Ministério da Educação propõe prémio para câmaras que trabalhem com menos docentes

“Perigosa” e “desnecessária” é a forma como os dirigentes escolares qualificam a proposta de “municipalização” das escolas que o Ministério da Educação e Ciência (MEC) tem vindo a negociar com os autarcas de vários concelhos do país.

A proposta de descentralização de competências na área da educação ao nível do básico e do secundário confere aos municípios um papel interventivo na definição da oferta curricular das escolas, dentro das balizas estabelecidas a nível central, assumindo as autarquias totais responsabilidades pelo pessoal não docente e, nalguns casos, também pelos professores. Uma das novidades presentes na proposta é o chamado "factor de eficiência” que premeia as câmaras que trabalhem com um número de docentes inferior ao tido como necessário para o respectivo universo escolar.

Assim, num município em que o número de docentes necessários seja, por exemplo, de 400, mas em que o número real de docentes seja 399, a autarquia passaria a receber um “prémio” de 12.500 euros por ano lectivo. Isto assumindo que esse docente custaria por ano ao ministério 25 mil euros, o custo estimado para um professor em início de carreira.

Essa partilha em 50% do diferencial aplicar-se-ia apenas nos casos em que tal diferença não seja superior a 5% dos docentes considerados necessários. Por outro lado, a partilha do “lucro” só se aplicará caso os resultados escolares não tenham piorado relativamente ao ano anterior.

Pelo contrário, os casos em que o número de docentes ao serviço esteja mais de 5% acima dos tidos como necessários, obrigarão a uma “análise detalhada” por parte de uma comissão de acompanhamento. A filosofia subjacente é ligar a componente de financiamento “à boa gestão dos recursos docentes”.

Trata-se de uma aritmética que “permitirá aos municípios trocar professores em troca de dinheiro”, critica Manuel Pereira, da Associação Nacional de Dirigentes Escolares (ANDE), para quem se trata de uma proposta “no limite, muito perigosa”, porque poderia levar alguns autarcas a “criar turmas de 30 alunos para conseguirem poupar nos professores e amealhar mais dinheiro”. O líder da Fenprof, Mário Nogueira, também considera que este “factor de eficiência” tem subjacente “uma intenção de premiar os municípios que consigam reduzir o número de professores”. Sendo que “só o podem fazer à custa de duas coisas”, segundo o sindicalista: “da privatização ou da pior qualidade na resposta educativa”.

À margem das compensações financeiras aos municípios, o representante dos dirigentes escolares discorda do princípio da descentralização de competências aplicada às escolas. “A Educação é um bem fundamental do país, deve continuar nas mãos do Governo. Acho perigosa qualquer experiência que atire isto para as mãos dos autarcas, alguns dos quais, como sabemos, se regem por interesses partidários mais do que pelo superior interesse do município”, disse o presidente da ANDE, dizendo temer que as escolas passem a ser usadas para fins eleitorais.

Quanto aos restantes pontos da proposta, e depois de uma leitura transversal, Manuel Pereira concluiu que “mais do que descentralizar, o que está em causa é retirar autonomia às escolas para as entregar aos municípios”.

Depois de ter vindo a ser negociada em relativo segredo pelo MEC, mas também pelo ministério de Poiares Maduro e pela secretaria de Estado da Administração Local, com os autarcas de municípios como Óbidos, Águeda, Matosinhos, Famalicão, Cascais, Abrantes e Oliveira do Bairro, entre outros, a “municipalização” das escolas começa agora a chegar aos fóruns oficiais. Na segunda-feira, dia 7, a Federação Nacional de Educação (FNE) vai reunir com o ministro Nuno Crato, num encontro de cuja agenda faz parte este processo de transferência de competências. No dia seguinte, aquela federação discutirá o mesmo assunto com a Associação Nacional de Municípios Portugueses.

Da Fenprof, Mário Nogueira já lamentou que o MEC tenha ignorado os pedidos de reunião para debater o tema. “O ministério não pode continuar a ignorar a maior organização representativa dos professores”, avisou Nogueira, para acrescentar que no dia 16 cerca de 800 professores vão reunir em Lisboa “para abordar estas matérias"  e que poderá haver uma deslocação ao MEC” para forçar o diálogo.

Em 2008 mais de uma centena de municípios aceitaram responsabilidades acrescidas no pré-escolar e nas escolas do 1º ciclo do básico, nomeadamente quanto aos edifícios, contratação e gestão do pessoal não docente, acção social escolar, incluindo refeições, e Actividades de Enriquecimento Escolar. Tratar-se-ia agora de aprofundar essa transferência, alargando-a aos restantes ciclos do básico e também ao secundário, conferindo também aos municípios poder vinculativo na definição de currículos e na organização das próprias escolas.

O vereador da educação de Matosinhos, um dos municípios onde o processo promete avançar, numa fase-piloto que se deverá prolongar por quatro anos, mostrou-se entusiasmado com a possibilidade de a câmara intervir pedagogicamente nas escolas e considerou mesmo que esta “municipalização” ajudará a resolver assimetrias actuais. “Temos nas escolas funcionários que, por serem da câmara, trabalham 35 horas semanais e outros que por serem do ministério trabalham 40 horas. Isto não tem sentido nenhum. A câmara oferece medicina no trabalho e o MEC não. No feriado de S. João, os trabalhadores da câmara ficaram dispensados de trabalhar e os do ministério não. São desiquilibrios que vamos poder corrigir”, antecipou Correia Pinto

Estes contratos que o Governo pretende firmar com os municípios só deverão fazer-se mediante “forte vontade” dos autarcas mas também da escolas ou agrupamentos. E esta delegação de competências surge desde logo balizada por alguns aspectos. Em primeiro lugar, surge a regra do não aumento da despesa para o MEC. Isto significa, entre outras coisas, que não poderá aumentar o custo médio por aluno. O MEC sublinhou que "o que se encontra em curso não é um processo de criação de escolas municipalizadas, mas um processo de descentralização de competências para os municípios na área da educação e formação". E porque "os contactos e as negociações com um conjunto de municípios encontram-se a decorrer" conclui que "é prematuro nesta fase qualquer comentário".

Notícia retirada daqui

*com Graça Barbosa Ribeiro

Conteúdo - Vénus

Vénus, a jóia do céu, era conhecida pelos primeiros astrónomos como estrela da manhã e estrela da tarde. Esses astrónomos pensavam que Vénus era composta por dois corpos distintos. Vénus, a deusa romana do amor e da beleza, está coberta por uma espessa camada de nuvens em turbilhão.

Os astrónomos referem-se a Vénus como o planeta irmão da Terra. São ambos semelhantes em dimensão, massa, densidade e volume. Ambos foram formados mais ou menos ao mesmo tempo e condensados a partir da mesma nebulosa. Contudo, nos últimos anos os cientistas descobriram que as semelhanças terminam aqui. Vénus é muito diferente da Terra. Não tem oceanos e está envolto por uma atmosfera pesada composta principalmente por dióxido de carbono e quase sem vapor de água. As suas nuvens são compostas por gotas de ácido sulfúrico. Na superfície, a pressão atmosférica é 92 vezes a da Terra ao nível do mar.

Vénus é queimado por uma temperatura à superfície de aproximadamente 482° C (900° F). Esta elevada temperatura deve-se principalmente a uma rápido efeito estufa originado pela pesada atmosfera de dióxido de carbono. A luz do Sol passa pela atmosfera e aquece a superfície do planeta. O calor é irradiado mas fica aprisionado pela densa atmosfera que não permite a sua fuga para o espaço. Isto torna Vénus mais quente que Mercúrio.

Um dia Venusiano tem 243 dias Terrestres e é mais longo que o seu ano de 225 dias. Curiosamente, Vénus gira de leste para oeste. Para um observador em Vénus, o Sol nasceria a oeste e teria o seu ocaso a leste.

Até há pouco tempo, a densa cobertura de nuvens de Vénus impediu a observação aos cientistas da natureza geológica da sua superfície. O aperfeiçoamento dos rádio-telescópios e sistemas de radares de imagem orbitando o planeta tornaram possível ver a superfície através do patamar de nuvens. Quatro das mais bem sucedidas missões a revelarem a superfície Venusiana são a Missão Pioneer Vénus da NASA (1978), as missões Soviéticas Venera 15 e 16 (1983-1984), e a missão Magalhães de mapeamento por radar da NASA (1990-1994). À medida que estas sondas começaram a mapear o planeta, uma outra imagem de Vénus se revelou.

A superfície de Vénus é relativamente nova, geologicamente falando. Parece ter sido refeita completamente há 300 a 500 milhões de anos atrás. Os cientistas debatem o como e porquê deste acontecimento. A topografia Venusiana é composta de vastas planícies cobertas de correntes de lava e montanhas ou regiões montanhosas deformadas por actividade geológica. O Maxwell Montes em Ishtar Terra é o pico mais alto de Vénus. A região montanhosa de Aphrodite Terra estende-se por quase metade de todo o equador. As imagens da missão Magalhães das regiões montanhosas acima de 2.5 quilómetros são habitualmente brilhantes, característica de um solo húmido. Contudo, água em estado líquido não existe à superfície e não é a responsável pelo brilho característico das regiões montanhosas. Uma teoria sugere que a matéria brilhante possa ser uma formação de compostos metálicos. Estudos feitos revelaram que o material poderá ser pirite (também conhecida por ouro dos trouxas). Este é instável nas planícies mas poderá ser estável nas regiões montanhosas. Este material poderá também ser algum tipo de material exótico que daria os mesmos resultados mas em concentrações mais baixas.

Vénus está marcado por numerosas crateras de impacto distribuídas aleatoriamente pela superfície. Pequenas crateras com menos de 2 quilómetros são praticamente inexistentes graças à pesada atmosfera Venusianas. As excepções ocorrem quando grandes meteoritos se fraccionam pouco antes do impacto, criando aglomerados de crateras. Vulcões e formações vulcânicas são ainda mais numerosas. Pelo menos 85% da superfície de Vénus está coberta de rocha vulcânica. Gigantescas correntes de lava, que se estendem por centenas de quilómetros, inundaram as zonas de baixo relevo criando vastas planícies. Mais de 100.000 pequenos vulcões preenchem a superfície juntamente com centenas de grandes vulcões. As correntes dos vulcões abriram longos e sinuosos canais que se prolongam por centenas de quilómetros, tendo um deles aproximadamente 7.000 quilómetros.

Foram encontradas, em Vénus, gigantescas caldeiras, com mais de 100 quilómetros de diâmetro. Algumas formações de Vénus são únicas, como as coronae e as aracnóides. Coronae são grandes formações ovais, rodeadas de penhascos com centenas de quilómetros de diâmetro. Pensa-se que são elevações do manto expressos na superfície. Aracnóides são formações circulares ou alongadas semelhantes às coronae. Ambas poderão ter aparecido como resultado de rochas fundidas deslizando pelas fracturas da superfície, produzindo sistemas de diques e fracturas radiais.

Estatísticas de Vénus
Massa (kg)	4.869e+24
Massa (Terra = 1)	.81476
Raio equatorial (km)	6,051.8
Raio equatorial (Terra = 1)	.94886
Densidade média (gm/cm^3)	5.25
Distância média do Sol (km)	108,200,000
Distância média do Sol (Terra = 1)	0.7233
Período de rotação (dias)	-243.0187
Período orbital (dias)	224.701
Velocidade orbital média(km/s)	35.02
Excentricidade orbital	0.0068
Inclinação do eixo (graus)	177.36
Inclinação orbital (graus)	3.394
Gravidade equatorial na superfície (m/seg^2)	8.87
Velocidade de escape no equador(km/seg)	10.36
Albedo geométrico visual	0.65
Magnitude (Vo)	-4.4
Temperatura média na superfície	482°C
Pressão Atmosférica (bars)	92
Composição atmosférica Dióxido de Carbono Nitrogénio Vestígios de : Dióxido de enxofre, vapor de água, monóxido de carbono, árgon, hélio, neón, cloreto de hidrogénio e fluoreto de hidrogénio.	96% 3+%

Imagem de Vénus pela Mariner 10

Esta bonita imagem de Vénus é um mosaico de três imagens tiradas pela Mariner 10 em 5 de Fevereiro de 1974. Mostra-nos a espessa cobertura de nuvens que impede a observação óptica da superfície de Vénus. Somente através do mapeamento por radar é que a superfície se revela. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Imagem de Vénus pela Galileo

Em 10 de Fevereiro de 1990 a sonda Galileo obteve esta imagem de Vénus. Apenas se observa a sua camada de nuvens. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Imagem de Vénus pelo Hubble

Esta é uma imagem de Vénus em luz ultravioleta tirada pelo Telescópio Espacial Hubble a 24 de Janeiro de 1995, quando Vénus estava a uma distância de 113,6 milhões de quilómetros da Terra. Em comprimentos de onda ultravioleta as formações de nuvens tornam-se distintas. Em especial, uma formação em "Y" horizontal vista próximo do equador. As regiões polares são mais brilhantes, possivelmente mostrando uma neblina de pequenas partículas sobrepondo-se às nuvens. As regiões escuras mostram a localização de dióxido de enxofre aumentado junto ao tecto de nuvens. De missões anteriores, os astrónomos sabem que tais formações viajam de Este para Oeste com os ventos predominantes de Vénus, dando uma volta completa ao planeta em quatro dias. (Crédito: L. Esposito, University of Colorado, Boulder, and NASA)

Vénus 

Esta é uma vista global da superfície de Vénus, centrada a 180 graus longitude Este. A cor simulada serve para evidenciar estruturas de pequena escala. (Cortesia NASA/JPL)

Cinco Vistas globais 

A superfície de Vénus é apresentada em cinco vistas globais. A imagem ao centro (A) está centrada sobre o pólo norte de Vénus. As restantes estão centradas sobre o equador de Vénus a (B) 0 graus longitude, (C) a 90 graus Este, (D) a 180 graus e (E) a 270 graus. A região brilhante perto do centro da vista polar é Maxwell Montes, a mais alta cadeia de montanhas de Vénus. Ovda Regio aparece centrada na vista (C) 90 graus Este. Atla Regio é proeminentemente observada na vista (D) 180 graus. (Cortesia NASA/JPL)

Vista Hemisférica de Vénus 

A vista hemisférica de Vénus, revelada por mais de uma década de investigações radar que culminaram com a missão Magalhães em 1990-1994, está centrada a 0 graus Este de longitude. A resolução real desta imagem é de 3 quilómetros. Foi processada para melhorar o contraste e dar ênfase a pequenas formações, e codificada por cor para representar as elevações. (Cortesia NASA/USGS)

Vistas Hemisféricas Adicionais de Vénus

• Vista a 90°E longitude.
• Vista a 180°E longitude.
• Vista a 90°O longitude.
• Vista centrada sobre o pólo norte.
• Vista centrada sobre o pólo sul.

Mapa Venusiano 

Esta imagem é uma projecção Mercator da topografia Venusiana. Foram atribuídos nomes a muitas das diferentes regiões. O mapa estende-se de -66,5 a 66,5 graus em latitude e começa a 240 graus longitude. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Mapa Topográfico Venusiano 

Este é outra projecção de Mercator da topografia Venusiana. O mapa estende-se de -66,5 a 66,5 graus em latitude e começa a 240 graus longitude. A versão a Preto & Brancodesta imagem também está disponível. (Cortesia A.Tayfun Oner)

Topografia Venusiana 

Esta imagem é uma projecção de Mercator da topografia Venusiana das regiões montanhosas, tais como Ishtar Terra, Aphrodite Terra, Alpha Region e Beta Regio, mostradas em amarelo e laranja. As regiões baixas estão representadas em azul. (Courtesy NASA/JPL)

Mapa Cilíndrico de Vénus 

Vénus é mostrado neste simples mapa cilíndrico da superfície. Os limites esquerdo e direito da imagem estão a 240 graus Este longitude. O topo e fundo da imagem estão a 90 graus Norte latitude e 90 graus Sul latitude, respectivamente. A região brilhante no topo esquerdo ao centro é Maxwell Montes, a mais alta cadeia montanhosa de Vénus. Aphrodite Terra, grande região de terras altas, estende-se do equador ao centro direita. Os sinais escuros espalhados na imagem são halos que rodeiam crateras mais recentes. A globalidade destes dados revelam um número de crateras consistente com a idade média da superfície de Vénus de 300 milhões a 500 milhões de anos. (Cortesia NASA/JPL)

Gula Mons e Cratera Cunitz 

Uma parte de Eistla Regio Ocidental é mostrada nesta imagem tridimensional, em perspectiva, da superfície de Vénus. O ponto de vista está situado a 1.310 quilómetros a sudoeste de Gula Mons numa elevação de 0,78 quilómetros. O ponto de vista aponta para Noroeste, com Gula Mons aparecendo no horizonte. Gula Mons, um vulcão com 3 quilómetros de altura, está localizado aproximadamente a 22 graus Norte de latitude, 359 graus Este de longitude. A cratera de impacto Cunitz, nome da astrónoma e matemática Maria Cunitz, é visível no centro da imagem. A cratera tem 48,5 quilómetros de diâmetro e está a 215 quilómetros do ponto de vista do observador. (Cortesia NASA/JPL)

Eistla Regio - Vale em Fenda 

Uma parte de Eistla Regio Ocidental é mostrada nesta imagem tridimensional, em prespectiva, da superfície de Vénus. O ponto de vista está localizado a 725 quilómetros a Sudeste de Gula Mons. Um Vale em Fenda, em primeiro plano, estende-se até à base de Gula Mons, um vulcão com 3 quilómetros de altura. Esta vista está de frente para Noroeste, com Gula Mons aparecendo à direita no horizonte. Sif Mons, um vulcão com 300 quilómetros de diâmetro, e com 2 quilómetros de altura, aparece à esquerda de Gula Mons, ao fundo.(Cortesia NASA/JPL)

Eistla Regio 

Uma parte de Eistla Regio é mostrada nesta imagem tridimencional, em prespectiva, da superfície de Vénus. O ponto de vista está localizado a 1.100 quilómetros a Noroeste de Gula Mons, numa elevação de 7,5 quilómetros. Correntes de lava estendem-se por centenas de quilómetros pelas planícies fracturadas, em primeiro plano, até à base de Gula Mons. Esta imagem mostra o Sudoeste com Gula Mons aparecendo à esquerda, logo abaixo da linha de horizonte. Sif Mons aparece à direita de Gula Mons. A distância entre Sif Mons e Gula Mons é de, aproximadamente, 730 quilómetros. (Cortesia NASA/JPL)

Planalto Lakshmi 

As escarpas sul e enseadas Ocidentais de Ishtar Terra são mostradas nesta imagem tridimensional, em prespectiva. Ishtar Terra Ocidental é, aproximadamente, do tamanho da Austrália, e é um dos maiores focos de investigações da Magalhães. A região montanhosa está situada entre 2,5 e 4 quilómetros de altitude, no centro de um planalto chamadoPlanalto Lakshmi que pode ser visto à distância, à direita. Aqui, a superfície do planalto cai precipitadamente para as planícies limítrofes, com declives cuja inclinação excede os 5% em 50 quilómetros. (Cortesia NASA/JPL)

Imagem Tridimensional, em Prespectiva, de Alpha Regio 

Uma parte de Alpha Regio é mostrada nesta imagem tridimensional, em prespectiva, da superfície de Vénus. Alpha Regio, elevação topográfica com aproximadamente 1.300 quilómetros de extensão, está centrada a 25 graus de latitude Sul, 4 graus de longitude Este. Em 1963, Alpha Regio foi a primeira região a ser identificada por radar da Terra. As zonas brilhantes da imagem de Alpha Regio são caracterizadas por múltiplos conjuntos de intersecções compostas de sulcos, gargantas, que originam formas poligonais. Mesmo a Sul deste complexo terreno está uma grande formação ovoide chamada Eve. O ponto brilhante da imagem de radar, centralizada em Eve, marca a localização do primeiro meridiano de Vénus. (Cortesia NASA/JPL)

Arachnoids 

Arachnoids são uma das mais espantosas formações encontradas em Vénus. Elas são vistas, no radar, como planos escuros na imagem da Magalhães, num mosaico da região de Fortuna. Tal como o nome sugere, Arachnoids são formações ovais, com anéis concentricos e uma complexa rede de fracturas estendendo-se para fora. Os Arachnoids variam em tamanho de, aproximadamente, 50 a 230 quilómetros de diâmetro. Arachnoids são similares em forma, mas geralmente menores, que as Coronae (estruturas vulcânicas circulares cercadas por cordilheiras e sulcos, bem como linhas radiais). Uma teoria, no que diz respeito à sua origem, diz que elas são precursoras da formação Coronae. As linhas brilhantes, que o radar mostra, estendendo-se por muitos quilómetros, podem ter resultado da magma elevado do interior do planeta, e que empurrou a superfície para cima formando "fendas". Correntes de lava brilhantes, no radar, estão presentes na 1. e 3. imagens, e também indicam actividade vulcânica nesta área. Algumas das fracturas atravessam estas correntes, indicando que as correntes ocorreram antes das fracturas surgirem. Tal relação entre diferentes estruturas fornecem boas evidências para uma relativa datação dos eventos. (Cortesia NASA/JPL)

Linhas Paralelas 

São visíveis dois grupos de formações paralelas que se intersectam quase em ângulos rectos. A regularidade deste terreno fez com que os cientistas o alcunhassem de terreno papel gráfico. Os fracos delineados são espaçados em intervalos de 1 quilómetro e estendem-se além dos limites da imagem. Os mais brilhantes e mais dominantes delineados, são menos regulares e frequentemente parecem iniciar e terminar onde interceptam os delineados mais fracos. Ainda não é claro onde os dois conjuntos de delineados representam falhas ou fracturas porém, em áreas fora da imagem, os delineados brilhantes estão associados com crateras e outras formações vulcânicas. (Cortesia Calvin J. Hamilton)

Fotografias da Superfície pelas Venera 9 e 10 

As sondas Soviéticas Venera 9 e 10 foram lançadas a 8 e 14 de Junho de 1975, respectivamente, para fazer algo sem precedentes: pousar na superfície de Vénus e obter fotografias. A Venera 9 tocou a superfície de Vénus a 22 de Outubro de 1975 às 17.13 horas, a cerca de 32 graus Sul, 291 graus Este, com o Sol perto do zénite. Funcionou durante 53 minutos, permitindo a obtenção de uma única fotografia. A Venera 9 pousou num declive com uma inclinação de cerca de 30 graus em relação ao horizonte. A parte branca na base da imagem é parte da sonda. A distorção é provocada pelo sistema de imagem da Venera. Pedras angulares, de tamanhos com 30 a 40 centímetros, dominam a paisagem, muitas semi-enterradas no solo. O horizonte é visível nos cantos superiores, tanto à esquerda como à direita.

A Venera 10 (em baixo) tocou a superfície de Vénus a 25 de Outubro de 1975 às 17.17 horas, a cerca de 16 graus Norte, 291 graus Este. A sonda ficou com uma inclinação de 8 graus. Devolveu à Terra esta imagem durante os 65 minutos que operou na superfície. O Sol estava perto do zénite durante esse tempo, e a luz era semelhante a um dia de Verão na Terra. Os objectos na parte inferior da imagem são peças da sonda. A imagem mostra lajes de rocha, parcialmente cobertas por uma fina camada de material, não muito diferente a uma área vulcânica na Terra. A grande laje em fundo estende-se por mais de 2 metros.

Fotografias Coloridas da Superfície pela Venera 13 

A 1 de Março de 1982 a Venera 13 tocou na superfície de Vénus a 7,5 graus Sul, 303 graus Este, a Este de Phoebe Regio. Foi a primeira missão Venera a incluir uma câmara de televisão a cores. A Venera 13 resistiu na superfície por 2 horas e 7 minutos, tempo suficiente para obter 14 imagens. Esta imagem foi conseguida usando filtros de cor azul, verde e vermelho, com uma resolução de 4 a 5 minutos. Parte da sonda é visível na base da imagem. Estão visíveis lajes e solo. A verdadeira cor é difícil de avaliar, dado que a atmosfera de Vénus filtra a luz azul. A composição da superfície é semelhante ao basalto da Terra. No terreno ao fundo está a tampa da lente. Esta imagem é a metade esquerda da fotografia da Venera 13.

Manual - ITIC

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Resumo - A Posição de Portugal na Europa e no Mundo

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Powerpoint sobre Modelos de Urbanismo e Mobilidade na Agricultura

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Conteúdo - Mercúrio

Mercúrio teve o seu nome atribuído pelos romanos baseado no mensageiro dos deuses, de asas nos pés, porque parecia mover-se mais depressa do que qualquer outro planeta. É o planeta mais próximo do Sol, e o segundo mais pequeno do sistema solar. O seu diâmetro é 40% mais pequeno do que o da Terra e 40% maior do que o da Lua. É até mais pequeno do que Ganímedes, uma das luas de Júpiter e Titan uma lua de Saturno.

Se um explorador andasse pela superfície de Mercúrio, veria um mundo semelhante ao solo lunar. Os montes ondulados e cobertos de poeira foram erodidos pelo constante bombardeamento de meteoritos. Existem escarpas com vários quilómetros de altura e centenas de quilómetros do comprimento. A superfície está ponteada de crateras. O explorador notaria que o Sol parece duas vezes e meia maior do que na Terra; no entanto, o céu é sempre negro porque Mercúrio praticamente não tem atmosfera que seja suficiente para causar a dispersão da luz. Se o explorador olhasse fixamente para o espaço, veria duas estrelas brilhantes. Veria uma com tonalidade creme, Vénus, e a outra azul, a Terra.

Antes da Mariner 10, pouco era conhecido sobre Mercúrio por causa da dificuldade de o observar com os telescópios, da Terra. Na máxima distância, visto da Terra, está apenas a 28 graus do Sol. Por isso, só pode ser visto durante o dia ou imediatamente antes do nascer-do-Sol ou imediatamente depois do pôr-do-Sol. Quando observado ao amanhecer ou ao anoitecer, Mercúrio está tão baixo no horizonte, que a luz tem que passar através do equivalente a 10 vezes a camada da atmosfera terrestre que passaria se Mercúrio estivesse directamente por cima de nós.

Durante a década de 1880, Giovanni Schiaparelli criou um esquema onde mostrava algumas estruturas de Mercúrio. Ele concluiu que Mercúrio deveria estar "preso" ao Sol de modo a acompanhar o seu movimento, tal como a Lua está "presa" à Terra. Em 1962, radio-astrónomos estudaram as emissões rádio de Mercúrio e concluíram que o lado escuro é quente demais para estar preso, acompanhando o movimento. Era de esperar que fosse muito mais frio se estivesse sempre virado para o lado oposto ao Sol. Em 1965, Pettengill e Dyce calcularam o período de rotação de Mercúrio como sendo de 59 +- 5 dias baseado em observações de radar. Mais tarde, em 1971, Goldstein melhorou o cálculo do período de rotação para 58.65 +- 0.25 dias por meio de observações do radar. Após observações mais próximas obtidas pela Mariner 10, o período foi definido como sendo de 58.646 +- 0.005 dias.

Apesar de Mercúrio não estar preso ao Sol, o seu período de rotação está relacionado com o período orbital. Mercúrio roda uma vez e meia por cada órbita. Por causa desta relação de 3:2, um dia em Mercúrio (desde o nascer do Sol até ao nascer do Sol do dia seguinte) dura 176 dias terrestres, conforme se mostra no diagrama seguinte.

No passado distante de Mercúrio, o seu período de rotação deve ter sido menor. Os cientistas especularam que a rotação deve ter sido de cerca de 8 horas, mas ao longo de milhões de anos foi gradualmente retardando por influência do Sol. Um modelo deste processo mostra que este retardamento levaria 10⁹ anos e deveria ter elevado a temperatura interior de 100 graus Kelvin.

Muitas das descobertas científicas sobre Mercúrio vêm da sonda espacial Mariner 10 que foi lançada em 3 de Novembro de 1973. Ela passou em 29 de Março de 1974 a uma distância de 705 quilómetros da superfície do planeta. Em 21 de Setembro de 1974 passou Mercúrio pela segunda vez e em 16 de Março de 1975 pela terceira vez. Durante estas visitas, foram obtidas mais de 2,700 fotografias, cobrindo 45% da superfície de Mercúrio. Até esta altura, os cientistas não suspeitavam que Mercúrio tinha um campo magnético. Eles pensavam que, por Mercúrio ser pequeno, o seu núcleo teria solidificado há muito tempo. A presença de um campo magnético indica que o planeta tem um núcleo de ferro que está pelo menos parcialmente fundido. Os campos magnéticos são gerados pela rotação de um núcleo condutivo fundido e este efeito é conhecido por efeito de dínamo.

A Mariner 10 mostrou que Mercúrio tem um campo magnético que é 1% mais forte que o da Terra. Este campo magnético está inclinado 7 graus em relação ao eixo de rotação de Mercúrio e produz umamagnetosfera à volta do planeta. A origem do campo magnético é desconhecida. Pode ser produzido pelo núcleo de ferro parcialmente líquido no interior do planeta. Outra origem do campo pode ser a magnetização remanescente das rochas férreas que foram magnetizadas quando o planeta tinha um campo magnético forte, durante a sua juventude. Quando o planeta arrefeceu e solidificou, a magnetização remanescente permaneceu.

Já antes da Mariner 10, sabia-se que Mercúrio tinha uma alta densidade. A sua densidade é de 5.44 g/cm³ que é comparável à densidade da Terra, de 5.52g/cm³. Num estado não comprimido a densidade de Mercúrio é 5.5 g/cm³ enquanto a da Terra é apenas 4.0 g/cm³. Esta alta densidade indica que o planeta é constituído por 60 a 70 por cento em peso de metal e 30 por cento em peso de silicatos. Isto dá um núcleo com um raio de 75% do raio do planeta e um volume do núcleo de 42% do volume do planeta.

Superfície de Mercúrio

As fotografias obtidas pela Mariner 10 mostram um mundo que parece a lua. Está crivado de crateras, contém bacias de anéis e muitas correntes de lava. As crateras variam em tamanho desde os 100 metros (a resolução de imagem mais pequena que se consegue obter pela Mariner 10) até 1,300 quilómetros e estão em vários estados de conservação. Algumas são recentes com arestas vivas e raios brilhantes. Outras estão altamente degradadas, com arestas que foram suavizadas pelo bombardeamento de meteoritos. A maior cratera em Mercúrio é a bacia Caloris Planitia. Uma bacia foi definida por Hartmann e Kuiper (1962) como uma "depressão circular larga com anéis concêntricos distintos e linhas radiais." Outros consideram cada cratera com mais de 200 quilómetros como uma bacia. A bacia Caloris tem 1,300 quilómetros de diâmetro, e provavelmente foi causada por um projéctil com uma dimensão de mais de 100 quilómetros. O impacto produziu uma elevação com anéis concêntricos com três quilómetros de altura e expeliu matéria pelo planeta até uma distância de 600 a 800 quilómetros. (Outro bom exemplo de uma bacia com anéis concêntricos é a região Valhalla em Callisto, uma lua deJúpiter.) As ondas sísmicas produzidas pelo impacto em Caloris concentraram-se no outro lado do planeta e provocaram uma zona de terreno caótico. Após o impacto, a cratera foi parcialmente cheia com lava.

Mercúrio está cheio de grandes penhascos ou escarpas que aparentemente se formaram quando Mercúrio arrefeceu e sofreu uma compressão de alguns quilómetros. Esta compressão produziu uma crusta enrugada com escarpas de quilómetros de altura e centenas de quilómetros de comprimento.

A maior parte da superfície de Mercúrio está coberta de planícies. Muitas delas são antigas e crivadas de crateras, mas algumas das planícies têm menos crateras. Os cientistas classificaram estas planícies como planícies intercrateras e planícies suaves. Planícies intercrateras estão menos saturadas de crateras que têm menos de 15 quilómetros de diâmetro. Estas planícies provavelmente foram formadas quando as correntes de lava cobriram os terrenos mais antigos. As planícies suaves são recentes com poucas crateras. Existem planícies suaves à volta da bacia Caloris. Em algumas áreas podem ser vistas pequenas porções de lava a preencher as crateras.

A história da formação de Mercúrio é semelhante à da Terra. Há cerca de 4.5 biliões de anos formaram-se os planetas. Esta foi uma época de bombardeamento intenso sobre os planetas, que eram atingidos pela matéria e fragmentos da nebulosa de que foram formados. Logo no início desta formação, Mercúrio provavelmente ficou com um núcleo metálico denso e uma crusta de silicatos. Depois do intenso período de bombardeamento, correntes de lava percorreram o planeta e cobriram a crusta mais antiga. Por esta altura, já muitos dos fragmentos tinham desaparecido e Mercúrio entrou num período de bombardeamento mais ligeiro. Durante este período foram formadas as planícies intercrateras. Então Mercúrio arrefeceu. O núcleo contraiu-se o que por sua vez quebrou a crusta e produziu as escarpas. Durante o terceiro estágio, a lava correu pelas regiões mais baixas, produzindo as áreas mais planas. Durante o quarto estágio, bombardeamentos de micrometeoritos criaram uma superfície de poeira que é conhecida por regolito. Alguns meteoritos pouco maiores atingiram a superfície e produziram as crateras de raios luminosos. Além de colisões ocasionais de meteoritos, a superfície de Mercúrio já não é activa e permanece no mesmo estado de há milhões de anos.

Pode existir água em Mercúrio?

Podíamos supor que em Mercúrio não pode existir água em nenhuma forma. Tem pouquíssima atmosfera e é extremamente quente durante o dia, mas em 1991 cientistas em Caltech captaram ondas de rádio vindas de Mercúrio e descobriram algumas invulgarmente brilhantes vindas do polo norte. O brilho aparente do polo norte poderia ser explicado por gelo na superfície ou logo abaixo. Mas é possível haver gelo em Mercúrio? Devido à rotação de Mercúrio ser quase perpendicular ao plano orbital, o polo norte vê sempre o sol um pouco acima do horizonte. O interior das crateras nunca está exposto ao Sol e os cientistas suspeitam que está a uma temperatura inferior a -161 C. Esta temperatura congelante pode ter água provinda de evaporação do interior do planeta, ou gelo trazido para o planeta resultante de impacto de cometas. Estes depósitos de gelo podem ter sido cobertos com uma camada de pó e por isso mostram ainda os reflexos brilhantes no radar.

Estatísticas de Mercúrio
Massa (kg)	3.303e+23
Massa (Terra = 1)	5.5271e-02
Raio equatorial (km)	2,439.7
Raio equatorial (Terra = 1)	3.8252e-01
Densidade média (gm/cm^3)	5.42
Distância média ao Sol (km)	57,910,000
Distância média ao Sol (Terra = 1)	0.3871
Período de rotação (dias)	58.6462
Período orbital (dias)	87.969
Velocidade orbital média (km/seg)	47.88
Excentricidade orbital	0.2056
Inclinação do eixo (graus)	0.00
Inclinação orbital (graus)	7.004
Gravidade à superfície no equador(m/seg^2)	2.78
Velocidade de escape no equador (km/seg)	4.25
Albedo geométrico visual	0.10
Magnitude (Vo)	-1.9
Temperatura média à superfície	179°C
Temperatura máxima à superfície	427°C
Temperatura mínima à superfície	-173°C
Composição atmosférica Hélio Sódio Oxigénio Outros	42% 42% 15% 1%

A Vista na Chegada a Mercúrio

Este mosaico de imagens de Mercúrio foi construído a partir de fotografias obtidas pela Mariner 10 seis horas antes da sonda passar pelo planeta em 29 de Março de 1974. Estas imagens foram obtidas de uma distância de 5,380,000 quilómetros (3,340,000 milhas). (Cortesia Calvin J. Hamilton, USGS, e NASA)

Mercúrio 

Este mosaico de duas imagens (FDS 26850, 26856) de Mercúrio foi construído de fotografias obtidas pela Mariner 10 poucas horas antes do primeiro e mais próximo encontro entre a sonda e o planeta em 29 de Março de 1974. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Vista na Partida de Mercúrio 

Este mosaico de Mercúrio foi criado a partir de mais de 140 imagens obtidas pela sonda Mariner 10 enquanto passava pelo planeta mais interior em 29 de Março de 1974. A trajectória da Mariner 10 levou a sonda até ao hemisfério escuro de Mercúrio. As imagens foram obtidas depois da sonda sair da sombra de Mercúrio. (Cortesia Mark Robinson, Northwestern University)

Os Montes de Mercúrio 

"Terreno estranho" é o que descreve melhor esta região de elevações de Mercúrio. Esta área está no ponto antípoda da grande bacia Caloris. A onda de choque produzida pelo impacto de Caloris foi reflectida e concentrou-se no ponto antípoda, modificando a crusta e partindo-a numa série de blocos complexos. A área mostrada tem cerca de 100 quilómetros (62 milhas) de lado. (Copyright Calvin J. Hamilton; FDS 27370)

Sudoeste de Mercúrio 

Esta imagem mostra uma parte do quadrante sudoeste de Mercúrio obtida em 29 de Março de 1974, pela sonda espacial Mariner 10. A fotografia foi obtida quatro horas antes da maior aproximação quando a Mariner 10 estava a 198,000 quilómetros (123,000 milhas) do planeta. As maiores crateras vistas nesta figura têm cerca de 100 quilómetros (62 milhas) de diâmetro. (Copyright Calvin J. Hamilton; FDS 27216, 27217, 27224, 27225)

A Bacia Caloris Planitia 

Este mosaico mostra a bacia Caloris Planitia. Caloris é o termo latino que significa calor e a bacia teve este nome por estar próxima do ponto subsolar (o ponto mais próximo do sol) quando Mercúrio está no afélio. A bacia Caloris tem 1,300 quilómetros (800 milhas) de diâmetro e é o maior elemento conhecido de Mercúrio. Foi formada pelo impacto de um projéctil da dimensão de um asteróide. A superfície interior da bacia contém planos suaves mas é muito sulcada e fracturada. O cimo desta imagem é aproximadamente a norte.(Copyright Calvin J. Hamilton; FDS 188-199)

A Superfície Interior de Caloris 

Esta imagem é uma fotografia em alta resolução da bacia Caloris mostrada na imagem anterior. Mostra os sulcos e fracturas que aumentam em tamanho conforme estão mais próximas do centro da bacia (acima à esquerda). (Copyright Calvin J. Hamilton; FDS 126)

Crateras Brilhantes Raiadas 

Esta imagem mostra duas crateras proeminentes de Mercúrio (acima à direita) com auréolas brilhantes. As crateras têm cerca de 40 quilómetros (25 milhas) de diâmetro. As auréolas e raios cobrem outras estruturas da superfície, indicando que são das estruturas mais recentes em Mercúrio. (Copyright Calvin J. Hamilton; FDS 275)

Bacia de Anel Duplo 

Esta imagem mostra uma bacia de anel duplo que tem 200 quilómetros (120 milhas) de diâmetro. A superfície interior é plana e suave. O anel interior tem uma elevação inferior à do anel exterior. (Copyright Calvin J. Hamilton; FDS 27301)

Grandes Falhas em Mercúrio 

Esta imagem obtida pela Mariner 10 mostra Rupes Santa Maria, uma estrutura escura sinuosa que atravessa a cratera ao centro da imagem. Muitas destas estruturas foram descobertas nas imagens de Mercúrio da Mariner 10 e foram interpretadas como sendo enormes falhas tectónicas em que parte da crusta de Mercúrio foi empurrada por cima das partes adjacentes por forças de compressão. A abundância e comprimento destas falhas indicam que o raio de Mercúrio diminuiu 1-2 quilómetros (.6 - 1.2 milhas) após a solidificação e a formação das crateras de impacto. Esta alteração do volume provavelmente foi devida ao arrefecimento do planeta, após a formação de um núcleo metálico com três-quartos da dimensão do planeta. A imagem representa uma zona com 200 quilómetros (120 milhas) de lado e a zona superior é para norte. (© Copyright 1998 by Calvin J. Hamilton; FDS 27448)

Os Sulcos Antoniadi 

Esta imagem representa um sulco com 450 quilómetros (280 milhas) chamado Antoniadi. Está ao longo do lado direito da imagem, e atravessa quase a meio uma grande cratera com 80 quilómetros (50 milhas). Atravessa planícies suaves a norte e planícies intercrateras a sul [Strom et al., 1975]. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Resumo - Primeiros quatro capítulos de "Ética para um jovem"

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Conteúdo - Dossier: Aparição

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Multimédia - Lanterna

Descritivo : Pequeno hipertexto que comporta uma simulação feita em Director, da autoria do Professor Tom Greenbowe Coordenador do Departamento de Química da Universidade do Estado do Iowa nos Estados Unidos. A aplicação em Director propriamente dita está em inglês extremamente simples e permite ao utilizador o seu controlo usando os botões de navegação. Os enquadramentos que surgem a dado passo, permitem observar em pormenor o que se passa na componente que enquadram. Deve descarregar o ficheiro *.zip para o seu computador, descompactá-lo e na pasta que se cria abrir o ficheiro HTML lá exitente. Este fivheiro permite ver o funcionamento em pormenor de uma lanterna de pilhas, podendo ser usada em diferentes fases da aprendizagem, nomeadamente no 2º Ciclo.

Interactividade: Baixa

Tempo: 10m a 20m

Nome do ficheiro Lanterna.zip 

Tamanho 235.93 kB 

Tipo zip (Tipo de Mime: application/zip) 

Site http://www.chem.iastate.edu/group/Greenbowe/sections/projectfolder/simDownload/  

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Conteúdo - Cometas

- São constituídos por poeiras, gases solidificados e gelo
- São constituídos por três partes; Núcleo, Cabeleira e Cauda
- Ex. Cometa Halley

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Multimédia - Tabela Periódica

Descritivo: Tabela Periódica cedida pelo portal de Ensino das Ciências e Cultura Cientifica - MOCHO. É um ficheiro compactado em formato *zip, que deve ser descarregado para o computador de destino e ser descompactado em pasta própria. Dentro dela - pasta que surge com a designação sd2.5 - deve ser activado o ficheiro index.html em qualquer tipo de browser. Após isso é navegar e usar. 

Interactividade: Activa

Tempo: Variável

Enviado por: Portal O MOCHO 

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Tipo zip (Tipo de Mime: application/zip) 

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