◙ URANO / URANUS (Part 1 of 3)

◙ URANO / URANUS

Urano é o sétimo planeta a partir do Sol, o terceiro maior e o quarto mais massivo dos oito planetas do Sistema Solar. Foi nomeado em homenagem ao deus grego do céu, Urano. Embora seja visível a olho nu em boas condições de visualização, não foi reconhecido pelos astrônomos antigos como um planeta devido a seu pequeno brilho e lenta órbita. William Herschel anunciou sua descoberta em 13 de março de 1781, expandindo as fronteiras do Sistema Solar pela primeira vez na história moderna. Urano foi também o primeiro planeta a ser descoberto por meio de um telescópio.

A aparência pálida e esmaecida de Urano se deve a uma camada de névoa acima das nuvens.

Urano tem uma composição similar à de Netuno, e ambos possuem uma composição química diferente da dos maiores gigantes gasosos, Júpiter e Saturno. Como tal, os astrônomos algumas vezes os colocam em uma categoria separada, os "gigantes gelados". A atmosfera de Urano, embora similar às de Júpiter e Saturno em sua composição primária de hidrogênio e hélio, contém mais "gelos" tais como água, amônia e metano, assim como traços de hidrocarbonetos. É a mais fria atmosfera planetária no Sistema Solar, com uma temperatura mínima de 49 K (–224 °C). Tem uma complexa estrutura de nuvens em camadas, e acredita-se que a água forma as nuvens mais baixas, e o metano as mais exteriores. Em contraste, seu interior é formado principalmente por gelo e rochas.

Como os outros planetas gigantes, Urano tem um sistema de anéis, uma magnetosfera e vários satélites naturais. O sistema uraniano tem uma configuração única entre os planetas porque seu eixo de rotação é inclinado para o lado, quase no plano de translação do planeta. Portanto, seus polos norte e sul estão quase situados onde seria o equador nos outros planetas. Em 1986, imagens da sonda Voyager 2 mostraram Urano como um planeta virtualmente sem características na luz visível, ao contrário dos outros planetas gigantes que contêm faixas de nuvens e grandes tempestades. Entretanto, observações terrestres têm mostrado sinais de mudanças sazonais e aumento da atividade meteorológica nos últimos anos à medida que Urano se aproximou do equinócio. A velocidade de vento no planeta pode alcançar 250 metros por segundo (900 km/h).

História

Descoberta

Antes de sua descoberta como planeta, Urano foi observado em muitas ocasiões, geralmente confundido com uma estrela. O registro mais antigo de sua observação é de 1690 quando John Flamsteed o observou pelo menos seis vezes, e o catalogou como 34 Tauri. O astrônomo francês Pierre Lemonnier observou Urano pelo menos doze vezes entre 1750 e 1769, inclusive em quatro noites consecutivas.

Sir William Herschel observou o planeta em 13 de março de 1781 no jardim de sua casa no número 19 da New King Street na cidade de Bath, Somerset (agora o Museu Herschel de Astronomia), mas inicialmente o reportou (em 26 de abril de 1781) como um cometa. Herschel "se engajou em uma série de observações de paralaxe de estrelas fixas", usando um telescópio de sua própria construção. Ele registrou em seu jornal "No quartil próximo a ζ Tauri … tanto [uma] estrela Nebulosa ou possivelmente um cometa". Em 17 de março, ele anotou, "Olhei para o Cometa ou Estrela Nebulosa e descobri que é um cometa, pela sua mudança de local". Quando apresentou sua descoberta para a Royal Society, ele continuou declarando que tinha encontrado um cometa enquanto implicitamente comparando-o com um planeta:

"A potência que eu tinha quando vi pela primeira vez o cometa era de 227. Por experiência sei que o diâmetro das estrelas fixas não é proporcionalmente ampliado com potências maiores, como acontece com planetas; portanto agora eu coloco a potência em 460 e 932, e descubro que o diâmetro do cometa aumentou em proporção à potência, como deveria ser supondo que ele não é uma estrela fixa, enquanto o diâmetro das estrelas às quais eu o comparei não estavam aumentando na mesma taxa. Além disso, como o cometa estava aumentando muito mais que sua luz, aparecia nebuloso e mal definido com essas altas potências, enquanto as estrelas preservaram aquele brilho e clareza que de milhares de observações eu sabia que elas iriam manter. Os acontecimentos posteriores mostraram que minhas suposições estavam bem fundamentadas, provando que é o cometa que temos observado ultimamente."

A-) William Herschel, descobridor de Urano. B-) Réplica do telescópio utilizado por Herschel para descobrir Urano (William Herschel Museum, Bath).

Curiosamente, o planeta foi descoberto 39 anos antes do continente antártico. Herschel notificou o Astrônomo Real Britânico, Nevil Maskelyne, de sua descoberta e recebeu a seguinte resposta dele em 23 de abril: "Eu não sei como chamá-lo. Parece ser um planeta regular movendo-se em uma órbita quase circular ao Sol assim como um cometa movendo-se em uma elipse bem excêntrica. Eu ainda não observei nenhuma coma ou cauda nele".

Enquanto Herschel continuava a cautelosamente descrever o novo objeto como um cometa, outros astrônomos já começavam a suspeitar o contrário. O astrônomo russo Anders Johan Lexell foi o primeiro a calcular a órbita do novo objeto e sua órbita quase circular o levou a concluir que era um planeta ao invés de um cometa. O astrônomo alemão Johann Elert Bode descreveu a descoberta de Herschel como "uma estrela que pode ser considerada até aqui como um planeta desconhecido circulando além da órbita de Saturno”. Bode concluiu que sua órbita quase circular era mais parecida com um planeta do que com um cometa.

Em pouco tempo o objeto foi universalmente aceito como um novo planeta. Em 1783, o próprio Herschel reconheceu o fato para o presidente da Royal Society Joseph Banks: "Pela observação dos mais eminentes Astrônomos na Europa parece que a nova estrela que eu tive a honra de indicar em Março de 1781, é um planeta principal do nosso Sistema Solar". Em reconhecimento a este feito, Rei Jorge III deu a Herschel um salário anual de £ 200 com a condição que ele se mudasse para Windsor para que a Família Real pudesse ter a chance de observar o céu usando seus telescópios.

Nomeação

Maskelyne pediu a Herschel para nomear o planeta por ter sido o descobridor. Em resposta à solicitação de Maskelyne, Herschel decidiu nomear o objeto como Georgium Sidus (Estrela de Jorge), ou "Georgian Planet" em homenagem ao seu novo patrono, o Rei Jorge III. Ele explicou sua decisão posteriormente em uma carta para Joseph Banks:

"Nas fabulosas épocas dos tempos antigos as designações de Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno foram dadas aos planetas, como os nomes de seus principais heróis e deuses. Na mais filosófica era presente dificilmente seria permitido recorrer ao mesmo método chamando-o de Juno, Palas, Apolo ou Minerva, ao novo corpo celeste. A primeira consideração de qualquer evento em particular, ou incidente notável, parece ser sua cronologia: se em qualquer tempo futuro fosse perguntado, quando esse último Planeta conhecido foi descoberto? Seria uma resposta satisfatória dizer, 'no reinado do Rei Jorge III'."

A proposta de Herschel não ficou popular fora do Reino Unido, e outros nomes foram rapidamente propostos. O astrônomo Jérôme Lalande propôs que o planeta fosse nomeado Herschel em homenagem ao seu descobridor. O astrônomo sueco Erik Prosperin propôs o nome Netuno que era apoiado por outros astrônomos que gostavam da ideia de comemorar as vitórias da frota da Marinha Real Britânica a caminho da Guerra da Revolução Americana, até chamando o novo planeta de Neptune George III ou Neptune Great Britain. Bode, entretanto, optou por Urano, a versão latinizada do deus grego do céu Urano. Bode argumentou que como Saturno era o pai de Júpiter, o novo planeta deveria ser nomeado em homenagem ao pai de Saturno. Em 1789, o colega de Bode na Academia de Ciências Real, Martin Klaproth, nomeou seu elemento recém descoberto de "urânio" em apoio à escolha de Bode. Finalmente, a sugestão de Bode se tornou a mais amplamente utilizada, e se tornou universal em 1850 quando o HM Nautical Almanac Office trocou o nome Georgium Sidus para Urano.

Nomenclatura

Urano é o único planeta cujo nome é derivado de uma figura da mitologia grega ao invés da mitologia romana: o grego "Οὐρανός" foi transformado na forma em latim "Ūranus", sendo o adjetivo "Uraniano". Seu símbolo astronômico é Símbolo astronômico de Urano, que é um híbrido ente os símbolos de Marte e do Sol porque Urano era o Céu na mitologia grega, o qual se imaginava ser dominado pelos poderes do Sol e Marte. Seu símbolo astrológico é , que foi sugerido por Lalande em 1784. Em uma carta para Herschel, Lalande o descreveu como "un globe surmonté par la première lettre de votre nom". Na língua chinesa, coreana, japonesa e vietnamita o astro foi nomeado literalmente traduzido como a estrela rei do céu (天王星).

Estas duas imagens de Urano — uma em cores reais (à esquerda) e a outra em cores falsas — foram compiladas a partir de imagens obtidas em 17 de janeiro de 1986 pela câmera de ângulo estreito da Voyager 2. A sonda espacial estava a 9,1 milhões de quilômetros (5,7 milhões de milhas) do planeta, a vários dias da aproximação máxima. A imagem à esquerda foi processada para mostrar Urano como os olhos humanos o veriam do ponto de vista da sonda espacial. A imagem é uma composição de imagens obtidas com filtros azul, verde e laranja. Os sombreamentos mais escuros no canto superior direito do disco correspondem à fronteira entre o dia e a noite no planeta. Além dessa fronteira, encontra-se o hemisfério norte oculto de Urano, que atualmente permanece em escuridão total enquanto o planeta gira. A cor azul-esverdeada resulta da absorção da luz vermelha pelo gás metano na atmosfera profunda, fria e notavelmente clara de Urano. A imagem à direita usa cores falsas e realce extremo de contraste para realçar detalhes sutis na região polar de Urano. Imagens obtidas por meio de filtros ultravioleta, violeta e laranja foram convertidas, respectivamente, para as mesmas cores azul, verde e vermelho usadas para produzir a imagem à esquerda. Os contrastes muito leves visíveis em cores verdadeiras são bastante exagerados aqui. Nesta imagem em cores falsas, Urano revela uma capa polar escura cercada por uma série de faixas concêntricas progressivamente mais claras. Uma possível explicação é que uma névoa ou smog acastanhada, concentrada sobre o polo, é organizada em faixas por movimentos zonais da atmosfera superior. A faixa laranja e amarela brilhante na borda inferior do limbo do planeta é um artefato do aprimoramento da imagem. De fato, o limbo é escuro e de cor uniforme ao redor do planeta. O projeto Voyager é gerenciado para a NASA pelo Laboratório de Propulsão a Jato.

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O BARICENTRO DO SISTEMA SOLAR num alinhamento de planetas

Quando todos os oito planetas do sistema solar estiverem alinhados do mesmo lado, o baricentro se moverá para a região entre 1,44 milhão de km e 1,57 milhão de km do centro do Sol. O ponto exato varia dependendo se os planetas estão em seu ponto mais próximo (periélio) ou mais distante (afélio) do Sol. 

Esse cálculo se baseia principalmente nos gigantes gasosos (Júpiter, Saturno, Urano e Netuno). A influência combinada desses quatro planetas, especialmente a de Júpiter, tem o maior impacto sobre o baricentro, enquanto a contribuição dos planetas menores é insignificante. Em comparação, o raio médio do Sol é de cerca de 696.000 km. Isso significa que o baricentro estaria significativamente fora da superfície solar nesse cenário. 

O baricentro é o centro de massa de um sistema de corpos celestes. Todos os objetos em um sistema orbital, como o Sol e seus planetas, orbitam ao redor de seu baricentro, e não ao redor do centro do objeto mais massivo.

Cálculo do baricentro

Influência de Júpiter: Apenas a interação entre o Sol e Júpiter já é suficiente para mover o baricentro do sistema para fora do raio do Sol, mesmo sem o alinhamento dos outros planetas.

Alinhamento: A atração gravitacional combinada de todos os planetas alinhados em um único lado potencializa esse efeito, empurrando o baricentro ainda mais para fora do centro de massa solar.

Variação: A localização exata do baricentro flutua constantemente ao longo do tempo, pois os planetas se movem em suas órbitas. O alinhamento dos planetas apenas representa um dos extremos dessa variação. 

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◙ PONTOS DE LAGRANGE - Asteroides Gregos e Troianos (Part 2 of 2)

Os Pontos de Lagrange são cinco regiões de equilíbrio gravitacional em um sistema de dois corpos massivos, como o Sol e a Terra, ou Sol e Júpiter, onde um terceiro corpo de massa pequena pode permanecer estável em relação aos dois primeiros. Eles são nomeados em homenagem ao matemático Joseph-Louis Lagrange, que os descreveu ao resolver o problema de três corpos. Três pontos (L1, L2 e L3) estão alinhados com os dois corpos, enquanto os outros dois (L4 e L5) formam um triângulo equilátero com eles.

Pontos de Lagrange de 2 corpos celestes massivos.

Tipos de Pontos de Lagrange

A-) Pontos Colineares (L1, L2, L3): Localizados na linha que conecta os dois corpos massivos. 

• L1: Entre os dois corpos massivos. 
• L2: Além do corpo menor (por exemplo, além da Terra em relação ao Sol). 
• L3: No lado oposto do Sol em relação à Terra. 

B-) Pontos Triangulares (L4, L5): Formam triângulos equiláteros com os dois corpos massivos. 

Características e Utilização

Estabilidade: Os pontos L4 e L5 são completamente estáveis, enquanto os pontos L1, L2 e L3 são metaestáveis, o que significa que um objeto pode se afastar deles com o tempo e requer pequenas correções de órbita. 

Órbita Compartilhada: Objetos nos pontos de Lagrange orbitam o Sol na mesma frequência que a Terra, permanecendo em uma posição relativa fixa. 

Aplicações Espaciais: São ideais para abrigar telescópios espaciais e outros satélites. Por exemplo, o Telescópio Espacial James Webb está posicionado no ponto L2 para realizar observações sem a interferência da Terra. 

"Ilhas Gravitacionais": Os pontos de Lagrange são como refúgios estáveis no espaço, onde satélites podem permanecer com pouco gasto de combustível, facilitando a exploração espacial.

O asteroide troiano de Júpiter 624 Hektor, que se encontra no ponto de Lagrange L4 de Júpiter, possui um brilho aparente similar ao do planeta anão Plutão.

Distâncias dos pontos de Lagrange da Terra

Os Pontos de Lagrange da Terra estão localizados a distâncias variáveis: L1 e L2 ficam a cerca de 1,5 milhão de quilômetros (1.500.000 km) do nosso planeta, L3 é um ponto teórico no lado oposto do Sol e L4 e L5 são pontos estáveis formados por triângulos equiláteros com o Sol e a Terra, sem distâncias fixas por estarem em órbita. 

Ponto L1

Localização: Entre o Sol e a Terra. 

Distância: Aproximadamente 1,5 milhão de km da Terra. 

Utilidade: Ideal para a observação ininterrupta do Sol, como é feito pela sonda SOHO. 

Ponto L2

Localização: No lado oposto a L1, em relação à Terra. 

Distância: Cerca de 1,5 milhão de km da Terra. 

Utilidade: Um local estratégico para a observação do espaço profundo em infravermelho, como o Telescópio Espacial James Webb. 

Ponto L3 

Localização: No lado oposto do Sol em relação à Terra.

Distância: Um ponto teórico e difícil de alcançar e observar da Terra.

Utilidade: Usado principalmente para estudos de mecânica celeste e simulações.

Pontos L4 e L5 

Localização: Formam triângulos equiláteros com o Sol e a Terra, estando L4 à frente e L5 atrás da Terra em sua órbita.

Distância: Não têm uma distância fixa em quilômetros, pois são zonas estáveis que acompanham a Terra em sua órbita, e podem abrigar asteroides.

Utilidade: São os únicos pontos naturalmente estáveis, permitindo que objetos permaneçam neles por muito tempo.

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Veja Também:

◙ PONTOS DE LAGRANGE - Asteroides Gregos e Troianos (Part 1 of 2).

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◙ PONTOS DE LAGRANGE - Asteroides Gregos e Troianos (Part 1 of 2)

Os asteroides gregos são asteroides do grupo "Troiano", que compartilham a órbita de Júpiter no ponto de Lagrange L4, 60° à frente do planeta. Eles são assim chamados porque seus nomes vêm dos heróis da mitologia grega que participaram da Guerra de Troia.

Gregos & Troianos.

Características principais

Localização: Os asteroides troianos estão localizados nos pontos de equilíbrio estável (pontos de Lagrange L4 e L5) da órbita de Júpiter.

Os asteroides gregos: Aqueles no ponto L4, à frente de Júpiter, recebem nomes de heróis gregos e são conhecidos como "acampamento grego".

Os asteroides troianos: Aqueles no ponto L5, atrás de Júpiter, recebem nomes de figuras da cidade de Troia.

Origem: Acredita-se que esses asteroides sejam remanescentes da formação do sistema solar, formados durante o período em que os planetas gigantes estavam em processo de criação.

Exemplos de asteroides gregos e troianos

Pequena lista de asteroides troianos que compartilham uma órbita com um planeta nos pontos de Lagrange: (1566) Ícaro, (4769) Castália e (6063) Jasão são troianos da Terra, enquanto (5261) Eureka é um troiano de Marte, (385571) Otrera e 2001 QR322 são troianos de Netuno.

A lista de asteroides gregos inclui nomes como: 588 Aquiles, 624 Heitor, 1404 Ájax, 1143 Odisseu, 4086 Podalírio.

Os planetas do nosso Sistema Solar que têm asteroides gregos e troianos conhecidos

São Júpiter, Marte, Terra, Urano, Saturno e Netuno. Os asteroides troianos são aqueles que compartilham a mesma órbita que um planeta, ocupando os pontos gravitacionalmente estáveis L4 (o campo grego) e L5 (o campo troiano). 

Detalhes por planeta

Júpiter: É o planeta com o maior número de asteroides troianos, com milhares deles divididos em um campo grego e um campo troiano. Os asteroides troianos de Júpiter não são um grupo único, mas sim rochas espaciais que compartilham a órbita do planeta gigante. Eles são agrupados em locais de gravidade especial chamados pontos de Lagrange, específicos para cada grupo, localizados 60 graus à frente (campo L4) e 60 graus atrás (campo L5) da órbita de Júpiter. Os maiores deles é o 624 Hektor (maior troiano conhecido, com um diâmetro médio de aproximadamente 101,5 km), 588 Aquiles, 617 Pátroclo, 659 Nestor (outros asteroides troianos conhecidos dentro da categoria "Gregos" ou "Troianos", respectivamente). 

Asteroides gregos e troianos de Júpiter.

Marte: Os asteroides troianos de Marte, que orbitam o Sol partilhando a sua órbita e permanecendo em pontos gravitacionais estáveis (pontos de Lagrange) à frente ou atrás do planeta, incluem 5261 Eureka, 101429 (1998 VF31), 385250 (2001 DH47), 311999 (2007 NS2), 2011 SC191 e 2011 UN63, sendo este último e outros também considerados troianos mais recentes como o 2023 FW14. 

Urano: Tem pelo menos dois asteroides troianos conhecidos, 2014 YX49 e (2060) Quirón, que foram identificados em 2017, embora o planeta Júpiter seja o que possui a maior quantidade de asteroides troianos. Estes objetos partilham a órbita do planeta, permanecendo nas suas zonas de segurança de Lagrange, mais à frente e mais atrás do planeta. 

Netuno: Tem pelo menos 32 asteroides troianos conhecidos, que são corpos rochosos que compartilham a sua órbita com o planeta. A presença destes asteroides em Netuno foi confirmada por observações científicas, que indicam uma origem comum para eles, de forma similar ao que acontece com Júpiter. 

Terra: Os asteroides troianos da Terra atualmente conhecidos são 2010 TK7 e 2020 XL5. Estes corpos celestes orbitam o Sol na mesma trajetória que a Terra, ficando em "bolsas" gravitacionais estáveis, os pontos de Lagrange L4 e L5, localizados 60° à frente e atrás do planeta, respetivamente.  

Saturno: Atualmente, apenas um asteroide, o 2019 UO14, foi identificado como um troiano de Saturno. No entanto, existem quatro satélites naturais de Saturno que são considerados "satélites troianos" (Telesto, Calipso, Helene e Polideuces) porque coorbitam com outras luas. Os asteroides troianos de Saturno são de interesse científico, pois sua existência e distribuição são cruciais para a compreensão da formação e evolução do nosso Sistema Solar. 

Como funcionam os troianos

Esses asteroides ficam "presos" em posições gravitacionalmente favoráveis nos pontos de Lagrange L4 e L5, que estão a 60° à frente ou atrás do planeta em sua órbita. Essa configuração permite que o asteroide se mova em sincronia com o planeta, compartilhando sua órbita. 

PONTOS DE LAGRANGE

Pontos de Lagrange no sistema Sol-Terra (sem escala). A órbita da Terra aqui é no sentido anti-horário.

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Veja também / See also:

◙ PONTOS DE LAGRANGE - Asteroides Gregos e Troianos (Part 2 of 2).

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SUBVERSÃO / SUBVERSION (Livro / Book / Libro)

SUBVERSÃO: TEORIA, APLICAÇÃO E CONFISSÕES DE UM MÉTODO

Este é o primeiro volume do compêndio de trabalhos do ex-agente do KGB Yuri Aleksandrovich Bezmenov. Trata-se de um manual de Contra-Subversão elaborado a partir da eloquente experiência acumulada de um insider, combinada ao seu senso de verdade irrefreável e ordenada graças à sua capacidade analítica singular. O exame atento ­­­desses trabalhos proverá ao leitor o condicionamento intelectual básico para perfurar o ambiente da dolosa confusão que nesta época sitia – em níveis insuportáveis – as populações em praticamente todo o mapa mundial, ao menos nos países que ainda são parte do chamado mundo livre. Este é o primeiro material desse gênero, e que agora é disponibilizado para o público internacional – especializado e leigo – em caráter de acesso irrestrito.

SUBVERSÃO: TEORIA, APLICAÇÃO E CONFISSÕES DE UM MÉTODO

SUBVERSION: THEORY, APPLICATION AND CONFESSIONS OF A METHOD

SUBVERSIÓN: TEORÍA, APLICACIÓN Y CONFESIONES DE UN MÉTODO

SUBVERSION: THEORY, APPLICATION AND CONFESSIONS OF A METHOD

This is the first volume of the compendium of works by former KGB agent Yuri Aleksandrovich Bezmenov. It is a manual of Counter-Subversion, drawn from the eloquent accumulated experience of an insider, combined with his unstoppable and ordered sense of truth, thanks to his singular analytical ability. A close examination of these works will provide the reader with the basic intellectual conditioning to penetrate the atmosphere of willful confusion that currently besieges—at unbearable levels—populations practically everywhere in the world, at least in countries that are still part of the so-called free world. This is the first material of its kind, and it is now made available to the international public—specialists and laypeople alike—with unrestricted access.

SUBVERSIÓN: TEORÍA, APLICACIÓN Y CONFESIONES DE UN MÉTODO

Este es el primer volumen del compendio de obras del exagente de la KGB Yuri Aleksandrovich Bezmenov. Se trata de un manual de contrasubversión, elaborado a partir de la elocuente experiencia acumulada de un experto, combinada con su inquebrantable y ordenado sentido de la verdad, gracias a su singular capacidad analítica. Un análisis minucioso de estas obras proporcionará al lector la preparación intelectual básica para penetrar en la atmósfera de confusión deliberada que actualmente asedia, a niveles insoportables, a poblaciones prácticamente en todo el mundo, al menos en los países que aún forman parte del llamado mundo libre. Este es el primer material de este tipo y ahora está disponible para el público internacional, tanto para especialistas como para el público general, con acceso ilimitado.

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See also / Veja também:

O QUE É REALMENTE SUBVERSÃO? (YURI BEZMENOV).

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◙ SATURNO / SATURN (Parte 3 de 3)

Atmosfera

Assim como a atmosfera dos demais gigantes gasosos, a atmosfera de Saturno é composta primariamente por hidrogênio (96,3%) e hélio (3,25%), além de pequenas quantidades de metano (0,45%) e amônia (0,01%) e traços de outros hidrocarbonetos. No entanto percebe-se que a abundância de hélio é consideravelmente menor em relação a Júpiter, apesar de seus tamanhos consideráveis, o que é atribuído ao fato de que o hélio, por ser mais pesado, afundou para as camadas internas do planeta, tornando a atmosfera excepcionalmente rica em hidrogênio.

Principais camadas de nuvens da atmosfera de Saturno. Cores apenas representativas e alturas estimadas.

A troposfera é a camada onde se desenvolvem os principais fenômenos atmosféricos, inclusive a formação de camadas de nuvens com diferentes composições, de acordo com a pressão atmosférica. Não há um limite inferior definido onde começa a camada atmosférica pelo fato de que não há uma fronteira que determine quando o hidrogênio passa a se comportar como líquido ou como gás. Desta forma, Saturno não apresenta uma superfície definida. Na estratosfera, logo acima da troposfera, onde os gases são mais rarefeitos, um dos fenômenos característicos é a fotólise do metano, causada pela radiação ultravioleta emitida pelo Sol. Como resultado, formam-se vários hidrocarbonetos mais pesados que caem e se misturam aos componentes da troposfera. Acima encontra-se a ionosfera, formada por íons resultantes da interação das partículas do vento solar e o campo magnético do planeta.

Camadas de nuvens

Assim como os demais gigantes gasosos, todo o planeta é envolvido por espessas camadas de nuvens. Em Saturno, as nuvens se formam com diferentes composições em três níveis principais distintos, que dependem basicamente das temperaturas de condensação dos gases. Sendo assim, a partir da modelagem térmica e química da atmosfera, bem como a partir de dados de sondas espaciais, constatou-se que a camada mais alta de nuvens é formada por amônia (NH3), cujos cristais se formam a temperaturas da ordem de -250 °C. Logo abaixo, outra camada de nuvens é formada por hidrossulfeto de amônio (NH4SH), quando a temperatura chega ao redor de -70 °C e, por fim, uma camada de nuvens de água se forma logo abaixo, onde a temperatura é de 0 °C. A altitude de ocorrência destas nuvens é de difícil determinação, pois depende da abundância de diversas substâncias químicas, as quais não se conhece com exatidão. Abaixo da camada de nuvens de água, é difícil determinar a composição química e a temperatura da atmosfera. No entanto, a pressão aumenta continuamente conforme se diminui a altitude. Estima-se que na base da troposfera a temperatura possa chegar a mais de 700 °C.

Dinâmica atmosférica

Saturno, assim como Júpiter, possui diversas bandas de circulação atmosférica com diferentes características. No entanto, a presença de uma névoa acima das nuvens de amônia formada por partículas em aerossol que envolve todo o planeta, faz com que, quando observado no espectro visível, estas faixas apareçam com coloração dourada e amarelada, pouco proeminentes. As faixas mais claras estão associadas a nuvens formadas por correntes de gases quentes ascendentes, enquanto que as faixas escuras adjacentes são formadas por gases descendentes, que fazem com que as nuvens se desfaçam conforme a temperatura aumenta. No entanto, tempestades convectivas são observadas em faixas escuras, indicando que não há uma relação direta entre a coloração da faixa e o movimento ascendente ou descendente dos gases.

Como nos demais planetas gigantes, a circulação atmosférica de Saturno ocorre em bandas de fortes ventos, especialmente na direção leste, que é o sentido de rotação do planeta. Em sua zona equatorial, os ventos chegam a 1 800 km/h. A partir do equador do planeta, as zonas de circulação possuem sempre um correspondente no hemisfério norte e outra no hemisfério sul. Esta simetria sugere que haja uma conexão com as características do interior do planeta. De fato boa parte da energia responsável por manter estes ventos vem de seu interior, dando origem a correntes de convecção, que geram correntes de circulação global, que se tornam bandas paralelas devido ao efeito Coriolis criado pela rápida rotação. As bandas escuras estão normalmente associadas a ventos fortes na direção leste, mais estreitas e com uma fina faixa clara em seu centro. Estas bandas são intercaladas por bandas mais claras e largas, onde podem ocorrer correntes na direção oposta. A velocidade dos ventos nestas bandas varia sensivelmente em intervalos curtos de tempo, ao contrário de Júpiter. A velocidade dos ventos da banda equatorial, por exemplo, caíram de 450 m/s para 250 m/s entre as visitas das sondas Voyager e Cassini, respectivamente. Eventualmente, surgem instabilidades que geram formatos ondulatórias das correntes de ventos, possivelmente associadas às mudanças sazonais de iluminação do Sol e o efeito da sombra causada pelos anéis. A sonda Cassini revelou que as faixas espirais de nuvens penetram muito mais profundamente no planeta do que os cinturões de nuvens de Jupiter, que atingem cerca de 3 mil quilômetros abaixo do topo da atmosfera. As nuvens de Saturno atingem mais de 6 mil quilômetros abaixo da atmosfera planeta.

Imagem em falsa cor da tempestade em forma hexagonal no polo norte do planeta.

A ocorrência de eventos atmosféricos de pequena escala, como vórtices e manchas brancas, marrons e vermelhas é comum, durando por curtos intervalos de tempo. Especialmente no hemisfério sul, entre as latitudes de 30° e 35°, o surgimento de vórtices com diâmetro de até mil quilômetros é recorrente, durando até no máximo um mês. Nestas tempestades observou-se a ocorrência de raios mil vezes mais intensos que as descargas elétricas na Terra. Entre bandas cujos ventos circulam em direção oposta, surgem tempestades em forma de turbilhões permanentes. Entretanto, sistemas de tempestades notáveis com milhares de quilômetros de extensão eventualmente surgem. Em períodos de aproximadamente trinta anos, forma-se uma estrutura proeminente no planeta, apelidada de Grande Mancha Branca, que se expande ao longo da banda onde está situado e desaparece em questão de poucos meses. A coincidência com o período de translação do planeta sugere que este fenômeno seja sazonal e esteja associado com a variação da incidência de luz solar.

No polo sul do planeta, existe uma tempestade ciclônica com um olho definido, conhecida como Vórtice Polar Sul, com oito mil quilômetros de diâmetro. Ao redor do olho, paredes de nuvens se elevam a dezenas de quilômetros de altitude, além de nuvens pontuais que surgem ao redor da zona polar sul. Os ventos em direção leste chegam a 160 m/s. No polo norte, outra tempestade ciclônica, que exibe um formato de nuvens hexagonal, motivo pelo qual é conhecida como Hexágono de Saturno, permanece por vários anos, cujo diâmetro ultrapassa 25 000 km. Não se sabe o motivo pelo qual este formato se mantém por tanto tempo. As duas tempestades são caracterizadas por serem pontos quentes, ou seja, a temperatura no seu centro é maior que em seus arredores. De fato a temperatura aumenta gradualmente quando se aproxima dos polos, sendo que o polo sul é 10 °C mais quente que o polo norte.

Magnetosfera

A partir da coleta de dados por sondas espaciais, as características do campo magnético de Saturno passaram a ser conhecidas. Comparativamente, a magnetosfera ao redor do planeta é intermediária entre o campo magnético de Júpiter (dominado pela rápida rotação do planeta) e o campo magnético terrestre (determinado, dentre outros fatores, pela intensidade do vento solar). A magnetosfera a partir do planeta se estende por cerca de 30 raios do planeta (cerca de 1,8 milhões de quilômetros) em direção ao Sol e, na direção oposta, possui uma extensa magnetocauda. A força do seu dipolo magnético é a segunda maior do Sistema Solar, superada apenas por Júpiter. Seu momento magnético é 600 vezes superior ao momento magnético terrestre, mas equivale a somente 3% do momento magnético de Júpiter.

Composição fotográfica feita pelo Telescópio Espacial Hubble mostrando a ocorrência de aurora no hemisfério sul de Saturno em intervalos de dois dias. A aurora é visível somente no ultravioleta.

O campo magnético é gerado a partir da combinação da presença de hidrogênio metálico em seu interior, que é bom condutor de corrente elétrica, e a rápida rotação do planeta, que gera um dínamo responsável pela manutenção de sua magnetosfera. Os polos magnéticos do planeta estão quase perfeitamente alinhados com seu eixo de rotação, embora o centro do campo esteja deslocado 2 400 km para o norte em relação ao centro do planeta. Por sua extensão, a magnetosfera de Saturno engloba os anéis e a maioria dos satélites naturais ao seu redor. Estes corpos interferem na circulação de íons e plasma pelas linhas de campo magnético. O satélite natural Encélado, com seus gêiseres de água, é responsável por ejetar a maior parte das partículas circulantes pela magnetosfera.

Ao redor do planeta, um toro de plasma é mantido por seu campo magnético, sendo a maior estrutura de plasma ao redor de um planeta no Sistema Solar, com uma densidade de 3 000 partículas por centímetro cúbico. O movimento do plasma através da magnetosfera de Saturno gera correntes elétricas, com a trajetória determinada pelas variações do campo magnético em função do vento solar incidente. A interação das partículas carregadas do vento solar com o campo magnético faz ainda com que Saturno emita ondas de rádio moduladas pela rotação do planeta, chamadas de Radiação Quilométrica de Saturno, devido ao seu comprimento de onda. Em Saturno ocorre ainda o fenômeno das auroras polares, similares às da Terra. São observadas ao redor dos polos magnéticos, resultando da colisão de partículas carregadas provenientes da magnetosfera com a atmosfera do planeta, emitindo radiação eletromagnética, com duração de várias semanas. No entanto, as auroras de Saturno são visíveis somente no ultravioleta.

Órbita e rotação

Saturno durante o seu equinócio em agosto de 2009, em composição fotográfica feita pela Cassini. Note que os anéis quase não projetam sombra no planeta, por estarem alinhados com o Sol.

Saturno, o sexto planeta a partir do Sol, orbita a uma distância média de 9,6 unidades astronômicas, com uma velocidade orbital média de 9,6 km/s, levando cerca de 29,5 anos terrestres para completar seu trajeto. Sua órbita possui uma excentricidade orbital de somente 0,054, enquanto que seu plano orbital em relação à eclíptica (o plano de órbita da Terra) é de 2,48°.

Pelo fato de os planetas gigantes gasosos não se comportarem como corpos rígidos, estes apresentam rotação diferencial, ou seja, suas camadas superiores possuem diferentes velocidades de rotação. Além disso, a circulação atmosférica global dificulta determinar seu período de rotação visualmente. Desta forma, uma das técnicas utilizadas para determinar o período de rotação do seu interior consiste em avaliar a variação de seu campo magnético, que rotaciona junto com o planeta. No entanto, em Saturno, o campo magnético gerado no núcleo está alinhado com o eixo de rotação e é simétrico, de forma que não ocorrem variações significativas conforme o planeta gira como nos demais gigantes gasosos. Medições da modulação da radiação eletromagnética emitida pela magnetosfera do planeta mostravam um período de 10h 34min 24s, que foi adotado como referência, servindo como base para se determinar a velocidade dos ventos. No entanto, esta modulação, conforme constatado pela sonda Cassini, apresenta variações consideráveis ao longo de anos, que não representam variações possíveis da rotação de Saturno. Desta forma, não se conhece com exatidão o período de rotação no interior do planeta, o que implica na dificuldade da criação de modelos para descrever a circulação atmosférica no planeta e sua constituição interna.

Embora não possua o menor período de rotação, este movimento faz com que Saturno seja o planeta mais achatado do Sistema Solar. De fato seu formato oblato é causado pela baixa densidade do planeta, o que faz com que a aceleração da gravidade em suas camadas superiores seja menor e, consequentemente, o planeta não consiga manter seu formato esférico. O eixo de rotação de Saturno é inclinado em 27° em relação ao plano de órbita do planeta. Desta forma, ocorrem variações sazonais da incidência das luz solar nos hemisférios, que é exacerbada pela sombra dos anéis projetada no planeta.

Origem e evolução

De acordo com os modelos de formação e evolução do Sistema Solar, Saturno se originou na mesma época que o Sol e os demais planetas, a partir do colapso gravitacional de uma nuvem interestelar há cerca de 4,5 bilhões de anos. Com a formação do Sol, um disco de acreção se formou ao seu redor, nos quais surgiram núcleos de condensação, pequenos grãos que agregavam material da nebulosa e ficavam cada vez maiores, até atingirem dezenas a centenas de quilômetros de diâmetro, formando os planetesimais. Com tamanho considerável, passam a interagir gravitacionalmente entre si, acabando por colidirem e se fundir. Nas partes mais frias da nebulosa, a fusão de planetesimais deu origem a corpos grandes o suficiente para atraírem gravitacionalmente grandes quantidades de gases ao seu redor, originando, assim, Saturno e os demais gigantes gasosos. Ao seu redor, ainda, outros corpos rochosos se formaram, os satélites naturais.

Estágios de formação planetária antes, durante e após a ressonância 2:1 entre Júpiter e Saturno. Note o espalhamento dos objetos do Cinturão de Kuiper.

Contudo, o Sistema Solar primordial teria sido caótico devido à grande quantidade de planetesimais que orbitavam entre os planetas recém-formados. O Modelo de Nice propõe que Saturno e os demais planetas gigantes teriam se formado mais próximo do Sol do que onde estão atualmente. Contudo, a interação gravitacional entre os planetas e os planetesimais acabava por alterar radicalmente suas órbitas enquanto os planetas migravam para mais longe do Sol. Quando Júpiter e Saturno entraram em ressonância 2:1, as frequentes aproximações entre os dois planetas causaram puxões gravitacionais que acabaram por tornar a órbita dos planetas gigantes mais excêntrica, intensificando o processo de espalhamento dos corpos remanescentes da formação do Sistema Solar além da órbita de Netuno, no Cinturão de Kuiper, direcionando-os inclusive para os planetas mais próximos do Sol, causando o intenso bombardeio tardio.

Anéis

Anéis de Saturno. A sonda Cassini posicionou-se na sombra do planeta, de forma que o espalhamento da luz solar revela a complexidade do sistema de anéis ao redor do planeta, em fotografia de 19 de julho de 2013.

Uma das características notáveis do planeta Saturno é o proeminente sistemas de anéis planetários ao seu redor. De fato, seu sistema de anéis é o maior, mais massivo, brilhante e complexo de todo o Sistema Solar. Vistos através do telescópio, dois anéis mostram-se mais brilhantes, o Anel B, mais interno, e o Anel A, separados por uma lacuna conhecida como Divisão de Cassini. No entanto, a visita de sondas espaciais revelou uma intrincada estrutura de anéis mais finos e opacos.

Mosaico em cor natural obtido pela sonda Cassini dos anéis de Saturno, com seus respectivos nomes e dimensões.

As partículas constituintes deste sistemas de anéis são formadas principalmente por gelo de água. Existem diversas teorias sobre sua origem, como a partir da desintegração de cometas que passaram próximo ao planeta ou a destruição de um grande satélite natural. De fato os anéis principais estão situados no interior de uma zona conhecida como limite de Roche, dentro da qual a gravidade de Saturno é forte o suficiente para desintegrar um corpo que esteja em órbita. A formação do sistema de anéis pode ter começado há mais de um bilhão de anos. Sua evolução até atingir a configuração atual passou pelo bombardeio de meteoroides, espalhamento das partículas e a influência gravitacional dos satélites ao redor. Embora a largura dos anéis se estenda por milhares de quilômetros ao longo do plano equatorial de Saturno, sua espessura, segundo estimativas, não ultrapassa 150 metros. A massa do sistema de anéis é difícil de se estimar, pois não causa efeitos gravitacionais significativos que possam ser medidos por sondas espaciais. Estima-se que a massa total seja equivalente à massa do satélite natural Mimas. Uma pesquisa confirmou que Saturno está perdendo seus anéis icônicos na taxa máxima estimada a partir das observações da Voyager 1 & 2 feitas décadas atrás. Os anéis têm menos de 100 milhões de anos de vida e todo o sistema de anéis terá desaparecido em 300 milhões de anos.

Satélites naturais

Titã e Encélado, em fotografia feita pela sonda Cassini.

 

Saturno possui 274 luas conhecidas, dos quais 63 possuem um nome oficial. Além disso, há evidências de dezenas a centenas de pequenas luas com diâmetros de 40 a 500 metros nos anéis de Saturno, que não são consideradas luas verdadeiras. Titã, a maior lua, compreende mais de 90% da massa em órbita ao redor de Saturno, incluindo os anéis. Reia, a segunda maior lua de Saturno, pode ter um tênue sistema de anéis próprio, além de uma tênue atmosfera.

Algumas pequenas luas, como Pandora, Jano, Epimeteu e Atlas, devido à proximidade, influenciam a distribuição das partículas no sistema de anéis ao redor do planeta. Dentre os principais satélites, cada um exibe características únicas. Um dos mais notáveis é Titã, o maior e o único satélite natural do Sistema Solar que possui uma espessa atmosfera e a ocorrência de nuvens. Encélado, recoberto por uma camada de gelo, possui gêiseres que expelem água no espaço. Tétis possui uma fissura que possui grande extensão em sua superfície, enquanto Mimas possui uma enorme cratera de impacto. Hipérion possui superfície extremamente irregular, cheia de crateras e uma rotação caótica. Jápeto possui uma cordilheira equatorial, além de uma face escura e outra clara. Outras grandes luas incluem Reia, Dione e Febe.

Observação

Visto a olho nu a partir da Terra, Saturno apresenta um brilho comparável ao das estrelas mais brilhantes da esfera celeste, apresentando uma magnitude média de aproximadamente 1 e coloração amarelada. Entretanto, quando ocorre a oposição, ou seja, a Terra fica posicionada entre Saturno e o Sol, seu brilho é máximo, atingindo uma magnitude aparente de -0,4. De fato a variação do brilho aparente do planeta depende principalmente da orientação dos anéis em relação ao observador, sendo que, quando estão voltados para a Terra, os anéis são responsáveis por dois terços da luz refletida. A excentricidade da órbita dos dois planetas faz com que a distância de observação varie e, consequentemente, o brilho aparente. Saturno possui um albedo de Bond de 0,33, ou seja, o planeta reflete em todas as direções somente um terço da luz solar incidente.

Devido à menor velocidade orbital do planeta, a oposição ocorre somente quinze dias após a oposição em relação ao ano anterior, ou seja, a cada 380 dias aproximadamente. O disco de Saturno apresenta um diâmetro aparente de 21 segundos de arco na oposição, enquanto que o diâmetro mínimo possível é de 15 segundos de arco. Através de um telescópio, Saturno aparenta ser um disco pálido, similar à Júpiter, embora possua bem menos características proeminentes em seu disco. Do seu sistema de anéis, somente os anéis A e B e a divisão de Cassini são distinguíveis. Quando os anéis estão visíveis, se estendem por um diâmetro aparente de 44 segundos de arco. Com o auxílio de um telescópio, Titã é o satélite natural de mais fácil observação, com brilho similar ao de uma estrela de oitava magnitude. Quando os anéis não estão visíveis, outras luas também são mais facilmente localizadas.

Posição de Saturno em oposição nos respectivos anos de 2001 a 2029. Note a variação da posição dos anéis. Quando seu plano está alinhado com a Terra, tornam-se praticamente invisíveis.

Visualmente, Saturno aproxima-se de outros planetas do Sistema Solar, ou seja, ocorre uma conjunção. O trânsito de planetas é um fenômeno extremamente raro, quando um planeta passa na frente de outro. Com muito mais frequência ocorre a ocultação de Saturno ou dos demais planetas pela Lua que, por ser um objeto extenso no céu, encobre completamente outros astros.

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Veja também / See also:

◙ SATURNO / SATURN (Parte 1 de 3);

◙ SATURNO / SATURN (Parte 2 de 3).

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O que aconteceu com os corpos após a explosão da bomba de Hiroshima?

O QUE ACONTECEU COM OS CORPOS APÓS A EXPLOSÃO DA BOMBA DE HIROSHIMA?

Extraído do canal Dark History Português.

Canal Dark History Português CLIQUE AQUI: O Que Aconteceu Com Os Corpos Após A Explosão Da Bomba De Hiroshima?

Em seis de agosto, Às oito e quinze, tudo em Hiroshima parou e o mundo mudou para sempre. Em questão de momentos, uma cidade outrora próspera se tornou um deserto, com ruínas e corpos sem vida espalhados pelas ruas. Sombras gravadas em pedra são tudo o que resta de algumas das vítimas. A devastação foi sem precedentes, como se todos os horrores da Segunda Guerra Mundial tivessem se concentrado naquele instante. E para Hiroshima e seus habitantes, isso foi apenas o começo. Muitos caminhos levaram a esse momento decisivo. Das ambições expansionistas da Terra do Sol Nascente à ofensiva incansável dos Estados Unidos, os Estados Unidos desenvolveram a arma definitiva para encerrar a guerra de forma definitiva. Quase setenta mil pessoas morreram instantaneamente, marcando uma virada sombria na história da humanidade. As consequências da devastação acompanharam os habitantes locais por décadas. Mesmo hoje, Hiroshima continua sendo um testemunho de destruição, e os resultados parecem justificar as ações. O que aconteceu com os corpos logo após a explosão da bomba em Hiroshima?

Este vídeo faz parte da adaptação oficial em português do conteúdo original de DarkHistory, produzido e localizado pela nossa equipe editorial como parte de uma rede internacional de canais educativos.

VEJA TAMBÉM

No canal SALA DE GUERRA:

HIROSHIMA e NAGASAKI 80 ANOS (Parte 1 de 2);

HIROSHIMA e NAGASAKI 80 ANOS (Parte 2 de 2).

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RENAULT TURBO ENGINE V6 RS01 F1 (Part 2 of 2)

O Renault RS01 foi o primeiro carro de Fórmula 1 a ser equipado com um motor turboalimentado. Foi também o primeiro a utilizar pneus radiais, fornecidos pela Michelin. Projetado por André de Cortanze e Jean-Pierre Jabouille, estreou no Grande Prêmio da Grã-Bretanha de 1977. As regras da F1 na época permitiam motores de 3,0 litros naturalmente aspirados, com uma cláusula para um motor de 1,5 litro superalimentado ou turboalimentado. Nenhuma das equipes seguiu esse caminho, mantendo-se fiéis aos motores Ford Cosworth DFV, enquanto Ferrari, Matra e Alfa Romeo se concentraram no desenvolvimento de motores Flat-12 para seus carros e para suas equipes clientes, Ligier e Brabham. A Renault, principal fabricante francesa de automóveis, decidiu desenvolver um motor turboalimentado de 1,5 litro e um carro para acompanhar o motor.

Jean Pierre Jabouille - Renault RS01 - British Grand Prix 1977.

A Equipe Lotus introduziu o efeito solo com o Lotus 78, enquanto a Tyrrell utilizava o Tyrrell P34 de seis rodas. A Renault continuou a inovar com seu carro, aproveitando o conhecimento adquirido com seu motor V6 2.0L turboalimentado, usado em corridas de carros esportivos, que culminou na segunda colocação em Le Mans em 1977 e na vitória em 1978, provando que os motores turboalimentados da Renault não só podiam ser potentes, mas também confiáveis.

O RS01 parecia pesado e pesado, e de fato era. Mas, naquela época, não passava de um carro de teste experimental, e Jabouille, que também era piloto da equipe, trabalhou arduamente para desenvolvê-lo. O bloco do motor era feito de ferro fundido para suportar as pressões da turbocompressão, enquanto o chassi em si foi mantido o mais simples possível para auxiliar no desenvolvimento.

Histórico de corridas

O RS01 era cronicamente instável, ganhando o apelido de "bule amarelo" das equipes rivais (pois tendia a explodir com bastante frequência, geralmente em uma nuvem de fumaça branca), mas Jabouille e a equipe continuaram avançando pelo resto de 1977 e 1978 até conquistarem os primeiros pontos do carro, um quarto lugar no Grande Prêmio dos Estados Unidos de 1978 em Watkins Glen. O carro havia sido tão desenvolvido que mal se parecia com a máquina robusta que era quando foi lançado, e o desempenho da equipe melhorou ao longo da temporada. A confiabilidade melhorou, pois o enorme atraso do turbo foi superado com o uso de turbocompressores duplos.

O RS01 iniciou a temporada de 1979 para a equipe, com Jabouille conquistando a primeira pole position com um carro turbo no Grande Prêmio da África do Sul em Kyalami, um circuito localizado em altitudes elevadas onde o ar rarefeito fazia os turbos operarem em seu máximo, enquanto os carros naturalmente aspirados, como os motores boxer 12 da Ferrari e Alfa Romeo, e o V8 Cosworth DFV, perdiam aproximadamente 20% de sua potência em comparação com o nível do mar.

Em três anos, a maioria das outras equipes começaria a adotar turbocompressores, com Ferrari, Alfa e outros fabricantes, como BMW, Honda e Porsche, fornecendo motores turbocompressores.

RENAULT TURBO ENGINE V6 RS01 F1.

See also:

RENAULT TURBO ENGINE V6 RS01 F1 (Part 1 of 2).

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RENAULT TURBO ENGINE V6 RS01 F1 (Part 1 of 2)

RENAULT TURBO ENGINE V6 RS01 F1

In 1977, Renault debuted its RS01, the first Formula 1 car to feature a turbocharged V6 engine, marking the beginning of the turbo era in F1. Designed by André de Cortanze and Jean-Pierre Jabouille, the Renault-Gordini 1.5-liter V6 turbo engine, also known as the Renault EF1, produced over 500 horsepower. The innovative RS01, first seen at the 1977 British Grand Prix, introduced the concept of turbocharging and radial tires to the sport, demonstrating a significant shift in F1 technology.

RENAULT TURBO ENGINE V6 RS01 F1.

Key aspects of the Renault Turbo V6 engine in 1977

Pioneering technology: The RS01 was a game-changer, establishing the feasibility and potential of turbocharged engines in Formula 1. 

Engine details: The engine was a 1.5-liter V6 unit, a departure from the larger naturally aspirated engines used by other teams at the time. 

Engine development: The V6 turbo engine was developed by Renault-Gordini with the financial backing of oil company Elf. 

Introduction and performance: The engine first appeared at the 1977 British Grand Prix and was capable of delivering over 500 horsepower. 

Impact on F1: The Renault RS01's debut proved that turbocharging was the future of F1, paving the way for other teams to adopt the technology, which quickly became the standard in the sport. 

See also:

RENAULT TURBO ENGINE V6 RS01 F1.

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BRM H16 F1 (Part 2 of 2)

BRM H16 F1

O BRM P75 era um motor de corrida H16 de 3 litros (183 pol³), desenvolvido pela BRM. O motor era relativamente competitivo, mas altamente instável, e foi usado na Fórmula 1 de 1966 a 1968.

HISTÓRICO

Mudanças no regulamento

Em 1965, a Fédération Internationale de l'Automobile, que administrava as corridas de Fórmula 1, concordou em aumentar a cilindrada máxima da categoria de 1,5 litro (92 pol³) para 3,0 litros (183 pol³) a partir de 1966. Até então, a BRM disputava posições de destaque com Lotus, Cooper e Ferrari.

Desenvolvimento

A BRM decidiu proteger suas apostas transformando seu atual V8 de 1,5 litro e 16 válvulas em um H16 de 3 litros e 32 válvulas (efetivamente dois motores boxer de 8 cilindros, um em cima do outro e com engrenagens em conjunto), além de desenvolver um novo V12 de 3 litros e 48 válvulas em parceria com Harry Weslake, optando pelo que se mostrasse o melhor motor. Após muita discussão, Sir Alfred Owen decidiu que a BRM optaria pelo H16 e Weslake comprou a participação da BRM no V12 e produziu o motor que equiparia o Eagle T1G. O desenvolvimento do H16 foi complicado pelo envolvimento da BRM em dois outros projetos V12 e uma versão de 4,2 litros do H16 para a Lotus usar nas 500 Milhas de Indianápolis de 1966.

Confiabilidade

Vários problemas de vibração no virabrequim atrapalharam o motor desde o início e, para piorar a situação, os contrapesos de balanceamento de reparo rápido presos aos virabrequins desenvolveram o infeliz hábito de se soltar e voar dentro dos motores, causando diversas falhas catastróficas. Cada lado do motor precisava ter seu próprio radiador de água, unidade de medição de combustível, distribuidor e bomba d'água, com um radiador de óleo comum. O primeiro sinal de problema com o H16 surgiu quando o novo motor chegou à fábrica da Team Lotus em Hethel, Norfolk, e foram necessários quatro homens para retirá-lo do caminhão da BRM e levá-lo até a fábrica da Lotus. A enorme complexidade do motor levou a um histórico terrível de falta de confiabilidade, com problemas no motor, na transmissão e outros problemas relacionados, que causaram 27 dos 30 abandonos do motor em 40 corridas.

O motor inicial de 32 válvulas produzia 390 cavalos de potência (290 kW) a 10.250 RPM, com uma variante posterior de 64 válvulas elevando essa potência para 420 cavalos de potência (310 kW) a 10.500 RPM. Embora esses números fossem razoáveis ​​em comparação com os V12s da Ferrari, Honda e Weslake e o V8 da Cosworth de 1967, o H16 tinha uma faixa de potência extremamente estreita e era, de longe, o motor mais pesado do grid, pesando inicialmente 252 kg (555 libras) quando foi lançado em 1966, com a versão final mais leve reduzindo esse peso para 181 kg (398 libras).

See also: BRM H16 F1 (Part 1 of 2).

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