segunda-feira, 30 de junho de 2014

Os planetas telúricos

Os planetas telúricos possuem um núcleo formado por elementos metálicos e têm um diâmetro menor ou próximo do da Terra. São constituídos por materiais sólidos e apresentam-se estruturados em camadas com densidade elevada. As atmosferas, se existem, são pouco extensas quando comparadas com as dimensões dos respectivos planetas. Situam-se mais próximo do sol e têm maior densidade que os planetas gasosos (Júpiter, Saturno, Urano e Neptuno). Mercúrio, Vénus, a Terra e Marte são planetas telúricos.



Manifestação da actividade geológica
Os planetas do Sistema Solar foram criados sensivelmente ao mesmo tempo, partindo de uma nebulosa primitiva original, há cerca de 4600 milhões de anos. Mercúrio, Vénus, a Terra e Marte apresentam características semelhantes no que diz respeito ao tamanho, massa, densidade, número de satélites naturais e estrutura interna. No entanto, embora existam várias semelhanças entre eles, cada um possui as suas próprias características morfológicas, geológicas e ambientais:

Métodos utilizados na geologia planetária
Como qualquer ciência, a geologia planetária recorre a metodologias específicas e tem como ciências auxiliares a Física, a Química, a Óptica e a Topografia, entre outras. Os vários parâmetros utilizados pela geologia planetários são os seguintes: Estrutura interna dos planetas, mediante estudos de densidade, campos gravitacionais e magnético, sismologia, temperatura e meteoritos. Cartografia com recurso a fotografias, imagens por radar e comparação com estruturas da terra. Composição, fazendo uso de análises directas e análises espectrais remotas. Cronologia relativa e, se possível, absoluta, com utilização de métodos isotópicos. O estudo da morfologia e formas presentes nos planetas é feita através do processo da comparação com estruturas existentes no planeta Terra. Conhecendo as estruturas, é possível saber o que lhes deu origem, partindo do princípio que forças idênticas às da Terra se podem aplicar a outros planetas. Assim sendo, foram definidos três tipos de estruturas: endógenas, exóticas e exógenas.
As estruturas endógenas resultam de processos e forças que actuam no interior dos planetas. As exógenas são originadas por processos que ocorrem na superfície do planeta. As estruturas exóticas têm origem exterior ao planeta. Os planetas telúricos podem ser classificados como geologicamente activos e geologicamente inactivos. A Terra é um planeta bastante activo e Vénus apresenta alguma actividade vulcânica e sísmica. Mercúrio e Marte são considerados planetas geologicamente inactivos.

A energia necessária para a actividade geológica interna provém: 
-da radioactividade, que se deve ao decaimento de certos elementos existentes no núcleo terrestre, que libertam grandes quantidades de energia;
-da contracção gravitacional, que tem origem na posição combinada da Terra, do sol e da lua e que interfere nos campos gravíticos destes astros;
-do bombardeamento primitivo onde se acumulou grandes quantidades de energia no interior da Terra e que gradualmente se tem vindo a libertar.

A actividade geológica externa provém:
-do sol - esta estrela introduz a energia necessária para activar os agentes que modelam a superfície da terra.
dos impactos - ainda hoje a Terra é bombardeada por corpos vindos do espaço.

Sistema Terra-Lua, um exemplo paradigmático
No espaço, a Lua é o mais próximo vizinho natural da Terra. Pensa-se que ambas se tenham formado separadamente. A Lua, provavelmente, condensou-se a partir de uma nuvem de matéria quente, pouco depois da formação da Terra, há mais de quatro mil milhões de anos. Como existe uma forte ligação gravitacional, entre estes dois corpos, muitos investigadores referem-se a estes planeta como um «planeta duplo».
A Terra, ou planeta azul, é o único planeta solar onde se conhece vida. Os valores médios de distância ao sol, a temperatura superficial, a existência de água no estado líquido, a densidade da atmosfera e a existência da camada do ozono são factores propícios para a existência de uma enorme biodiversidade.
A Lua é conhecida pelo seu corpo rochoso, marcado por inúmeras crateras, que se pensa terem sido formadas pelos impactos de meteoritos. Em alguns locais, as erupções vulcânicas produziram as planícies escuras de lava. Os primeiros astrónomos deram nomes latinos às diversas regiões. Às regiões mais escuras, desprovidas de relevo, deram o nome de maria que significa «mares». Sabemos agora que a Lua não tem mares nem água, estas vastas superfícies são planícies poeirentas. A Lua é um mundo morto, pois é desprovida de ar, de água e a vida, tal como a conhecemos, não existe sem água.
A Lua gira em torno do seu eixo durante o mesmo período de tempo que demora a descrever uma órbita em redor da Terra, pelo que conserva permanentemente a mesma face voltada para nós. Um grande mistério da Lua é o facto de o seu lado oculto ser completamente diferente daquele que vemos: quase toda a superfície é montanhosa, coberta de crateras e sem os grandes «mares». Não existe qualquer explicação para esta diferença.
A Lua tem 3476 quilómetros de diâmetro, ou seja, menos de um terço do da Terra, e a sua distância ao planeta que habitamos é de 384 400 quilómetros. As suas temperaturas são algo difíceis, com 100ºC à luz do Sol e 150ºC negativos durante a noite. A Lua é muito mais pequena que a Terra, pelo que a sua força gravitacional é relativamente fraca, incapaz de conservar uma atmosfera.

domingo, 29 de junho de 2014

Constituição do Universo


De um modo simplista, o Universo é tudo o que existe e existirá na Terra e fora dela. Uma das características mais citadas é o facto de ser infinito, isto é, sem barreiras que o delimitem. Mas como está organizado o Universo? Qual a posição da Terra em relação a ele?

Estrelas
É possível ver cerca de seis mil estrelas a olho nu e, com a ajuda de um pequeno telescópio, tornam-se visíveis mais de um milhão de estrelas. Existem também milhares de galáxias que contêm pelo menos cem mil milhões de estrelas. Contudo, apesar da sua imensidão, as galáxias assemelham-se a minúsculas manchas de luz, rodeadas por grandes amplidões de espaço vazio. Há três tipos de estrelas: supernovas, pulsares e novas.

Enxames estrelares
Um breve olhar pelo céu nocturno revela que a distribuição das estrelas não é uniforme. Existem algumas áreas pouco povoadas, enquanto outras contêm uma grande densidade de estrelas que tendem a agrupar-se em enxames. Estes encontram-se divididos em dois tipos: aberto e globular.

Galáxias
São enormes concentrações de estrelas, formadas pouco depois do nascimento do universo a partir de enormes nuvens de hidrogénio e hélio. Estas «cidades das estrelas» têm dimensões extraordinárias: seriam precisos cem mil anos-luz para viajar de um extremo ao outro de uma galáxia comum. As estrelas, poeiras e nuvens de gás que constituem as galáxias organizam-se de várias formas: em espiral, em galáxias irregulares, misteriosas e elípticas.

Nebulosas
Regiões do tipo de nuvem formadas por gás e poeiras, podendo dividir-se em dois grupos: nebulosas de emissão e nebulosas de reflexão – brilhante e obscura.

Cometas
Cometas são conjuntos de gases, poeiras e gelo que se deslocam em volta do sol, geralmente em órbitas muito excêntricas. Durante séculos, os cometas foram temidos como anunciadores de catástrofes ou de acontecimentos estranhos. Hoje, os segredos destes fenómenos celestes estão em grande parte desvendados. Segundo os cientistas, o grande reservatório dos cometas está situado a meio caminho entre o sol e a estrela mais próxima (Sirius). Nesta região, encontrar-se-ão aproximadamente duzentos mil milhões de cometas.

Asteróides
Os asteróides, também chamados planetas menores, são pequenos pedaços de rocha que se movem em conjunto à volta do Sol. Pensa-se que são, ao todo, um milhão. Alguns têm poucos metros de diâmetro e outros têm centenas de quilómetros. A maioria dos asteróides encontra-se em Marte e Júpiter, formando a cintura dos asteróides.

Meteoróides
São fragmentos de rocha com dimensões muito variáveis: alguns são pequeninos como grãos de areia e outros são rochas com centenas de metros de diâmetro. Podem resultar da colisão de asteróides, ou ser fragmentos que se desprendem dos cometas ao longo das suas órbitas. Ao penetrar na atmosfera terrestre, os que são muito pequenos – meteoros – ardem completamente e aparecem no céu muito brilhantes. Chamamos-lhes por isso «estrelas cadentes». Os de maior tamanho – meteoritos – não ardem ao penetrar a atmosfera. Quando caem nos continentes formam crateras, por vezes muito grandes.

Buracos negros
São regiões do espaço onde há uma concentração de muita matéria num volume pequeno. Essas regiões atraem tudo o que está próximo e nem mesmo a luz escapa. Os buracos negros podem resultar da morte de estrelas de grandes dimensões. Quanto maior é o tamanho da estrela que morre, maior é o buraco negro que origina e maior é o poder de atracção que exerce. Existem razões para acreditar que em todas as galáxias existem buracos negros.

Planetas extra-solares
Há alguns anos atrás, os planetas extra-solares eram parte da ficção científica. A sua existência era prevista por teorias de formação estelar mas nenhum tinha sido encontrado. Na década de 90 tudo mudou e agora o estudo e a procura de planetas extra-solares tornou-se uma área bastante «apetecida» da Astronomia.

Nós no Universo
Apesar da insignificância do nosso planeta, os cientistas decidiram investigar acerca da nossa localização em relação ao Universo, que é a seguinte:
Universo - Grupo Local - Via Láctea - Braço Espiral de Órion - Sistema Solar - 3º Planeta a contar da nossa estrela (Sol).

sábado, 28 de junho de 2014

Lixo Espacial cai na Terra

Este lixo não tem utilidade para o homem e pode ser muito perigoso. As naves, os foguetões e os satélites podem colidir com ele causando danos no espaço. Até fragmentos de pequeníssimas dimensões podem causar danos em naves e satélites e mesmo matar astronautas, devido às enormes velocidades que atingem! Mas o lixo também pode cair na superfície terrestre. A figura mostra lixo espacial que caiu na Arábia Saudita, a 240 km da capital Riade, em Janeiro de 2001. Se a queda deste material ocorrer numa zona habitada, poderá provocar um número considerável de mortos.
A queda deste material na superfície não é o principal problema. Há a destacar que o lixo espacial pode colidir entre si a altas velocidades e gerar muito mais fragmentos fazendo, por si só, aumentar o próprio lixo espacial!




sexta-feira, 27 de junho de 2014

A Lua



A Lua sempre fascinou a espécie humana ao longo dos tempos. Mas simplesmente observando-a a olho nu, só se conseguem discernir dois principais tipos de terreno: terras relativamente brilhantes e planos escuros. A meados do século XVII, Galileo e outros astrónomos fizeram observações telescópicas, notando uma sobreposição de crateras quase infinito. Sabe-se há mais de um século que a Lua é menos densa do que a Terra. Apesar de se terem feito muitas descobertas sobre a Lua antes da era espacial, esta nova era revelou muitos segredos dificilmente imagináveis anteriormente. Os conhecimentos actuais da Lua são maiores do que de qualquer outro objecto do sistema solar, à excepção da Terra. Isto conduz-nos a um maior conhecimento de processo geológicos e maior apreciação da complexidade dos planetas terrestres.

Em 20 de Julho de 1969, Neil Armstrong tornou-se no primeiro homem a pisar a superfície lunar. Ele foi seguido por Edwin Aldrin, ambos da missão Apollo 11. Eles e outros caminhantes lunares experimentaram os efeitos da ausência da atmosfera. Eram usadas comunicações por rádio porque as ondas sonoras só podem ser ouvidas através do ar. O céu lunar é sempre preto porque a difracção da luz necessita de uma atmosfera. Os astronautas também experimentaram diferenças gravitacionais. A gravidade na Lua é um sexto da gravidade na Terra; um homem com o peso de 82 kgf (quilogramas-força = 180 libras-força) na Terra pesa apenas 14 kgf (30 libras-força) na Lua. (O peso métrico equivalente (ou força) é o Newton, em que 4.45 Newtons equivale a uma libra-força.)
A Lua está a 384,403 quilómetros (238,857 milhas) da Terra. O seu diâmetro é de 3,476 quilómetros (2,160 milhas). Tanto a rotação da Lua como a translação à volta da Terra demora 27 dias, 7 horas e 43 minutos. Esta rotação síncrona é causada pela distribuição assimétrica da massa na Lua, o que permitiu à gravidade terrestre manter sempre um hemisfério lunar virado para a Terra. Desde meados do séc. XVII foram observadas telescopicamente pequenas variações. Estas variações muito pequenas mas reais (no máximo cerca de 0°.04) são causadas pelo efeito da gravidade do Sol e pela excentricidade da órbita terrestre, perturbando a órbita lunar e permitindo a preponderância cíclica do movimento torsor nas direcções este-oeste e norte-sul.
Foram instaladas quatro estações sísmicas alimentadas por energia nuclear durante o projecto Apollo para obter dados sísmicos sobre o interior da Lua. Existe apenas actividade tectónica residual devida às forças do arrefecimento e das marés, mas outros lunamotos têm sido causados por impactos de meteoros e meios artificiais, tais como embates provocados de módulos lunares contra a Lua. Os resultados mostrara que a Lua tem uma crusta com 60 quilómetros (37 milhas) de espessura no centro do lado mais próximo. Se esta crusta é uniforme em toda a Lua, constitui cerca de 10% do volume da Lua comparado com menos de 1% na Terra. As medidas sísmicas de uma crusta e manto na Lua indicam um planeta estratificado com diferenciação por processos ígneos. Não há evidência de um núcleo rico em ferro a não ser que seja pequeno. As informações sísmicas influenciaram a criação de teorias acerca da formação e evolução da Lua.
A Lua foi fortemente bombardeada no início da sua história, o que causou muitas das rochas originais da crusta antiga serem misturadas, fundidas, enterradas ou desaparecidas. Impactos meteóricos trouxeram uma variedade de rochas "exóticas" para a Lua de tal modo que amostras recolhidas em 9 locais deram muitos tipos diferentes de rochas para estudo. Os impactos também expuseram rochas lunares de grande profundidade e distribuíram os seus fragmentos para longe dos seus lugares de origem, tornando-os mais acessíveis. A crusta subjacente foi tornada mais fina e partida, permitindo que o basalto fundido do interior atingisse a superfície. Por a Lua não ter atmosfera nem água, os componentes do solo não se modificam quimicamente ao contrário do que acontece na Terra. Ainda lá existem rochas com mais de 4 biliões de anos, dando-nos informações sobre a história da origem do sistema solar que não é possível na Terra. A actividade geológica na Lua consiste em grandes impactos ocasionais e na contínua formação de regolitos. É por isso considerada geologicamente morta. Com uma história original tão activa de bombardeamentos e um fim relativamente abrupto em impactos fortes, a Lua é considerada fossilizada no tempo.
As missões Apollo e Luna trouxeram 382 quilogramas (840 libras) de rochas e solo dos quais três principais materiais da superfície foram estudados: os regolitos, os mares e as terras. Bombardeamentos de micrometeoritos pulverizaram as superfícies rochosas produzindo detritos de grão fino chamados regolito. O regolito, ou solo lunar, é composto por grãos minerais não consolidados, fragmentos de rochas e uma combinação destes que foram soldados em forma de vidro pelos impactos. São encontrados por toda a superfície da Lua, com excepção de paredes inclinadas de crateras e vales. Têm uma espessura de 2 a 8 metros (7 a 26 pés) nos mares e podem exceder 15 metros (49 pés) nas terras, dependendo de quanto tempo a camada de rochas por baixo esteve exposta aos bombardeamentos de meteoros.
Os mares, escuros e com relativamente poucas crateras, cobrem 16% da superfície lunar e estão concentrados no lado mais próximo da Lua, principalmente em bacias de impacto. Esta concentração pode ser explicada pelo facto de o centro da massa da Lua estar deslocado do seu centro geométrico em cerca de e quilómetros (1.2 milhas na direcção da Terra, provavelmente porque a crusta é mais espessa no lado mais longe. É possível, portanto, que os magmas de basalto procedentes do interior tenham atingido a superfície facilmente no lado mais próximo, mas tenham encontrado dificuldades no lado mais longe. Rochas dos mares são basaltos e muitos são de há 3.8 a 3.1 biliões de anos. Alguns fragmentos nas montanhas datam de há 4.3 biliões de anos e fotos de alta resolução sugerem que alguns fluxos de mares envolvem crateras jovens e podem portanto ter apenas 1 bilião de anos. Os mares têm em média apenas poucas centenas de metros de espessura mas são tão massivos que frequentemente deformam a crusta subjacente o que cria depressões do tipo das falhas e cordilheiras erguidas.
As montanhas relativamente brilhantes e com muitas crateras são chamadas terras. As crateras e bacias nas montanhas são formadas por impactos de meteoritos e são portanto mais velhos do que os mares, tendo acumulado mais crateras. O tipo de rochas dominante nesta região contém grandes quantidades de feldspato plagioclásico (um mineral rico em cálcio e alumínio) e é uma mistura de fragmentos da crusta quebrados pelos impactos dos meteoritos. Muitas brechas das terras são compostas por fragmentos de brechas ainda mais antigas. Outras amostras de terras são rochas cristalinas de grão fino formadas pela fusão devida ao choque devida às altas pressões de um impacto. Quase todas as brechas das montanhas e fusões por impacto se formaram há cerca de 4.0 a 3.8 biliões de anos. O intenso bombardeamento começou há 4.6 biliões de anos, que é a época estimada para a origem da Lua.


Estatísticas da Lua
 Massa (kg)7.349e+22 
 Massa (Terra = 1)1.2298e-02 
 Raio equatorial (km)1,737.4 
 Raio equatorial (Terra = 1)2.7241e-01 
 Densidade média (gm/cm^3)3.34 
 Distância média da Terra (km)384,400 
 Período rotacional (dias)27.32166 
 Período orbital (dias)27.32166 
 Duração média do dia lunar (dias)29.53059 
 Velocidade orbital média (km/seg)1.03 
 Excentricidade orbital0.0549 
 Inclinação do eixo (graus)1.5424 
 Inclinação orbital (graus)5.1454 
 Gravidade à superfície no equador (m/seg^2)1.62 
 Velocidade de escape no equador (km/seg)2.38 
 Albedo visual geométrico0.12 
 Magnitude (Vo)-12.74 
 Temperatura média à superfície (dia)107°C 
 Temperatura média à superfície (noite)-153°C 
 Temperatura máxima à superfície123°C 
 Temperatura mínima à superfície-233°C 


Animações da Lua





Vistas da Lua




O Interior Lunar 

Esta imagem mostra as três maiores divisões do interior lunar, a crusta, o manto e o núcleo. A espessura da crusta lunar varia de dezenas de quilómetros de profundidade (por baixo das bacias dos mares) até mais de 100 quilómetros em algumas regiões altas, com uma espessura média de cerca de 70 quilómetros. O raio do núcleo mede entre 300 e 425 quilómetros. (Copyright 1999 por Calvin J. Hamilton) 


Apollo 17 - Vista Completa da Lua 

Este disco completo da Lua foi fotografado pela tripulação da Apollo 17 durante a sua passagem a caminho da Terra, após uma missão de alunagem com sucesso em Dezembro de 1972. Os mares vistos nesta foto incluem Serentatis, Tranquillitatis, Nectaris, Foecunditatis e Crisium. (Cortesia NASA) 


Lua - Mosaico em Cor Falsa 

Esta fotografia da Lua em cor falsa foi obtida pela sonda Galileu em 8 de Dezembro de 1992. O processamento em cor falsa utilizado para criar esta imagem lunar auxilia na interpretação da composição do solo. As áreas que aparecem em vermelho geralmente correspondem a terras altas, enquanto as áreas sombreadas de azul para laranja indicam uma antiga corrente vulcânica de um mar ou oceano lunar. As áreas dos mares mais azuis contêm mais titânio do que as áreas laranja. O mar Tranquillitatis, visto como uma mancha azul escuro à direita, é mais rico em titânio do que o mar Serenitatis, uma área circular um pouco mais pequena imediatamente acima e à esquerda do mar Tranquillitatis. áreas azul e laranja que cobrem uma grande parte no lado esquerdo da Lua nesta vista representam muitas correntes de lava no oceano Procellarum. As pequenas áreas púrpura perto do centro são depósitos piroclásticos formados por erupções vulcânicas explosivas. A cratera recente Tycho, com um diâmetro de 85 quilómetros (53 milhas), está destacada na base da fotografia. 


O Lado Mais Longe da Lua 

Esta imagem foi obtida pelos astronautas da Apollo 11 em 1969. Mostra o lado da Lua, cheio de crateras, mais afastado da Terra. A maior cratera tem aproximadamente 80 km (50 milhas) de diâmetro. O terreno enrugado visto nesta imagem é típico neste lado da Lua. (Cortesia NASA) 


Este mosaico é composto de 1,500 imagens da Clementine da região do polo sul da Lua. A metade superior do mosaico está virado para a Terra. A Clementine mostrou o que parece ser uma grande depressão perto do polo sul lunar (ao centro), evidente pela presença de extensas sombras à volta do polo. Esta depressão provavelmente é uma antiga bacia formada pelo impacto de um asteróide ou cometa. Uma parte significante da área escura perto do polo pode estar em sombra permanente, e suficientemente fria para captar água em forma de gelo de origem cometária.


A bacia de impacto Schrodinger (perto da posição das 4 horas) é uma bacia de dois anéis, com cerca de 320 quilómetros (200 milhas) de diâmetro que é conhecida como a segunda bacia de impacto mais recente na Lua. O centro de Schrodinger está preenchido por lavas. A abertura vulcânica no solo de Schrodinger é um dos maiores vulcões explosivos da Lua. (Cortesia Naval Research Laboratory.) 


Apollo 11 

A etapa de ascensão do módulo lunar (ML) da Apollo 11, com os astronautas Neil A. Armstrong e Edwin E. Aldrin Jr. a bordo, foi fotografado pelo Módulo de Comando e Serviço (MCS) durante o encontro na órbita lunar. O ML estava a fazer a manobra de aproximação para atracar ao CSM. O astronauta Michael Collins permaneceu no CSM em órbita lunar, enquanto os restantes dois membros da tripulação exploravam a superfície lunar. A área grande de cor escura ao fundo é o mar de Smyth, centrado em 85 graus leste de longitude e 2 graus sul de latitude na superfície lunar (no lado mais próximo). Esta vista está virada para oeste. A Terra eleva-se no horizonte lunar. (Cortesia NASA) 


Apollo 11 - Bandeira 

O astronauta Edwin E. Aldrin Jr., piloto do módulo lunar, posa para uma fotografia ao lado da bandeira içada dos Estados Unidos durante a actividade extraveicular na superfície lunar. O Módulo Lunar Eagle está à esquerda. As pegadas dos astronautas são claramente visíveis no solo da Lua. Esta foto foi obtida pelo astronauta Neil A. Armstrong, comandante, com uma câmara de 70mm. (Cortesia NASA) 


Apollo 11 - A Terra Vista da Lua 

Esta vista da Terra elevando-se acima do horizonte da Lua foi obtida da nave espacial Apollo 11. O terreno lunar mostrado é da área do mar de Smyth, no lado mais próximo.(Cortesia NASA) 


Apollo 11 - Pegada na Lua 

Um close-up da pegada do astronauta no solo lunar, fotografado com uma câmara de 70mm durante a actividade extraveicular(AEV) na Lua. 


Apollo 15 - O Veículo Lunar 

Esta é uma vista do Veículo Lunar fotografado sozinho contra o fundo lunar desolador durante a actividade extraveícular da Apollo 15 no ponto de alunagem Hadley-Apennine. Esta vista está virada a norte. O lado oeste do Monte Hadley está no extremo acima à direita da foto. O Monte Hadley eleva-se aproximadamente 4,500 metros (14,800 pés) acima do chão. A formação lunar mais visível está aproximadamente a 25 quilómetros (16 milhas) de distância. (Cortesia NASA) 


Apollo 17 - O Ponto de Alunagem Taurus-Littrow 

Este é o ponto de alunagem da última missão Apollo (Apollo 17). Foi no vale entre os montes Taurus-Littrow na borda sudeste do Mar Serenitatis. Os astronautas Eugene Cernan e Harrison H. Schmitt exploraram o vale com a ajuda de um carro movido a electricidade. Esta imagem mostra Schmitt inspeccionando uma grande rocha que rolou pela montanha adjacente abaixo. (Cortesia NASA) 


Apollo 17 - Grande Rocha Lunar 

A Terra ao longe é vista acima de uma grande rocha da Lua. Esta foto foi obtida com uma câmara Hasselblad manual pelos dois últimos viajantes lunares do programa Apollo.(Cortesia NASA) 


Apollo 17 - Paisagem Lunar 

Esta imagem é uma excelente vista do desolado espaço lunar na Estação 4 mostrando o cientista-astronauta Harrison H. Schmitt, piloto do módulo lunar, que está a trabalhar no Veículo Lunar durante a segunda actividade extraveícular da Apollo 17 no ponto de alunagem Taurus-Littrow. Este é o ponto em que Schmitt viu pela primeira vez o solo laranja que é visível nos dois lados do Veículo Lunar, nesta figura. A cratera Shorty está à direita, e o pico ao centro no fundo é a Montanha Família. Vê-se porção de Massif Sul no horizonte no limite esquerdo. (Cortesia NASA) 


Apollo 17 - Solo Laranja 

Estas esferas de vidro e fragmentos laranja são as partículas mais finas que já foram trazidas da Lua. As partículas variam em dimensão de 20 a 45 microns. O solo laranja foi trazido do ponto de alunagem Taurus-Littrow pela tripulação da Apollo 17. O cientista-astronauta Harrison J. Schmitt descobriu o solo laranja na Cratera Shorty. As partículas laranja, que estão misturadas com grãos pretos e mosqueados, têm aproximadamente a mesma dimensão das partículas que compõem os sedimentos na Terra. A análise química do material do solo laranja mostrou que estas amostras são semelhantes a algumas das amostras trazidas do local da Apollo 11 (Mar da Tranquilidade) algumas centenas de milhas a sudoeste. Tal como essas amostras, é rico em titânio (8%) e óxido de ferro (22%). Mas ao contrário das amostras da Apollo 11, o solo laranja é inexplicavelmente rico em zinco. O solo laranja é provavelmente de origem vulcânica e não o resultado do impacto de um meteorito. (Cortesia NASA) 


Borda da Cratera de Impacto Copernicus 

Esta imagem de Copernicus foi obtida na Missão Lunar Orbiter 5. Copernicus tem 93 quilómetros de largura e está localizada dentro da bacia Mar Imbrium, a norte do lado próximo da Lua (10° N, 20° graus W.). A imagem mostra o chão, elevações e raios. Os raios de matéria ejectada sobrepõem-se a todos os terrenos adjacentes o que localiza a cratera no seu grupo etário: o sistema Copernicus, o conjunto mais novo de rochas na Lua (Shoemaker e Hackman, 1962, The Moon: Londres, Academic Press, p.289-300).(Cortesia USGS/NASA) 


Apollo 17 - Vista Oblíqua de Copernicus 

Esta é uma vista oblíqua da grande cratera Copernicus no lado próximo da Lua, fotografado da nave Apollo 17 em órbita lunar. (Cortesia NASA) 

quinta-feira, 26 de junho de 2014

O Nosso Sistema Solar


O nosso sistema solar consiste de uma estrela média, a que chamamos o Sol, os planetas MercúrioVénusTerraMarteJúpiterSaturnoÚranoNeptunoPlutão. Inclui: os satélites dos planetas; numerosos cometasasteróides, e meteoróides; e o espaço interplanetário. O Sol é a fonte mais rica de energia electromagnética (principalmente sob a forma de calor e luz) do sistema solar. A estrela conhecida mais próxima do Sol é uma estrela anã vermelha chamada Proxima Centauri, à distância de 4.3 anos-luz. O sistema solar completo, em conjunto com as estrelas locais visíveis numa noite clara, orbitam em volta do centro da nossa galáxia, um disco em espiral com 200 biliões de estrelas a que chamamos Via Láctea. A Via Láctea tem duas pequenas galáxias orbitando na proximidade, que são visíveis do hemisfério sul. Têm os nomes de Grande Nuvem de Magalhães e Pequena Nuvem de Magalhães. A galáxia grande mais próxima é a Galáxia de Andromeda. É uma galáxia em espiral, tal como a Via Láctea, mas é 4 vezes mais massiva e está a 2 milhões de anos-luz de distância. A nossa galáxia, uma de biliões de galáxias conhecidas, viaja pelo espaço intergaláctico.
Os planetas, a maior parte dos satélites dos planetas e os asteróides giram em volta do Sol na mesma direcção, em órbitas aproximadamente circulares. Se olharmos de cima do polo norte solar, os planetas orbitam num sentido anti-horário. Os planetas orbitam o Sol num mesmo plano, ou próximo, chamado aeclíptica. Plutão é um caso especial, porque a sua órbita é a mais inclinada (18 graus) e a mais elíptica de todos os planetas. Por isso, durante uma parte da sua órbita, Plutão está mais perto do Sol do que Neptuno. O eixo de rotação da maior parte dos planetas é aproximadamente perpendicular à eclíptica. As excepções são Úrano e Plutão, que estão inclinados para um lado.

Composição do Sistema Solar

O Sol contém 99.85% de toda a matéria do Sistema Solar. Os planetas, que se condensaram a partir do mesmo disco de matéria de onde se formou o Sol, contêm apenas 0.135% da massa do sistema solar. Júpiter contém mais do dobro da matéria de todos os outros planetas juntos. Os satélites dos planetas, cometas, asteróides, meteoróides e o meio interplanetário constituem os restantes 0.015%. A tabela seguinte é uma lista da distribuição de massa no nosso Sistema Solar.
  • Sol: 99.85%
  • Planetas: 0.135%
  • Cometas: 0.01% ?
  • Satélites: 0.00005%
  • Planetas Menores: 0.0000002% ?
  • Meteoróides: 0.0000001% ?
  • Meio Interplanetário: 0.0000001% ?

Espaço Interplanetário

Quase todo o sistema solar, em volume, parece ser um vazio completo. Longe de ser um nada absoluto, este "espaço" vácuo compõe o meio interplanetário. Inclui diversas formas de energia e pelo menos dois componentes materiais: poeira interplanetária e gás interplanetário. A poeira interplanetária consiste de partículas sólidas microscópicas. O gás interplanetário é um ténue fluxo de gás e de partículas carregadas, principalmente protões e electrões -- plasma -- que flui do Sol, chamado o vento solar.



O vento solar pode ser medido de uma nave espacial, e tem um efeito importante sobre as caudas dos cometas. Também tem um efeito mensurável no movimento das naves espaciais. A velocidade do vento solar é cerca de 400 quilómetros (250 milhas) por segundo nas proximidades da órbita da Terra. O ponto em que o vento solar atinge o meio interestelar, que é o vento "solar" de outras estrelas, é denominado heliopausa. É uma fronteira teórica aproximadamente circular ou em forma de lágrima, que marca o limite da influência solar, talvez a 100 UA do Sol. O espaço entre os limites da heliopausa, que contém o Sol e os planetas solares, é denominado heliosfera.
O campo magnético solar estende-se para além do espaço interplanetário; pode ser medido na Terra e por naves espaciais. O campo magnético solar é o campo magnético dominante em todas as regiões interplanetárias do sistema solar, excepto nas imediações dos planetas que têm os seus próprios campos magnéticos.

 Os Planetas Terrestres

Os planetas terrestres são os quatro planetas mais interiores no sistema solar, MercúrioVénusTerra e Marte. São denominados de terrestres, porque têm uma superfície compacta rochosa tal como a Terra. Os planetas Vénus, Terra e Marte têm atmosferas significativas enquanto Mercúrio a tem quase nula.. O diagrama seguinte mostra a distância aproximada dos planetas terrestres ao Sol.




Os Planetas Jupiterianos

JúpiterSaturnoÚrano, e Neptuno são conhecidos por planetas Jupiterianos, ou Jovianos (semelhantes a Júpiter, ou Jove), porque são todos gigantescos comparados com a Terra, e têm uma natureza gasosa tal como Júpiter. Os planetas Jovianos também são referidos como os gigantes gasosos, apesar de alguns ou todos poderem possuir pequenos núcleos sólidos. O diagrama seguinte mostra a distância aproximada dos planetas Jovianos ao Sol.





quarta-feira, 25 de junho de 2014

terça-feira, 24 de junho de 2014

Meteoritos

O termo meteoro vem do grego meteoron, que significa fenómeno no céu. É usado para descrever a faixa de luz produzida quando matéria do sistema solar cai na atmosfera terrestre criando incandescência temporária resultante da fricção na atmosfera. Isto ocorre tipicamente a alturas de 80 a 110 quilómetros (50 a 68 milhas) acima da superfície da Terra. O termo também é usado livremente com a palavra meteoróide referindo-se à própria partícula sem relação com o fenómeno que produz ao entrar na atmosfera terrestre. Um meteoróide é a matéria que gira em volta do Sol ou qualquer objecto do espaço interplanetário que é pequeno demais para ser chamado asteróide ou cometa. Partículas ainda mais pequenas são chamadas micrometeoróides ou grãos de poeira cósmica, que inclui material interestelar que ocasionalmente entre no nosso sistema solar. Um meteorito é um meteoróide que atinge a superfície da Terra sem ser completamente vaporizado.
Um dos primeiros objectivos ao estudar meteoritos é determinar a história e origem dos corpos que lhes deram origem. Diversas amostras de acondritos, encontradas na Antártida desde 1981, mostram conclusivamente que tiveram origem na Lua tendo como base semelhanças na composição das rochas lunares obtidas pelas missões Apollo de 1969-1972. A origem de outros meteoritos permanece sem comprovação, apesar de se suspeitar que um outro conjunto de oito acondritos terem a sua origem em Marte. Estes meteoritos contêm gases atmosféricos capturados em minerais fundidos que condizem com a composição da atmosfera marciana conforme medida pelas sondas Viking em 1976. Presume-se que todos os outros grupos tiveram origem em asteróides ou cometas; crê-se que a maioria dos meteoritos são fragmentos de asteróides.

Tipos de Meteoritos & Percentagem que Cai na Terra
  • Meteoritos rochosos
    • Condritos (85.7%)
      • Carbonados
      • Enstatitos
    • Acondritos (7.1%)
      • Grupo HED
      • Grupo SNC
      • Aubritos
      • Ureilitos
  • Meteoritos rochosos ferrosos (1.5%)
    • Palasitos
    • Mesosideritos
  • Meteoritos ferrosos (5.7%)

Os meteoritos são difíceis de classificar, mas os três maiores grupos são os rochosos, rochosos ferrosos e ferrosos. Os meteoritos mais comuns são os condritos, que são meteoritos rochosos. A datação radiométrica dos condritos localizou-os com a idade de 4.55 biliões de anos, que é a idade aproximada do sistema solar. São considerados exemplos prístinos de matéria do início do sistema solar, apesar de em muitos casos as suas propriedades se terem modificado por metamorfismo térmico ou alterações glaciais. Alguns meteoriticistas sugeriram que as diferentes propriedades encontradas em vários condritos sugerem a localização da sua formação. Condritos enstatitos contêm os elementos mais refractários e acredita-se que foram formados no interior do sistema solar. Condritos ordinários, que são o tipo mais comum contendo elementos tanto voláteis como oxidados, pensa-se terem sido formados na cintura de asteróides interior. Condritos carbonados, que têm a mais alta proporção de elementos voláteis e são os mais oxidados, pensa-se terem sido originados em distâncias ainda maiores do Sol. Cada uma destas classes pode ainda ser subdividida em grupos mais pequenos com propriedades distintas.
Outros tipos de meteoritos que foram geologicamente processados são acondritos, férreos e palasitos. Acondritos são também meteoritos rochosos, mas são considerados matéria diferenciada e reprocessada. São formados pela fusão e recristalização nos corpos que os originaram, ou entre eles; como resultado, os acondritos têm texturas distintas e mineralogia indicativa de processos ígneos. Palasitos são meteoritos rochosos ferrosos compostos por olivina incluída no metal. Meteoritos ferrosos são classificados em treze grupos maiores e consistem principalmente em ligas de ferro-níquel com pequenas quantidades de carbono, enxofre e fósforo. Estes meteoritos formaram-se quando o metal fundido segregado de silicatos menos densos e arrefecidos, mostrando outro tipo de fusão nos corpos que originaram os meteoritos. Assim, os meteoritos contêm evidências de alterações que ocorreram nos corpos de onde foram removidos ou partidos, presumivelmente por impactos.
O movimento dos meteoritos pode ser severamente perturbado pelos campos gravitacionais de planetas maiores. A influência gravitacional de Júpiter é capaz de modificar a órbita de um asteróide da cintura principal, de tal modo que ele mergulha no interior do sistema solar e atravessa a órbita da Terra. É este aparentemente o caso dos fragmentos de asteróides Apollo e Vesta.
Partículas encontradas em órbitas altamente correlacionadas são chamadas componentes de fluxo e as encontradas em órbitas aleatórias são chamadas de componentes esporádicos. Pensa-se que a maior parte dos fluxos de meteoros são formados pela decomposição de um núcleo de cometa e consequentemente são espalhados pela órbita original do cometa. Quando a órbita da Terra intercepta um fluxo de meteoro, a quantidade de meteoros é aumentada e resulta uma chuva de meteoros. Uma chuva de meteoros tipicamente dura vários dias. Uma chuva de meteoros particularmente intensa é chamada de tempestade de meteoros. Acredita-se que os meteoros esporádicos tiveram uma perca gradual de coerência orbital com uma chuva de meteoros devida a colisões e efeitos radioactivos, posteriormente aumentada por influências gravitacionais. Existe algum debate sobre os meteoros esporádicos e a sua relação com as chuvas de meteoros.

Fotografias de Meteoritos



Meteorito Condrito 

Este meteorito foi colhido nas Colinas Allan Hills na Antarctida. Meteoritos são pedaços de rocha que foram capturados pela gravidade de um planeta e atraídos para a superfície. Este meteorito é do tipo chamado condrito, e pensa-se que foi formado ao mesmo tempo que os planetas da nebulosa solar, há cerca de 4.55 biliões de anos. (Cortesia NASA/JPL) 


Meteorito Acondrito 

Descoberto no Pico Reckling, na Antarctida, este tipo de meteorito é conhecido por acondrito. Tem uma composição basáltica e foi provavelmente formado pela fusão de um asteróide há cerca de 4.5 biliões de anos. O asteróide quebrou-se algum tempo depois e este pequeno fragmento do asteróide foi capturado pela gravidade terrestre e caiu no solo.(Cortesia NASA/JPL) 


Meteorito Férreo 

Este meteorito férreo foi encontrado no Pico Derrick, na Antarctida. Este tipo de meteorito tem esse nome porque é principalmente formado pelos elementos ferro e níquel. Esta amostra é provavelmente um pequeno fragmento do núcleo de um asteróide grande que se partiu. (Cortesia NASA/JPL) 


Meteorito Marciano 

Embora este meteorito tenha sido colhido em Elephant Moraine, na Antárctida in 1979, alguns cientistas acreditam que provém do planeta Marte. Os minerais encontrados nesta rocha são semelhantes aos que os cientistas esperam encontrar em rochas de Marte. Este meteorito também contém vesículas, ou pequenas bolsas, que contêm ar muito semelhante ao ar medido em Marte pela sonda Viking. Este meteorito tem a idade de 180 milhões de anos. (Cortesia NASA/JPL) 


Um Meteorito Marciano 

Este meteorito, denominado EETA 79001, foi encontrado no gelo na Antarctida, e é muito provavelmente de Marte. Para comparação da escala, o cubo em baixo à direita tem 1 centímetro de lado. O meteorito está parcialmente coberto por uma camada vítrea preta, a crosta da fusão. A crosta da fusão forma-se quando o meteorito entra na atmosfera terrestre em alta velocidade. A calor gerado pelo atrito funde a parte exterior do meteorito. Por dentro, o meteorito é cinzento. É um basalto, muito semelhante aos basaltos encontrados em Terra. Formou-se numa erupção vulcânica há cerca de 180 milhões de anos. Este meteorito é muito provavelmente de Marte porque contém uma pequena quantidade de gás que é quimicamente idêntico à atmosfera marciana. (Cortesia LPI) 


Vista Microscópica de um Meteorito Marciano 

As rochas são frequentemente compostas por grãos minerais pequenos que não podem ser vistos claramente sem um microscópio. Para ver estes pequenos grãos, os cientistas têm que moer e polir amostras muito finas de rochas (0.03 milímetros) para a luz poder passar através delas. Esta vista microscópica, com 2.3 milímetros (.09 polegadas) de lado, está em cor falsa, produzida por filtros polarizadores colocados acima e abaixo da lâmina do microscópio. Estes filtros provocam cores distintas em minerais diferentes, permitindo a fácil identificação dos minerais. A maior parte deste meteorito (em amarelo, verde, rosa e preto) é o mineral olivina, que é comum em algumas rochas basálticas. O grão em faixas perto do centro é o mineral piroxene. (Cortesia Allan Treiman, LPI) 


Meteorito Vesta 

Assume-se que este meteorito é uma amostra da crusta do asteróide Vesta, que é o terceiro objecto do sistema solar além da Terra do qual os cientistas têm uma amostra em laboratório (as outras amostras extraterrestres são de Marte e da Lua). O meteorito é único porque é composto quase totalmente pelo mineral piroxene, comum em correntes de lava. A estrutura granulosa do mineral do meteorito indica também que já esteve liquefeito, e os seus isótopos de oxigénio não são idênticos aos isótopos de oxigénio encontrados em todas as outras rochas da Terra e da Lua. A identidade química do meteorito aponta para o asteróide Vesta porque tem a mesma assinatura espectral única do mineral piroxene.

A maior parte dos meteoritos identificados de Vesta estão ao cuidado do Museu Australiano de Oeste (Western Australian Museum). Esta amostra com 1.4 libras (631 gr) vem dos Serviços Meteoríticos de New England (New England Meteoritical Services). É uma amostra completa que mede 9.6 x 8.1 x 8.7 centímetros (3.7 x 3.1 x 3.4 polegadas), mostrando a crusta de fusão, evidência do último estágio na sua viagem para a Terra. (Crédito da Foto: R. Kempton, New England Meteoritical Services)

segunda-feira, 23 de junho de 2014

Asteróides


Asteróides são objectos rochosos e metálicos que orbitam o Sol mas são pequenos demais para serem considerados planetas. São conhecidos por planetas menores. A dimensão dos asteróides varia desde Ceres, que tem um diâmetro de cerca de 1000 km, até à dimensão de pequenas pedras. Dezasseis asteróides têm um diâmetro de 240 km ou mais. Foram descobertos desde o interior da órbita da Terra até para lá da órbita de Saturno. Muitos, porém, estão dentro de uma cintura que existe entre as órbitas de Marte e de Júpiter. Alguns têm órbitas que atravessam a órbita da Terra e alguns atingiram até a Terra em tempos passados. Um dos exemplos mais bem conservados é a Cratera de Meteoro Barringer perto de Winslow, Arizona, EUA.



 legendas da figura:



A Cintura Principal de Asteróides

(Órbitas desenhadas aproximadamente à escala)
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"Sol" . . . "Marte" . . . "Cintura de Asteróides" . . . "Júpiter"
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"Minutos Luz" . . . . "Unidades Astronómicas"
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Os asteróides são feitos de material deixado desde a formação do sistema solar. Uma teoria sugere que são os restos de um planeta que foi destruído numa colisão massiva ocorrido há muito tempo. Mais provavelmente, os asteróides são matéria que nunca se uniu para formar um planeta. De facto, se se juntasse a massa total estimada de todos os asteróides num único objecto, esse objecto teria menos de 1,500 quilómetros (932 milhas) de diâmetro -- menos de metade do diâmetro da nossa Lua.
Muito do nosso conhecimento àcerca dos asteróides vem do exame das rochas e dos fragmentos do espaço que caem na superfície da Terra. Os asteróides que estão numa rota de colisão com a Terra são chamados meteoróides. Quando um meteoróide atinge a nossa atmosfera em alta velocidade, a fricção provoca a incineração desta porção de matéria espacial, provocando um raio de luz conhecido por meteoro. Se um meteoróide não arde completamente, o que resta atinge a superfície da Terra e é chamado um meteorito.
De todos os meteoritos examinados, 92.8% são compostos de silicato (pedra), e 5.7% são compostos por ferro e níquel; o restante é uma mistura dos três materiais. Meteoritos de pedra são os mais difíceis de identificar porque parecem-se muito com rochas terrestres.
Por os meteoritos serem matéria do início do sistema solar, os cientistas estão interessados na sua composição. As sondas espaciais que passaram pela cintura de asteróides descobriram que a cintura está bastante vazia e que os asteróides estão separados de grandes distâncias. Antes de 1991, a única informação obtida dos asteróides era de observações terrestres. Em Outubro de 1991, o asteróide 951 Gaspra foi visitado pela sonda Galileo e tornou-se no primeiro asteróide a ter fotos em alta resolução. Em Agosto de 1993 Galileo aproximou-se do asteróide 243 Ida. Este foi o segundo asteróide a ser visitado por sondas espaciais. Tanto Gaspra como Ida estão classificados como asteróides do tipo S compostos por silicatos ricos em metais.
Em 27 de Junho de 1997 a sonda NEAR aproximou-se em alta velocidade do asteróide 253 Mathilde. Este encontro deu aos cientistas a primeira vista de perto de um asteróide do tipo C rico em carbono. Esta visita foi única porque NEAR não estava preparada para encontros em voo. NEAR é uma sonda destinada ao asteróide Eros em Janeiro de 1999.
Os astrónomos estudaram vários asteróides por observações de Terra. Alguns asteróides notáveis são ToutatisCastaliaGeógrafos e Vesta. Os astrónomos estudaram Toutatis, Geógrafos e Castalia usando observações de radar de Terra durante as maiores aproximações ao nosso planeta. Vesta foi observado pelo Telescópio Espacial Hubble.

Resumo dos Asteróides


NumNomeRaio
(km)
Dist�ncia*
(10^6km)
AlbedoDescoberto porData
 Ceres466413.90.10G. Piazzi1801
511  Davida168475.40.05R. Dugan1903
433  Eros17.5 x 6.5218?G. Witt, A. Charlois1893
15  Eunomia136395.50.19De Gasparis1851
52  Europa156463.30.06Goldschmidt1858
951  Gaspra17x10330.00.20Neujmin1916
10  Hygiea215470.30.08De Gasparis1849
243  Ida58x23428?J. Palisa29 Set 1884
704  Interamnia167458.10.06V. Cerulli1910
253  Mathilde28.5 x 253960.03J. Palisa1885
 Pallas261414.50.14H. Olbers1802
16  Psyche132437.10.10De Gasparis1852
87  Sylvia136521.50.04N. Pogson1866
 Vesta262.5353.40.38H. Olbers1807

* Distância média ao Sol.

domingo, 22 de junho de 2014

Cometas

Cometas são corpos pequenos, frágeis e de formato irregular compostos por uma mistura de grãos não voláteis e gases congelados. Têm órbitas muito elípticas que os trazem muito próximo do Sol e os levam longe no espaço, por vezes para além da órbita de Plutão.
A estrutura dos cometas é diversa e muito dinâmica, mas todos desenvolvem uma nuvem de matéria difusa, chamada coroa, que geralmente cresce em diâmetro e brilho enquanto o cometa se aproxima do Sol. Geralmente vê-se no meio da coroa um núcleo pequeno (menos de 10 km de diâmetro) e brilhante. A coroa e o núcleo juntos constituem a cabeça do cometa.



Componentes dos Cometas

"Cauda de Iões" . . . "Invólucro de Hidrogénio"
"Núcleo" . . . "Coroa" . . . "Cauda de Poeira"
"Órbita do Cometa" . . . "Sol"

Quando os cometas se aproximam do Sol desenvolvem enormes caudas de matéria luminosa que se estendem por milhões de quilómetros da cabeça, na direcção oposta ao Sol. Quando estão longe do Sol, o núcleo está muito frio e a sua matéria está congelada dentro do núcleo. Neste estado os cometas são muitas vezes referidos por "icebergs sujos" ou "bolas de neve sujas", porque mais de metade do seu material é gelo. Quando o cometa se aproxima a menos de algumas UA do Sol, a superfície do núcleo começa a aquecer e volatiliza-se. As moléculas evaporadas carregam consigo partículas sólidas, formando a coroa do cometa, de gás e poeira.
Quando o núcleo está congelado, pode ser visto apenas pela luz do Sol reflectida. No entanto, quando a coroa se desenvolve, as partículas de pó reflectem ainda mais luz solar, e o gás na coroa absorve a radiação ultravioleta e começa a fluorescer. A cerca de 5 UA do Sol, a fluorescência normalmente torna-se mais intensa do que a luz reflectida.
Enquanto o cometa absorve luz ultravioleta, os processos químicos libertam hidrogénio, que escapa à gravidade do cometa, e forma um invólucro de hidrogénio. Este invólucro não pode ser visto da Terra porque a sua luz é absorvida pela nossa atmosfera, mas foi detectado pelas naves espaciais.
A pressão da radiação solar e o vento solar aceleram os materiais afastando-os da cabeça do cometa a velocidades diferentes conforme a dimensão e a massa dos materiais. Por isso, caudas de poeira relativamente massivas são aceleradas lentamente e tendem a ser curvas. A cauda de iões é muito menos massiva, e é acelerada de tal modo que aparece como uma linha quase direita afastando-se do cometa na direcção oposta ao Sol. A vista seguinte do Cometa West mostra duas caudas distintas. A cauda de plasma fina e azul é feita de gases e a cauda larga e branca é feita de partículas de pó microscópicas.

O Cometa West
Cada vez que um cometa visita o Sol, perde alguns dos seus materiais voláteis. Eventualmente, torna-se noutra massa rochosa no sistema solar. Por esta razão, diz-se que os cometas têm vida curta, numa escala de tempo cosmológica. Muitos cientistas acreditam que alguns aster�ides são núcleos de cometas extintos, cometas que perderam todos os seus materiais voláteis.

Animação De Um Cometa




Vistas de Cometas



Cometa Kohoutek 

Esta fotografia colorida do cometa Kohoutek foi obtida por membros do laboratório fotográfico lunar e planetário da Universidade de Arizona. Eles fotografaram o cometa do observatório de Catalina com uma câmara de 35mm em 11 de Janeiro de 1974. (Cortesia NASA) 


Estas imagens do Telescópio Espacial Hubble do cometa Hyakutake foram obtidas em 25 de Março de 1996, quando o cometa passou a uma distância de 9.3 milhões de milhas daTerra. Estas imagens focaram uma região muito pequena perto do coração do cometa, o núcleo sólido e gelado, e fornecem uma vista excepcionalmente clara da região perto do núcleo do cometa.

A imagem da esquerda tem 2070 milhas de diâmetro (3340 km) e mostra que muita da poeira é produzida no hemisfério do cometa voltado para o Sol. Em cima à esquerda há três pequenos pedaços que se separaram do cometa e formam as suas próprias caudas. Regiões de gelo do núcleo são activadas no seu movimento de rotação, na luz solar, ejectando grandes quantidades de poeira nos jactos que são pouco visíveis nesta imagem. A luz solar que atinge esta poeira eventualmente faz com que rode e o "empurre" para o hemisfério na direcção da cauda.

A imagem inferior direita é uma vista expandida da região próxima do núcleo e tem apenas 470 milhas (760 km) de diâmetro. O núcleo está próximo do centro da imagem, mas a área mais brilhante é provavelmente o extremo do jacto de poeira mais forte e não o próprio núcleo. Presumivelmente, a superfície do núcleo está logo abaixo deste jacto brilhante. A imagem acima à direita mostra pedaços do núcleo que aparentemente se separaram. A imagem mostra pelo menos três objectos distintos que são provavelmente feitos de poeira granulada. Grandes fragmentos do núcleo não poderiam ser acelerados na cauda, o que parece ser o caso nesta imagem. (Crédito: H. A. Weaver--Applied Research Corp., HST Comet Hyakutake Observing Team, and NASA) 


Primeiros Raios-X Descobertos do Cometa Hyakutake 

Esta imagem mostra a descoberta de uma radiação forte de raios-X vindo do cometa Hyakutake. A imagem foi obtida em 27 de Março de 1996 utilizando o satélite alemão ROSAT em órbita. O cometa estava perto da sua maior aproximação da Terra a uma distância inferior a 10 milhões de milhas, quando as emissões de raios-X foram primeiro detectadas pelo ROSAT. Tanto a extensão como as mudanças rápidas em intensidade dos raios X do cometa surpreenderam e confundiram os astrónomos. "Nunca esperámos que os cometas brilhassem em raios-X", disse o Dr. Michael J. Mumma do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA, em Greenbelt, MD. Nunca tinham sido vistos raios X em cometas e os cientistas numa forma optimista previram uma intensidade que se mostrou ser cerca de 100 vezes mais fraca do que a radiação de facto detectada pelo ROSAT. Mudanças intensas no brilho dos raios X foram outra surpresa. Havia aumentos e diminuições pronunciadas no brilho dos raios X de uma observação do ROSAT para outra, tipicamente com uma diferença de poucas horas.


Outro mistério é a natureza do processo físico que gera os raios X, mas a imagem do ROSAT pode conter pistas para este processo. Na imagem, os raios X do cometa parecem vir de uma região em forma de crescente no lado virado para o Sol do Cometa Hyakutake. Uma teoria preliminar é que a emissão de raios X do Sol foi absorvida por uma nuvem de moléculas de água gasosa que rodeiam o núcleo do cometa e foi depois reemitida pelas moléculas num processo que os físicos chamam de "fluorescência". De acordo com esta ideia, a nuvem é tão espessa que o lado virado para o Sol absorve quase todos os raios X solares, de tal modo que nenhum atinge o resto da nuvem. Isto pode explicar a razão de as radiações X dos cometas terem a forma de um crescente e não de uma esfera à volta do núcleo. Uma segunda possível explicação é que os raios X são produzidos de uma colisão violenta entre o material do cometa e o "vento" supersónico de plasma e partículas vindas do Sol. 


Cometa 1993a Mueller 

Esta é uma imagem CCD do cometa 1993a Mueller, obtida em 6 de Outubro de 1993 com um telescópio Schmidt-Cassegrain de 288mm f/5.2. O cometa tem uma coroa de diâmetro 3 pés (90 cm) e uma cauda em forma de hélice, com 7 pés (210 cm) de comprimento. (Cortesia Erich Meyer and Herbert Raab, Austria) 


O Cometa West (1975) 

Esta fotografia foi obtida pelo astrónomo amador John Loborde em 9 de Março de 1976. Esta figura mostra duas caudas distintas. A cauda de plasma fina e azul é feita de gases e a cauda mais larga e branca é feita de partículas de pó microscópicas. (Cortesia John Laborde) 


Cometa West (1975) 

Esta imagem do cometa West foi obtida por John Laborde no Observatório Tierra Del Sol no estado de San Diego. A exposição foi de 30 minutos com uma lente Nikon de 135 mm. (Cortesia John Laborde) 


O Cometa Hale-Bopp 

Estas figuras do Telescópio Espacial Hubble da NASA, do cometa Hale-Bopp, mostram um padrão notável de "fuso" e um aglomerado de poeiras livres perto do núcleo. O clarão brilhante ao longo da espiral (acima do núcleo, que está próximo do centro da imagem) pode ser um fragmento da crusta gelada do cometa que foi ejectada no espaço por uma combinação de evaporação do gelo e da rotação do cometa, e que depois se desintegrou numa nuvem brilhante de partículas.


Apesar do "aglomerado" ser cerca de 3.5 vezes mais fraco do que a porção mais brilhante do núcleo, o clarão aparece mais brilhante porque cobre uma área maior. As poeiras formam um padrão em espiral porque o núcleo sólido está em rotação tal como um aspersor de água de relvado, completando uma rotação cerca de uma vez por semana. 


Cometa Hale-Bopp 

Esta imagem do cometa Hale-Bopp foi obtida por John Laborde com uma câmara Wright Schmidt de 8.8" f/3.7 desenhada e construída por ele. A imagem foi obtida no Observatório Tierra Del Sol no estado de San Diego com uma exposição de 25 minutos num filme Kodak PPF400. (Cortesia John Laborde) 


Cometa Ikeya-Seki 

Esta imagem do cometa Ikeya-Seki foi obtida por John Laborde em Poway, Califórnia, pouco antes do nascer-do-Sol. Fez uma exposição de 15 minutos com uma lente Nikon de 55 mm. (Cortesia John Laborde) 

sábado, 21 de junho de 2014

Sol

O Sol é a característica mais proeminente no nosso sistema solar. É o maior objecto e contém aproximadamente 98% da massa total do sistema solar. Seria necessárias cento e nove Terras para preencher o disco solar, e no seu interior poderiam caber para cima de 1.3 milhões de Terras. A camada exterior visível do Sol é chamada fotosfera e tem uma temperatura de 6,000°C (11,000°F). Esta camada tem um aspecto manchado devido às erupções turbulentas de energia à superfície.
A energia solar é criada na zona profunda do núcleo. É aqui que a temperatura (15,000,000° C; 27,000,000° F) e pressão (340 biliões de vezes a do ar na Terra ao nível do mar) é tão intensa que ocorrem as reacções nucleares. Esta reacção causa a fusão de quatro protões ou núcleos de hidrogénio para formar uma partícula alfa ou núcleo de hélio. A partícula alfa é 0.7 por cento menos massiva que os quatro protões. A diferença em massa é expelida como energia e transportada para a superfície do Sol, por um processo conhecido por convecção, onde é libertada em forma de luz e calor. A energia gerada no núcleo do Sol leva um milhão de anos a atingir a superfície. Em cada segundo 700 milhões de toneladas de hidrogénio são convertidas em cinzas de hélio. No processo, são libertadas 5 milhões de toneladas de energia pura; assim, ao longo do tempo o Sol está a ficar cada vez mais leve.

A cromosfera está acima da fotosfera. A energia solar passa por esta zona no seu caminho para fora do centro do Sol. Irrompem chamas e fáculas na cromosfera. Fáculas são nuvens de hidrogénio luminosas e brilhantes que surgem nas zonas em que as manchas solares estão prestes a formar-se. Chamas são filamentos brilhantes de gás incandescente que emergem das zonas das manchas solares. Manchas solares são depressões escuras na fotosfera com uma temperatura típica de 4,000°C (7,000°F).
A coroa é a parte de fora da atmosfera solar. É a zona em que aparecem as proeminências. As proeminências são nuvens imensas de gás brilhante que emergem da cromosfera superior. A zona exterior da coroa alonga-se muito pelo espaço e consiste de partículas que se afastam lentamente do Sol. A coroa só pode ser vista durante um eclipse total do Sol. (Ver a Imagem do Eclipse Solar).
O Sol parece estar activo desde há 4.6 biliões de anos e tem ainda combustível suficiente para continuar durante outros cerca de cinco biliões de anos. No fim da sua vida, o Sol iniciará a fusão do hélio em elementos mais pesados e começará a inchar, crescendo tanto que engolirá a Terra. Após um bilião de anos como gigante vermelha, irá subitamente colapsar numa anã branca -- o produto final de uma estrela como a nossa. Poderá ainda levar um trilião de anos até arrefecer completamente.


Estatísticas do Sol
 Massa (kg)1.989e+30 
 Massa (Terra = 1)332,830 
 Raio equatorial (km)695,000 
 Raio equatorial (Terra = 1)108.97 
 Densidade média (gm/cm^3)1.410 
 Período de rotação (dias)25-36* 
 Velocidade de escape (km/sec)618.02 
 Luminosidade (ergs/seg)3.827e33 
 Magnitude (Vo)-26.8 
 Temperatura média à superfície6,000°C 
 Idade (biliões de anos)4.5 
 Principal composição química





Hidrogénio
Hélio
Oxigénio
Carbono
Nitrogénio
Néon
Ferro
Silício
Magnésio
Enxofre
Todos os restantes

92.1%
7.8%
0.061%
0.030%
0.0084%
0.0076%
0.0037%
0.0031%
0.0024%
0.0015%
0.0015% 






* O período de rotação do Sol à superfície varia de aproximadamente 25 dias no equador a 36 dias nos polos. Na profundidade, abaixo da zona de convecção, parece ter uma rotação com um período de 27 dias.

Filmes do Sol e de Eclipses



Vistas do Sol


Proeminências do Sol 
Esta imagem foi feita pela Skylab, a estação espacial da NASA, em 19 de Dezembro de 1973. Mostra uma das mais espectaculares chamas solares alguma vez registada, afastando-se do Sol, propulsionada por forças magnéticas. Estende-se por mais de 588,000 km (365,000 milhas) da superfície solar. Nesta fotografia, os polos solares distinguem-se por uma relativa ausência de granulação, e uma tonalidade muito mais escura do que na parte central do disco. (Cortesia NASA) 

Cometa SOHO-6 e as Chamas Polares do Sol 
Esta imagem da coroa solar foi registada em 23 de Dezembro de 1996 pelo instrumento LASCO na nave espacial SOHO. Mostra a faixa interior no equador solar, onde se origina e é acelerado o vento solar de baixa latitude. Acima das regiões polares, pode-se ver as chamas solares afastando-se até ao limite do campo visível. O campo visível desta imagem da coroa estende-se a 8.4 milhões de quilómetros (5.25 milhões de milhas) da heliosfera interior. Esta imagem foi escolhida para mostrar o Cometa SOHO-6, um dos sete que se aproximaram do Sol descobertos até agora por LASCO, quando a cabeça entra na região do vento solar equatorial. Provavelmente acabou por mergulhar no Sol. (Cortesia ESA/NASA) 

Origens do Vento Solar? 
"Plumas" de gás quente fluindo da atmosfera solar podem ser uma das fontes de "vento" solar de partículas carregadas electricamente. Estas imagens, obtidas em 7 de Março de 1996, pelo Observatório Solar e Heliosférico (Solar and Heliospheric Observatory - SOHO), mostra (em cima) campos magnéticos na superfície do sol perto do polo sul solar; (ao centro) uma imagem ultravioleta das "plumas" de 1 milhão de graus da mesma região; e (em baixo) uma imagem ultravioleta da atmosfera solar "calma" próximo da superfície. (Cortesia ESA/NASA) 

O Sol Inquieto 
Esta sequência de imagens do Sol em luz ultravioleta foi obtida pela nave espacial do Observatório Solar e Heliosférico (SOHO) em 11 de Fevereiro de 1996 no seu ponto vantajoso "L1" de gravidade neutra a 1 milhão de milhas da Terra em direcção ao Sol. Uma "proeminência eruptiva" ou bolha de gás a 60,000°C, com mais de 80,000 milhas de comprimento, foi ejectada a uma velocidade de pelo menos 15,000 milhas por hora. Vê-se esta bolha gasosa à esquerda de cada imagem. Estas erupções ocorrem quando uma quantidade significativa de plasma denso mais frio ou gás ionizado escapa dos campos magnéticos da atmosfera solar fracos, normalmente fechados e confinados e é expelido para o espaço interplanetário, ou heliosfera. Erupções deste género podem produzir grandes transtornos no ambiente da região mais próxima da Terra, afectando comunicações, sistemas de navegação e até mesmo sistemas de distribuição eléctrica. (Cortesia ESA/NASA) 

Um Novo Olhar Sobre o Sol 
Esta imagem de gás a 1,500,000°C da fina atmosfera solar exterior (coroa) foi obtida em 13 de Março de 1996 pelo Extreme Ultraviolet Imaging Telescope a bordo da nave espacial do Observatório Solar e Heliosférico (SOHO). Cada pormenor na imagem mostra estruturas de campos magnéticos. Devido à alta qualidade dos instrumentos utilizados, as ocorrências devidas ao magnetismo podem ser vistas com maior precisão e melhor do que anteriormente. (Cortesia ESA/NASA) 

Imagem em Raios-X 
Esta imagem do Sol em raios-X foi obtida em 21 de Fevereiro de 1994. As regiões mais brilhantes são fontes de emissões mais potentes de raios-X. (Cortesia Calvin J. Hamilton, e Yohkoh) 

Disco Solar em H-Alpha 
Esta é uma imagem do Sol vista em H-Alpha. H-Alpha é uma luz vermelha num comprimento de onda curto que é emitida e absorvida pelo elemento hidrogénio. (Cortesia National Solar Observatory/Sacramento Peak) 

Chamas Solares em in H-Alpha 
Esta é uma imagem de uma chama solar vista em H-Alpha(Cortesia National Solar Observatory/Sacramento Peak) 

Campos Magnéticos Solares 
Esta imagem foi obtida em 26 de Fevereiro de 1993. As regiões escuras mostram a localização de polaridade magnética positiva e as regiões claras são a polaridade magnética negativa. (Cortesia GSFC NASA) 

Manchas Solares 
Esta imagem mostra a região à volta de uma mancha solar. Note-se o aspecto granulado. Esta granulação é o resultado de erupções turbulentas de energia à superfície.(Cortesia National Solar Observatory/Sacramento Peak) 

Eclipse Solar de 1991 
Esta foto mostra o eclipse solar total de 11 de Julho de 1991, visto da Baixa Califórnia. É um mosaico digital resultado de cinco imagens, cada uma exposta correctamente para um raio diferente da coroa solar. (Cortesia Steve Albers, Dennis DiCicco, e Gary Emerson) 

Eclipse Solar de 1994 
Esta fotografia do eclipse solar de 1994 foi obtida em 3 de Novembro de 1994, da câmara White Light Coronal do High Altitude Observatory, no Chile. (Cortesia HAO, NCAR) 

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