nascimento, mas sem a desvantagem deste da previsão incorrecta das órbitas planetárias - por serem julgadas circulares. Já tinham sido apresentados outros modelos geo-heliocêntricos, desde o tempo de Heráclitos, mas com ligeiras diferenças - a Terra rodava em torno de si própria ou os planetas telúricos giravam em torno da Terra e apenas Júpiter e Saturno à volta do Sol. Este modelo encontrou apoiantes no século XVII, entre todos os que negavam o heliocentrismo, mas admitia-se já que a Terra possuía movimento de rotação, evidenciado pela descoberta de variações sazonais das posições das manchas solares. Acabou, no entanto, de ser substituído pelo heliocentrismo antes de se tornar demasiado popular.
As tabelas de Tycho catalogam centenas de estrelas com uma precisão da ordem do minuto de arco, um feito insuperável no tempo em que ainda ninguém apontara um telescópio para o céu. Foi graças às medições que guardara com avareza durante vida, que Kepler, tendo-lhes acesso após a sua morte em 1601, enunciou as chamadas leis de Kepler. A sua desconcertante conclusão de que as órbitas são elípticas em vez de circulares foi baseada nos dados pormenorizados que Tycho Brahe compilara sobre a órbita de Marte quando tentava realizar observações que apoiassem o seu modelo do sistema solar.
Natacha Violante Gomes Leite
Referências:
- http://en.wikipedia.org/wiki/Tycho_Brahe
- http://pt.wikipedia.org/wiki/Tycho_Brahe
- http://galileoandeinstein.physics.virginia.edulectures/tychob.html
- http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/history/brahe.html
Na Alemanha encontrou alguns astrónomos amadores que convenceu da necessidade de rigor e dedicação para fazer progredir a astronomia, conseguindo levá-los a construir um quadrante, graduado em minutos, com mais de 5,5 m de raio, com o qual começou as suas observações. Depois de voltar à Dinamarca, avistou em 1572 avistou ma nova estrela, que brilhava mais que Vénus e era visível mesmo de dia. Tentando medir-lhe a paralaxe com um novo e enorme sextante, Tycho Brahe confirmou que se tratava de uma estrela do firmamento e não apenas de um fenómeno atmosférico.
A questão era que os ensinamentos bíblicos e aristotélicos afirmavam que, para além da órbita lunar, não ocorria nenhuma mudança, permanecendo as estrelas fixas imutáveis desde o dia da criação. Tycho publicou o seu estudo pormenorizado desta "nova estrela" - sabemos hoje ser uma supernova, que passados 18 messes se extinguiu - e foi após este evento que se tornou um astrónomo de renome. À passagem de um cometa, provou, pelo método da paralaxe, que se tratava de um outro objecto a mover-se para lá da Lua e, além disso, a sua órbita claramente que não era circular, um requisito aristotélico para todos os corpos celestes.
Não havia equipamentos mais avançados do que os seus, nem astrónomo que lhe fizesse frente na precisão das medições. Tycho Brahe visitou vários astrónomos no estrangeiro. O rei dinamarquês, temendo que o seu melhor astrólogo saísse do país, ofereceu-lhe uma ilha, escravos e fundos avultados para construir o seu próprio observatório e residência. O observatório dfe Tycho era realmente grandioso, com um sem fim de instrumentos, servos e relógios - para que o instante das medições fosse tão preciso quanto possível com a tecnologia ao dispor na época. O número de pessoas envolvidas permitia que o mesmo evento fosse medido quatro vezes simultâneamente, minimizando em muito a margem de erro. Mas, quando o rei foi sucedido pelo seu filho, o financiamento de Tycho foi reduzido e ele abandonou a ilha, aborrecido, levando com ele a maior parte do seu equipamento, que estava preparado para ser desmontado e transportado. Viajou por várias cidades alemãs até se instalar em Praga, onde o rei lhe concedeu financiamento e um castelo, mas optou por se mudar para um outro local mais apropriado para as suas observações. Foi aqui que conheceu Johannes Kepler, que empregou como seu assistente, um ano antes de falecer.
Tycho procurou com o melhor das suas capacidades medir a paralaxe das estrelas do céu e o facto de não o conseguir levou-o a concluir que ou as estrelas se encontram tão longe da Terra que a sua paralaxe é demasiado pequena para ser detectada, ou a Terra se encontra imóvel no centro do Universo. Não crendo que as estrelas estivessem tão distantes quanto seria necessário para não ser possível medir paralaxe, concluiu que a segunda hipótese era a correcta. Propôs um modelo do sistema solar geo-heliocêntrico em 1587: um fundo de estrelas fixas a a Terra imóvel no centro do Universo, à volta da qual giravam a Lua e o Sol giravam, girando os restantes planetas em torno do Sol. Isto explicava não só o facto de as estrelas não possuírem paralaxe, o que está de acordo com Ptolomeu, mas também as suas observações da órbita de Marte em torno do Sol, característica do modelo heliocêntrico de Copérnico publicado três anos antes do seu nascimento, mas sem a desvantagem deste da previsão incorrecta das órbitas planetárias - por serem julgadas circulares. Já tinham sido apresentados outros modelos geo-heliocêntricos, desde o tempo de Heráclitos, mas com ligeiras diferenças - a Terra rodava em torno de si própria ou os planetas telúricos giravam em torno da Terra e apenas Júpiter e Saturno à volta do Sol. Este modelo encontrou apoiantes no século XVII, entre todos os que negavam o heliocentrismo, mas admitia-se já que a Terra possuía movimento de rotação, evidenciado pela descoberta de variações sazonais das posições das manchas solares. Acabou, no entanto, de ser substituído pelo heliocentrismo antes de se tornar demasiado popular.
As tabelas de Tycho catalogam centenas de estrelas com uma precisão da ordem do minuto de arco, um feito insuperável no tempo em que ainda ninguém apontara um telescópio para o céu. Foi graças às medições que guardara com avareza durante vida, que Kepler, tendo-lhes acesso após a sua morte em 1601, enunciou as chamadas leis de Kepler. A sua desconcertante conclusão de que as órbitas são elípticas em vez de circulares foi baseada nos dados pormenorizados que Tycho Brahe compilara sobre a órbita de Marte quando tentava realizar observações que apoiassem o seu modelo do sistema solar.
Natacha Violante Gomes Leite
Referências:
- http://en.wikipedia.org/wiki/Tycho_Brahe
- http://pt.wikipedia.org/wiki/Tycho_Brahe
- http://galileoandeinstein.physics.virginia.edulectures/tychob.html
- http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/history/brahe.html
Nicolau Copérnico
Nicolau Copérnico (1473-1543) foi astrônomo e matemático polaco. Originário de uma família rica, teve a oportunidade de estudar desenho e matemática na Universidade de Cracóvia e grego, astronomia, medicina e direito na Universidade de Bolonha. Entro outros ofícios, exerceu a função de médico. O seu interesse principal foi, no entanto, a astronomia. Copérnico foi cónego da Igreja Católica, apesar de os seus estudos contradizerem as ideias desta na época.
Nicolau Copérnico foi um cientista verdadeiramente notável. A sua teoria heliocêntrica é uma das mais importantes hipóteses científicas alguma vez formuladas, além de ser considerada o início da astronomia moderna. Essa nova teoria sobre o Universo foi publicada no livro De Revolutionibus Orbium Coelestium, em 1543, o ano do seu falecimento. Aparentemente, a teoria parece ter sido resultado de uma longa reflexão a respeito das dificuldades encontradas pela teoria astronómica então vigente. Baseado no facto de que a Terra é um planeta tal como os outros e que se move em uma órbita ao redor do sol, Copérnico propôs que o pensamento matemático e filosófico poderia ser melhorado se se admitisse o Sol no centro. Além disso, considerou o movimento dos planetas eterno e circular, podendo ser considerado como a junção de vários círculos. Também definiu os planetas que se localizam perto da Terra: Mercúrio, Vénus, Marte, Júpiter e Saturno. Observou que a Terra possui três movimentos, um relacionado com a translação, outro com a rotação, e um último que a inclina em relação ao seu próprio eixo. Copérnico afirmou que o Universo é finito e tem uma forma esférica.
Foi com esse livro que se iniciou uma mudança na visão do Universo, em desfavor do sistema antigo (geocêntrico). Com a sua nova teoria, Copérnico conseguia explicar os equinócios, as estações do ano e o movimento retrógrado aparente dos outros planetas vistos da Terra. Disse que a rotação da Terra sobre o seu próprio eixo causa o movimento aparente do Sol todos os dias, bem como o movimento da Lua. Afirmou, ainda, que as estrelas estão localizadas a uma distância muito grande para que o movimento da Terra afecte a posição aparente delas, sendo que essa distância é muito maior do que a distância da Terra ao Sol.
Na verdade, a teoria de Copérnico deixou muito a desejar nalguns aspectos quantitativos, já que Copérnico dispunha de pouca evidência observacional própria. No entanto, as suas ideias principais estavam correctas. Após a publicação da obra, poucos astrónomos ficaram convencidos a respeito do novo sistema e não houve muito impacto na Igreja. No entanto, a teoria ficou conhecida no mundo científico e passou a influenciar vários cientistas, incluindo, passadas algumas décadas, alguns nomes famosos como Galileu Galilei, Johannes Kepler e Isaac Newton. Naquela época, a teoria geocêntrica, segundo a qual a Terra é o centro do Universo, era amplamente aceita, devido ao papel da Igreja Católica. Mesmo assim, Copérnico não teve problemas com essa instituição, tendo até alguns clérigos chegado a louvar a nova teoria. Foi só bastante mais tarde, quando Galileu resolveu provar e aprimorar a teoria de Copérnico, com observações incontestáveis, é que se verificou uma grande resistência da Igreja. A teoria só foi removida da “lista negra” dos livros proibidos em 1835, mais de dois séculos depois de ter sido publicada.
Nicolau Copérnico faleceu em 1543, aos 67 anos, após uma imensurável contribuição ao avanço da astronomia.
Bianca de Quadros Cerbaro
Referências:
- RICHTMYER, F.K, KENNARD E.H., LAURITSEN, T. Introduction to Modern Physics, 5.ª edição, 1955. Pg 9-12.
- http://educacao.uol.com.br/biografias/ult1789u328.jhtm Acesso em 06 de março de 2011.
- http://pt.wikipedia.org/wiki/Nicolau_Cop%C3%A9rnico#Cronologia Acesso em: 06 de março de 2011.
Nicolau Copérnico foi um cientista verdadeiramente notável. A sua teoria heliocêntrica é uma das mais importantes hipóteses científicas alguma vez formuladas, além de ser considerada o início da astronomia moderna. Essa nova teoria sobre o Universo foi publicada no livro De Revolutionibus Orbium Coelestium, em 1543, o ano do seu falecimento. Aparentemente, a teoria parece ter sido resultado de uma longa reflexão a respeito das dificuldades encontradas pela teoria astronómica então vigente. Baseado no facto de que a Terra é um planeta tal como os outros e que se move em uma órbita ao redor do sol, Copérnico propôs que o pensamento matemático e filosófico poderia ser melhorado se se admitisse o Sol no centro. Além disso, considerou o movimento dos planetas eterno e circular, podendo ser considerado como a junção de vários círculos. Também definiu os planetas que se localizam perto da Terra: Mercúrio, Vénus, Marte, Júpiter e Saturno. Observou que a Terra possui três movimentos, um relacionado com a translação, outro com a rotação, e um último que a inclina em relação ao seu próprio eixo. Copérnico afirmou que o Universo é finito e tem uma forma esférica.
Foi com esse livro que se iniciou uma mudança na visão do Universo, em desfavor do sistema antigo (geocêntrico). Com a sua nova teoria, Copérnico conseguia explicar os equinócios, as estações do ano e o movimento retrógrado aparente dos outros planetas vistos da Terra. Disse que a rotação da Terra sobre o seu próprio eixo causa o movimento aparente do Sol todos os dias, bem como o movimento da Lua. Afirmou, ainda, que as estrelas estão localizadas a uma distância muito grande para que o movimento da Terra afecte a posição aparente delas, sendo que essa distância é muito maior do que a distância da Terra ao Sol.
Na verdade, a teoria de Copérnico deixou muito a desejar nalguns aspectos quantitativos, já que Copérnico dispunha de pouca evidência observacional própria. No entanto, as suas ideias principais estavam correctas. Após a publicação da obra, poucos astrónomos ficaram convencidos a respeito do novo sistema e não houve muito impacto na Igreja. No entanto, a teoria ficou conhecida no mundo científico e passou a influenciar vários cientistas, incluindo, passadas algumas décadas, alguns nomes famosos como Galileu Galilei, Johannes Kepler e Isaac Newton. Naquela época, a teoria geocêntrica, segundo a qual a Terra é o centro do Universo, era amplamente aceita, devido ao papel da Igreja Católica. Mesmo assim, Copérnico não teve problemas com essa instituição, tendo até alguns clérigos chegado a louvar a nova teoria. Foi só bastante mais tarde, quando Galileu resolveu provar e aprimorar a teoria de Copérnico, com observações incontestáveis, é que se verificou uma grande resistência da Igreja. A teoria só foi removida da “lista negra” dos livros proibidos em 1835, mais de dois séculos depois de ter sido publicada.
Nicolau Copérnico faleceu em 1543, aos 67 anos, após uma imensurável contribuição ao avanço da astronomia.
Bianca de Quadros Cerbaro
Referências:
- RICHTMYER, F.K, KENNARD E.H., LAURITSEN, T. Introduction to Modern Physics, 5.ª edição, 1955. Pg 9-12.
- http://educacao.uol.com.br/biografias/ult1789u328.jhtm Acesso em 06 de março de 2011.
- http://pt.wikipedia.org/wiki/Nicolau_Cop%C3%A9rnico#Cronologia Acesso em: 06 de março de 2011.
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