2.2: Astronomia antiga
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objetivos de aprendizagem
Ao final desta seção, você poderá:
- Descreva os primeiros exemplos de astronomia em todo o mundo
- Explique como os astrônomos gregos conseguiram deduzir que a Terra é esférica
- Explique como os astrônomos gregos conseguiram calcular o tamanho da Terra
- Descreva o movimento da Terra chamado precessão
- Descreva o sistema geocêntrico de movimento planetário de Ptolomeu
Vamos agora relembrar brevemente a história. Grande parte da civilização ocidental moderna é derivada, de uma forma ou de outra, das ideias dos antigos gregos e romanos, e isso também é verdade na astronomia. No entanto, muitas outras culturas antigas também desenvolveram sistemas sofisticados para observar e interpretar o céu.
Astronomia ao redor do mundo
Os antigos astrônomos babilônicos, assírios e egípcios sabiam a duração aproximada do ano. Os egípcios de 3000 anos atrás, por exemplo, adotaram um calendário baseado em um ano de 365 dias. Eles acompanharam cuidadosamente a época de ascensão da estrela brilhante Sirius no céu antes do amanhecer, que tem um ciclo anual que correspondeu à inundação do rio Nilo. Os chineses também tinham um calendário de trabalho; eles determinaram a duração do ano mais ou menos na mesma época que os egípcios. Os chineses também registraram cometas, meteoros brilhantes e manchas escuras no Sol. (Muitos tipos de objetos astronômicos foram introduzidos em Science and the Universe: A Brief Tour. Se você não estiver familiarizado com termos como cometas e meteoros, talvez queira revisar esse capítulo.) Mais tarde, os astrônomos chineses mantiveram registros cuidadosos de “estrelas convidadas” — aquelas que normalmente são muito fracas para serem vistas, mas de repente brilham para se tornarem visíveis a olho nu por algumas semanas ou meses. Ainda usamos alguns desses registros para estudar estrelas que explodiram há muito tempo.
A cultura maia no México e na América Central desenvolveu um calendário sofisticado baseado no planeta Vênus, e eles fizeram observações astronômicas de locais dedicados a esse propósito há mil anos. Os polinésios aprenderam a navegar pelas estrelas ao longo de centenas de quilômetros de mar aberto — uma habilidade que lhes permitiu colonizar novas ilhas distantes de onde começaram.
Na Grã-Bretanha, antes do uso generalizado da escrita, os povos antigos usavam pedras para acompanhar os movimentos do Sol e da Lua. Ainda encontramos alguns dos grandes círculos de pedra que eles construíram para esse fim, que datam de 2800 aC. O mais conhecido deles é Stonehenge, que é discutido na Terra, Lua e Céu.
Cosmologia grega e romana primitiva
Nosso conceito do cosmos — sua estrutura e origem básicas — é chamado de cosmologia, uma palavra com raízes gregas. Antes da invenção dos telescópios, os humanos precisavam depender da simples evidência de seus sentidos para obter uma imagem do universo. Os antigos desenvolveram cosmologias que combinavam sua visão direta dos céus com uma rica variedade de simbolismo filosófico e religioso.
Pelo menos 2000 anos antes de Colombo, pessoas educadas na região leste do Mediterrâneo sabiam que a Terra era redonda. A crença em uma Terra esférica pode ter surgido da época de Pitágoras, um filósofo e matemático que viveu há 2500 anos. Ele acreditava que círculos e esferas eram “formas perfeitas” e sugeriu que a Terra deveria, portanto, ser uma esfera. Como evidência de que os deuses gostavam de esferas, os gregos citaram o fato de que a Lua é uma esfera, usando evidências que descrevemos posteriormente.
Os escritos de Aristóteles (384—322 a.C.), tutor de Alexandre, o Grande, resumem muitas das ideias de sua época. Eles descrevem como a progressão das fases da Lua — sua aparente mudança de forma — resulta da nossa visão de diferentes partes do hemisfério iluminado pelo sol da Lua à medida que o mês passa (veja Terra, Lua e Céu). Aristóteles também sabia que o Sol deveria estar mais longe da Terra do que a Lua, porque ocasionalmente a Lua passava exatamente entre a Terra e o Sol e o escondia temporariamente da vista. Chamamos isso de eclipse solar.
Aristóteles citou argumentos convincentes de que a Terra deve ser redonda. O primeiro é o fato de que, quando a Lua entra ou emerge da sombra da Terra durante um eclipse da Lua, a forma da sombra vista na Lua é sempre redonda (Figura\(\PageIndex{1}\)). Somente um objeto esférico sempre produz uma sombra redonda. Se a Terra fosse um disco, por exemplo, haveria algumas ocasiões em que a luz do sol a atingiria de ponta e sua sombra na Lua seria uma linha.
Como segundo argumento, Aristóteles explicou que os viajantes que vão para o sul a uma distância significativa são capazes de observar estrelas que não são visíveis mais ao norte. E a altura da Estrela Polar — a estrela mais próxima do polo norte celestial — diminui à medida que um viajante se move para o sul. Em uma Terra plana, todos veriam as mesmas estrelas acima. A única explicação possível é que o viajante deve ter se movido sobre uma superfície curva na Terra, mostrando estrelas de um ângulo diferente. (Veja o Como sabemos que a Terra é redonda? recurso para mais ideias sobre como provar que a Terra é redonda.)
Um pensador grego, Aristarco de Samos (310—230 a.C.), chegou a sugerir que a Terra estava se movendo ao redor do Sol, mas Aristóteles e a maioria dos antigos estudiosos gregos rejeitaram essa ideia. Uma das razões para sua conclusão foi o pensamento de que, se a Terra se movesse em torno do Sol, eles estariam observando as estrelas de diferentes lugares ao longo da órbita da Terra. À medida que a Terra avançava, as estrelas próximas deveriam mudar suas posições no céu em relação às estrelas mais distantes. De forma semelhante, vemos objetos em primeiro plano parecerem se mover contra um fundo mais distante sempre que estamos em movimento. Quando andamos em um trem, as árvores em primeiro plano parecem mudar de posição em relação às colinas distantes à medida que o trem passa. Inconscientemente, usamos esse fenômeno o tempo todo para estimar as distâncias ao nosso redor.
A aparente mudança na direção de um objeto como resultado do movimento do observador é chamada de paralaxe. Chamamos a mudança na direção aparente de uma estrela devido ao movimento orbital da Terra de paralaxe estelar. Os gregos fizeram esforços dedicados para observar o paralaxe estelar, até mesmo contando com a ajuda de soldados gregos com a visão mais clara, mas sem sucesso. As estrelas mais brilhantes (e presumivelmente mais próximas) simplesmente não pareciam mudar quando os gregos as observaram na primavera e depois novamente no outono (quando a Terra está do lado oposto do Sol).
Isso significava que a Terra não estava se movendo ou que as estrelas tinham que estar tão distantes que a mudança de paralaxe fosse incomensuravelmente pequena. Um cosmos de tão grande extensão exigiu um salto de imaginação que a maioria dos filósofos antigos não estava preparada para criar, então eles recuaram para a segurança da visão centrada na Terra, que dominaria o pensamento ocidental por quase dois milênios.
COMO SABEMOS QUE A TERRA É REDONDA?
Além das duas maneiras (dos escritos de Aristóteles) discutidas neste capítulo, você também pode raciocinar da seguinte forma:
- Vamos ver um navio deixar seu porto e navegar para longe em um dia claro. Em uma Terra plana, veríamos a nave ficar cada vez menor à medida que se afasta. Mas isso não é o que realmente observamos. Em vez disso, os navios afundam abaixo do horizonte, com o casco desaparecendo primeiro e o mastro permanecendo visível por mais algum tempo. Eventualmente, apenas o topo do mastro pode ser visto enquanto o navio navega pela curvatura da Terra. Finalmente, o navio desaparece no horizonte.
- A Estação Espacial Internacional circunda a Terra uma vez a cada 90 minutos ou mais. Fotografias tiradas do ônibus espacial e de outros satélites mostram que a Terra é redonda sob todas as perspectivas.
- Suponha que você tenha feito um amigo em cada fuso horário da Terra. Você liga para todos eles na mesma hora e pergunta: “Onde está o sol?” Em uma Terra plana, cada chamador daria aproximadamente a mesma resposta. Mas em uma Terra redonda, você descobriria que, para alguns amigos, o Sol estaria alto no céu, enquanto para outros estaria nascendo, se pondo ou completamente fora de vista (e esse último grupo de amigos ficaria chateado com você por acordá-los).
Medição da Terra por Eratóstenes
Os gregos não só sabiam que a Terra era redonda, mas também eram capazes de medir seu tamanho. A primeira determinação bastante precisa do diâmetro da Terra foi feita em cerca de 200 a.C., por Eratóstenes (276—194 a.C.), um grego que vive em Alexandria, Egito. Seu método era geométrico, baseado em observações do Sol.
O Sol está tão distante de nós que todos os raios de luz que atingem nosso planeta se aproximam de nós em linhas essencialmente paralelas. Para ver o porquê, veja a Figura\(\PageIndex{2}\). Pegue uma fonte de luz perto da Terra — digamos, na posição A. Seus raios atingem diferentes partes da Terra ao longo de caminhos divergentes. De uma fonte de luz em B ou em C (que ainda está mais distante), o ângulo entre os raios que atingem partes opostas da Terra é menor. Quanto mais distante a fonte, menor o ângulo entre os raios. Para uma fonte infinitamente distante, os raios viajam ao longo de linhas paralelas.
É claro que o Sol não está infinitamente distante, mas dada sua distância de 150 milhões de quilômetros, os raios de luz que atingem a Terra de um ponto no Sol divergem uns dos outros por um ângulo pequeno demais para serem observados a olho nu. Como consequência, se as pessoas de toda a Terra que pudessem ver o Sol apontassem para ele, seus dedos, essencialmente, estariam todos paralelos um ao outro. (O mesmo vale para os planetas e estrelas — uma ideia que usaremos em nossa discussão sobre como os telescópios funcionam.)
Foi dito a Eratóstenes que no primeiro dia do verão em Syene, Egito (perto da moderna Assuã), a luz do sol atingiu o fundo de um poço vertical ao meio-dia. Isso indicava que o Sol estava diretamente sobre o poço, o que significa que Syene estava em uma linha direta do centro da Terra até o Sol. Na hora e data correspondentes em Alexandria, Eratóstenes observou a sombra que uma coluna fez e viu que o Sol não estava diretamente acima, mas estava um pouco ao sul do zênite, de modo que seus raios formavam um ângulo com a vertical igual a cerca de 1/50 de um círculo (7°). Como os raios solares que atingem as duas cidades são paralelos um ao outro, por que os dois raios não fariam o mesmo ângulo com a superfície da Terra? Eratóstenes argumentou que a curvatura da Terra redonda significava que “em linha reta” não era o mesmo nas duas cidades. E a medição do ângulo em Alexandria, ele percebeu, permitiu-lhe descobrir o tamanho da Terra. Alexandria, ele viu, deve estar 1/50 da circunferência da Terra ao norte de Syene (Figura\(\PageIndex{3}\)). Alexandria foi medida em 5000 estádios ao norte de Syene. (O estádio era uma unidade grega de comprimento, derivada do comprimento da pista de corrida em um estádio.) Eratóstenes descobriu, portanto, que a circunferência da Terra deve ser 50 × 5000, ou 250.000 estádios.
Não é possível avaliar com precisão a precisão da solução de Eratóstenes porque há dúvidas sobre qual dos vários tipos de estádios gregos ele usou como sua unidade de distância. Se fosse o estádio olímpico comum, seu resultado é cerca de 20% grande. De acordo com outra interpretação, ele usou um estádio igual a cerca de 1/6 quilômetro, caso em que seu valor estava dentro de 1% do valor correto de 40.000 quilômetros. Mesmo que sua medição não fosse exata, seu sucesso em medir o tamanho do nosso planeta usando apenas sombras, luz solar e o poder do pensamento humano foi uma das maiores conquistas intelectuais da história.
Hiparco e precessão
Talvez o maior astrônomo da antiguidade tenha sido Hiparco, nascido em Niceia, no que é a atual Turquia. Ele ergueu um observatório na ilha de Rodes por volta de 150 aC, quando a República Romana estava expandindo sua influência em toda a região do Mediterrâneo. Lá, ele mediu, com a maior precisão possível, as posições dos objetos no céu, compilando um catálogo pioneiro de estrelas com cerca de 850 entradas. Ele designou coordenadas celestes para cada estrela, especificando sua posição no céu, assim como especificamos a posição de um ponto na Terra fornecendo sua latitude e longitude.
Ele também dividiu as estrelas em magnitudes aparentes de acordo com seu brilho aparente. Ele chamou as mais brilhantes de “estrelas de primeira magnitude”; o próximo grupo mais brilhante, “estrelas de segunda magnitude”; e assim por diante. Esse sistema bastante arbitrário, de forma modificada, ainda permanece em uso hoje (embora seja cada vez menos útil para astrônomos profissionais).
Ao observar as estrelas e comparar seus dados com observações mais antigas, Hiparco fez uma de suas descobertas mais notáveis: a posição no céu do pólo norte celeste havia se alterado ao longo do século e meio anterior. Hiparco deduziu corretamente que isso havia acontecido não apenas durante o período coberto por suas observações, mas estava de fato acontecendo o tempo todo: a direção em torno da qual o céu parece girar muda lentamente, mas continuamente. Lembre-se da seção sobre os pólos celestes e o equador celeste que o pólo norte celeste é apenas a projeção do Pólo Norte da Terra no céu. Se o pólo norte celeste estiver oscilando, então a própria Terra deve estar oscilando. Hoje, entendemos que a direção na qual o eixo da Terra aponta realmente muda lentamente, mas regularmente — um movimento que chamamos de precessão. Se você já assistiu a oscilação de um pião, observou um tipo semelhante de movimento. O eixo do topo descreve um caminho em forma de cone, enquanto a gravidade da Terra tenta derrubá-lo (Figura\(\PageIndex{4}\)).
Como nosso planeta não é uma esfera exata, mas se projeta um pouco no equador, as puxões do Sol e da Lua fazem com que ele oscile como um topo. São necessários cerca de 26.000 anos para que o eixo da Terra complete um círculo de precessão. Como resultado desse movimento, o ponto em que nosso eixo aponta no céu muda com o passar do tempo. Enquanto Polaris é a estrela mais próxima do pólo norte celeste atualmente (atingirá seu ponto mais próximo por volta do ano 2100), a estrela Vega na constelação de Lyra será a Estrela Polar em 14.000 anos.
Modelo do Sistema Solar de Ptolomeu
O último grande astrônomo da era romana foi Cláudio Ptolomeu (ou Ptolomeu), que floresceu em Alexandria por volta do ano 140. Ele escreveu uma compilação gigantesca de conhecimento astronômico, que hoje é chamada pelo nome árabe de Almagesto (que significa “O Maior”). Almagesto não trata exclusivamente da obra de Ptolomeu; inclui uma discussão sobre as conquistas astronômicas do passado, principalmente as de Hiparco. Hoje, é nossa principal fonte de informações sobre o trabalho de Hiparco e outros astrônomos gregos.
A contribuição mais importante de Ptolomeu foi uma representação geométrica do sistema solar que previa as posições dos planetas para qualquer data e hora desejadas. Hiparco, não tendo dados suficientes para resolver o problema sozinho, havia, em vez disso, acumulado material observacional para a posteridade usar. Ptolomeu complementou esse material com novas observações próprias e produziu um modelo cosmológico que durou mais de mil anos, até a época de Copérnico.
O fator complicador na explicação dos movimentos dos planetas é que sua aparente peregrinação no céu resulta da combinação de seus próprios movimentos com a revolução orbital da Terra. Ao observarmos os planetas do nosso ponto de vista sobre a Terra em movimento, é um pouco como assistir a uma corrida de carros enquanto você está competindo nela. Às vezes, os carros dos oponentes passam por você, mas outras vezes você passa por eles, fazendo com que pareçam estar se movendo para trás por um tempo em relação a você.
A figura\(\PageIndex{5}\) mostra o movimento da Terra e de um planeta mais distante do Sol — neste caso, Marte. A Terra viaja ao redor do Sol na mesma direção do outro planeta e quase no mesmo plano, mas sua velocidade orbital é mais rápida. Como resultado, ele ultrapassa o planeta periodicamente, como um carro de corrida mais rápido na pista interna. A figura mostra onde vemos o planeta no céu em momentos diferentes. O caminho do planeta entre as estrelas é ilustrado no campo estelar no lado direito da figura.
Figura Movimento\(\PageIndex{5}\) retrógrado de um planeta além da órbita da Terra. As letras no diagrama mostram onde a Terra e Marte estão em momentos diferentes. Seguindo as linhas de cada posição da Terra até cada posição correspondente de Marte, você pode ver como o caminho retrógrado de Marte se parece com as estrelas de fundo.
Movimento retrógrado
Esta simulação retrógrada de Marte ilustra o movimento de Marte visto da Terra, bem como o movimento retrógrado da Terra visto de Marte. Há também uma animação do movimento dos dois planetas em relação um ao outro que cria a aparência desse movimento.
Normalmente, os planetas se movem para o leste no céu durante semanas e meses à medida que orbitam o Sol, mas das posições B a D na Figura\(\PageIndex{5}\), à medida que a Terra passa pelos planetas em nosso exemplo, ela parece flutuar para trás, movendo-se para o oeste no céu. Mesmo que esteja realmente se movendo para o leste, a Terra que se move mais rápido a ultrapassou e parece, do nosso ponto de vista, estar deixando-a para trás. Enquanto a Terra arredonda sua órbita em direção à posição E, o planeta retoma novamente seu aparente movimento para o leste no céu. O movimento temporário aparente para o oeste de um planeta à medida que a Terra oscila entre ele e o Sol é chamado de movimento retrógrado. Esse movimento para trás é muito mais fácil de entender hoje, agora que sabemos que a Terra é um dos planetas móveis e não o centro imóvel de toda a criação. Mas Ptolomeu enfrentou o problema muito mais complexo de explicar esse movimento ao assumir uma Terra estacionária.
Além disso, como os gregos acreditavam que os movimentos celestes tinham que ser círculos, Ptolomeu teve que construir seu modelo usando apenas círculos. Para fazer isso, ele precisava de dezenas de círculos, alguns se movendo em torno de outros círculos, em uma estrutura complexa que deixa o espectador moderno tonto. Mas não devemos deixar que nosso julgamento moderno obscureça nossa admiração pela conquista de Ptolomeu. Em sua época, um universo complexo centrado na Terra era perfeitamente razoável e, à sua maneira, muito bonito. No entanto, como foi relatado que Alfonso X, o Rei de Castela, disse depois de ter o sistema ptolomaico de movimentos planetários explicado a ele: “Se o Senhor Todo-Poderoso tivesse me consultado antes de embarcar na Criação, eu deveria ter recomendado algo mais simples”.
Ptolomeu resolveu o problema de explicar os movimentos observados dos planetas fazendo com que cada planeta girasse em uma pequena órbita chamada epiciclo. O centro do epiciclo então girava em torno da Terra em um círculo chamado deferente (Figura\(\PageIndex{6}\)). Quando o planeta está na posição x na Figura\(\PageIndex{6}\) na órbita do epiciclo, ele está se movendo na mesma direção do centro do epiciclo; da Terra, o planeta parece estar se movendo para o leste. Quando o planeta está em y, no entanto, seu movimento está na direção oposta ao movimento do centro do epiciclo ao redor da Terra. Ao escolher a combinação certa de velocidades e distâncias, Ptolomeu conseguiu fazer com que o planeta se movesse para o oeste na velocidade correta e no intervalo de tempo correto, replicando assim o movimento retrógrado com seu modelo.
No entanto, veremos em Órbitas e Gravidade que os planetas, como a Terra, viajam ao redor do Sol em órbitas que são elipses, não círculos. Seu comportamento real não pode ser representado com precisão por um esquema de movimentos circulares uniformes. Para corresponder aos movimentos observados dos planetas, Ptolomeu teve que centralizar os círculos deferentes, não na Terra, mas em pontos a alguma distância da Terra. Além disso, ele introduziu um movimento circular uniforme em torno de outro eixo, chamado de ponto equante. Tudo isso complicou consideravelmente seu esquema.
É uma homenagem ao gênio de Ptolomeu como matemático que ele foi capaz de desenvolver um sistema tão complexo para explicar com sucesso as observações de planetas. Pode ser que Ptolomeu não pretendesse que seu modelo cosmológico descrevesse a realidade, mas apenas servisse como uma representação matemática que lhe permitisse prever as posições dos planetas a qualquer momento. Seja qual for seu pensamento, seu modelo, com algumas modificações, acabou sendo aceito como autoritário no mundo muçulmano e (mais tarde) na Europa cristã.
Resumo
Gregos antigos, como Aristóteles, reconheceram que a Terra e a Lua são esferas e compreendiam as fases da Lua, mas por causa de sua incapacidade de detectar a paralaxe estelar, eles rejeitaram a ideia de que a Terra se move. Eratóstenes mediu o tamanho da Terra com uma precisão surpreendente. Hiparco realizou muitas observações astronômicas, fazendo um catálogo de estrelas, definindo o sistema de magnitudes estelares e descobrindo a precessão a partir da aparente mudança na posição do polo norte celeste. Ptolomeu de Alexandria resumiu a astronomia clássica em seu Almagesto; ele explicou os movimentos planetários, incluindo o movimento retrógrado, com uma precisão notavelmente boa usando um modelo centrado na Terra. Esse modelo geocêntrico, baseado em combinações de movimento circular uniforme usando epiciclos, foi aceito como autoridade por mais de mil anos.
Glossário
- magnitude aparente
- uma medida do brilho de uma estrela no céu; quanto maior o número, mais escura a estrela aparece para nós
- cosmologia
- o estudo da organização e evolução do universo
- epiciclo
- a órbita circular de um corpo no sistema ptolomaico, cujo centro gira em torno de outro círculo (o deferente)
- paralaxe
- o aparente deslocamento de uma estrela próxima que resulta do movimento da Terra em torno do Sol
- precessão (da Terra)
- o movimento lento e cônico do eixo de rotação da Terra causado principalmente pela atração gravitacional da Lua e do Sol no bojo equatorial da Terra
- movimento retrógrado
- o aparente movimento para o oeste de um planeta na esfera celeste ou em relação às estrelas