Conteúdo - Júpiter

Júpiter é o quinto planeta mais próximo do Sol e é o maior no sistema solar. Se Júpiter fosse oco, caberiam mais de mil Terras no seu interior. Contém também mais matéria do que todos os outros planetas juntos. Tem uma massa de 1.9 x 10²⁷ kg e um diâmetro de 142,800 quilómetros (88,736 milhas) no equador. Júpiter tem 16 satélites, quatro dos quais - Calisto, Europa, Ganímedes e Io - foram observados por Galileu já em 1610. Tem um sistema de anéis, que é muito ténue e totalmente invisível visto da Terra. (Os anéis foram descobertos em 1979 pela Voyager 1.) A atmosfera é muito profunda, talvez compreendendo todo o planeta, e tem algumas semelhanças com a do Sol. É composta principalmente de hidrogénio e hélio, com pequenas porções de metano, amónia, vapor de água e outros componentes. A grande profundidade dentro de Júpiter, a pressão é tão elevada que os átomos de hidrogénio estão quebrados e os electrões estão livres, de tal modo que os átomos resultantes consistem de simples protões. Isto produz um estado em que o hidrogénio se torna metálico.

Faixas coloridas latitudinais, nuvens atmosféricas e tempestades ilustram o dinâmico sistema meteorológico de Júpiter. O padrão das nuvens mudam de hora para hora, ou de dia para dia. A Grande Mancha Vermelha é uma tempestade complexa que se move numa direcção anti-horária. Na borda, a matéria parece rodar em quatro a seis dias; perto do centro, o movimento é menor e numa direcção quase aleatória. Podem-se descobrir cadeias de outras tempestades mais pequenas e redemoinhos pelas diversas faixas de nuvens.

Foram observadas emissões aurorais, semelhantes às auroras boreais da Terra, nas regiões polares de Júpiter. As emissões aurorais parecem estar relacionadas a matéria de Io que cai na atmosfera de Júpiter, movendo-se em espiral segundo as linhas do campo magnético. Também foram observados relâmpagos luminosos acima das nuvens, semelhantes aos super-relâmpagos na alta atmosfera da Terra.

O Anel de Júpiter

Ao contrário dos intrincados e complexos padrões de anéis de Saturno, Júpiter tem um simples sistema de anéis que é composto por um halo interior, um anel principal e um anel Gossamer. Para a sonda Voyager, o anel Gossamer é visto como um único anel, mas o sistema de imagens da Galileo deu-nos a descoberta inesperada que Gossamer é na realidade dois anéis. Um anel está inserido no outro. Os anéis são muito ténues e são compostos por partículas de poeira formada de meteoróides interplanetários esmagados nas quatro luas interiores de Júpiter, Métis, Adrástea, Tebe e Amalteia. Muitas das partículas são de dimensões microscópicas.

O halo do anel interior é de forma toróide e estende-se radialmente desde cerca de 92,000 quilómetros (57,000 milhas) até cerca de 122,500 quilómetros (76,000 milhas) do centro de Júpiter. É formado por partículas finas de poeira dos limites interiores do anel principal espalhada para fora enquanto caía em direcção ao planeta. O anel principal e mais brilhante estende-se desde os limites do halo até cerca de 128,940 quilómetros (80,000 milhas) ou seja, mesmo junto ao limite interior da órbita de Adrástea. Perto da órbita de Métis, o brilho do anel principal diminui.

Os dois anéis fracos Gossamer são semelhantes na natureza. O anel interior Gossamer de Amalteia estende-se desde a órbita de Adrástea até à órbita de Amalteia a 181,000 quilómetros (112,000 milhas) do centro de Júpiter. O anel Gossamer de Tebe, mais fraco, estende-se desde a órbita de Amalteia até aproximadamente à órbita de Tebe a 221,000 quilómetros (136,000 milhas).

Os anéis e luas de Júpiter estão dentro de uma cintura de radiação intensa de electrões e iões capturados no campo magnético do planeta. Estas partículas e campos compõem a magnetosfera joviana ou ambiente magnético, que se estendem até 3 a 7 milhões de quilómetros (1.9 a 4.3 milhões de milhas) em direcção ao Sol, e se estica em forma de manga de vento até à órbita de Saturno - uma distância de 750 milhões de quilómetros (466 milhões de milhas).

Estatísticas de Júpiter
Massa (kg)	1.900e+27
Massa (Terra = 1)	3.1794e+02
Raio equatorial (km)	71,492
Raio equatorial (Terra = 1)	1.1209e+01
Densidade média (gm/cm^3)	1.33
Distância média ao Sol (km)	778,330,000
Distância média ao Sol (Terra = 1)	5.2028
Período de rotação (dias)	0.41354
Período orbital (dias)	4332.71
Velocidade orbital média (km/seg)	13.07
Excentricidade orbital	0.0483
Inclinação do eixo (graus)	3.13
Inclinação orbital (graus)	1.308
Gravidade à superfície no equador (m/seg^2)	22.88
Velocidade de escape no equador (km/seg)	59.56
Albedo geométrico visual	0.52
Magnitude (Vo)	-2.70
Temperatura média das nuvens	-121°C
Pressão atmosférica (bars)	0.7
Composição atmosférica Hidrogénio Hélio	90% 10%

Animações de Júpiter

• Filme da Rotação de Júpter.
• Sobrevoando Io.
• Júpiter em Rotação e a Sua Atmosfera.
• A Atmosfera de Júpiter.
• A Mancha Vermelha de Júpiter.
• O Campo Magnético de Júpiter.

Vistas de Júpiter

Júpiter 

Esta imagem foi obtida pelo Telescópio Espacial Hubble, da NASA, em 13 de Fevereiro de 1995. A imagem mostra uma vista detalhada de um aglomerado único de três tempestades brancas de forma oval a sudoeste (abaixo e à esquerda) da Grande Mancha Vermelha de Júpiter. O aspecto das nuvens, nesta imagem, é consideravelmente diferente do aspecto das mesmas apenas sete meses antes. Estas estruturas estão a aproximar-se enquanto a Grande Mancha Vermelha é levada para oeste pelos ventos predominantes, enquanto as ovais brancas são movidas para leste.

As duas tempestades de fora formaram-se no final da década de 1930. No centro deste sistema de nuvens o ar sobe, levando gás de amónia fresco para cima. Novos cristais brancos se formam quando o gás ascendente congela ao atingir as nuvens geladas do cimo onde as temperaturas são de -130°C (-200°F). O centro branco da tempestade, uma estrutura em forma de corda à esquerda das ovais, e a pequena mancha castanha, formaram-se em células de baixa pressão. As nuvens brancas colocam-se acima dos locais onde o gás desce para as regiões mais baixas e mais quentes. 

Júpiter 

Esta imagem foi obtida pela câmara planetária de campo aberto do telescópio Hubble. É uma composição em cor verdadeira de todo o disco de Júpiter. Todas as características nesta imagem são formações de nuvens na atmosfera joviana, que contêm pequenos cristais de amónia congelada e traços de compostos coloridos de carbono, enxofre e fósforo. Esta fotografia foi obtida em 28 de Maio de 1991. (Cortesia NASA) 

Telescópio Óptico Nórdico 

Esta imagem de Júpiter foi obtida com o Telescópio Óptico Nórdico, de 2.6 metros, localizado em La Palma, nas Ilhas Canárias. É um bom exemplo das melhores imagens que podem ser obtidas de telescópios situados na Terra. (c) Nordic Optical Telescope Scientific Association (NOTSA). 

Júpiter com os Satélites Io e Europa 

A sonda Voyager 1 obteve esta fotografia de Júpiter e dois dos seus satélites (Io, à esquerda, e Europa, à direita) em 13 de Fevereiro de 1979. Nesta vista, Io está a cerca de 350,000 quilómetros (220,000 milhas) acima da Grande Mancha Vermelha de Júpiter, enquanto Europa está a cerca de 600,000 quilómetros (373,000 milhas) acima das nuvens de Júpiter. Júpiter estava a cerca de 20 milhões de quilómetros (12.4 milhões de milhas) da sonda no momento desta foto. Há evidência do movimento circular na atmosfera de Júpiter. Enquanto os movimentos dominantes em larga escala são de oeste para leste, os movimentos em pequena escala incluem circulações semelhantes a redemoinhos dentro e entre as faixas. (Cortesia NASA/JPL) 

As Auroras de Júpiter 

Estas imagens do HST revelam alterações nas emissões aurorais de Júpiter e mostram o modo como pequenas manchas aurorais um pouco além dos anéis de emissão estão ligadas à lua vulcânica do planeta, Io. A parte superior mostra os efeitos das emissões de Io. A imagem à esquerda mostra o modo como Io e Júpiter estão ligadas por uma corrente eléctrica invisível de partículas carregadas chamada tubo de fluxo. As partículas, ejectadas de Io por erupções vulcânicas, fluem pelas linhas do campo magnético de Júpiter, que se alinha por Io até aos pólos magnéticos norte e sul.

A imagem superior direita mostra as emissões aurorais de Júpiter nos pólos norte e sul. Logo a seguir a estas emissões estão as manchas aurorais chamadas "pegadas". As manchas são criadas quando as partículas do "tubo de fluxo" de Io atingem a atmosfera superior de Júpiter e interagem com o gás hidrogénio, tornando-o fluorescente.

As duas imagens ultravioleta na base da figura mostram como as emissões aurorais mudam no brilho e na estrutura durante a rotação de Júpiter. Estas imagens em cor falsa também mostram como o campo magnético está afastado do eixo de rotação de Júpiter 10 a 15 graus. Na imagem do lado direito, a emissão auroral do norte está a elevar-se no lado esquerdo; a oval auroral do sul está a começar a baixar. A imagem da esquerda, obtida numa data diferente, mostra uma vista completa da aurora de norte, com uma forte emissão dentro da oval auroral principal.

Créditos: John T. Clarke e Gilda E. Ballester (Universitdade de Michigan), John Trauger e Robin Evans (Jet Propulsion Laboratory) e NASA. 

A Grande Mancha Vermelha 

Esta vista dramática da Grande Mancha Vermelha de Júpiter e os arredores foi obtida pela Voyager 1 em 25 de Fevereiro de 1979, quando a sonda esta a 9.2 milhões de quilómetros (5.7 milhões de milhas) de Júpiter. Consegue-se ver detalhes de nuvens com um diâmetro de 160 quilómetros (100 milhas). A nuvem colorida e ondulada à esquerda da Grande Mancha Vermelha é uma região de movimentos ondulatórios extraordinariamente complexos e variáveis. (Cortesia NASA) 

A Grande Mancha Vermelha de Júpiter em Cor Falsa 

Esta imagem é uma representação em cor falsa da Grande Mancha Vermelha de Júpiter obtida com o sistema de imagem da Galileu através de três diferentes filtros próximo do infravermelho. É um mosaico de dezoito imagens (6 em cada filtro) que foram obtidas com um período de 6 minutos em 26 de Junho de 1996. A Grande Mancha Vermelha aparece em cor-de-rosa e as regiões vizinhas em azul por causa do código especial de cor utilizado na representação. O canal vermelho é um reflexo de Júpiter num comprimento de onda em que o metano é fortemente absorvido (889nm). Por causa desta absorção, unicamente as nuvens altas podem reflectir a luz do sol neste comprimento de onda. O canal verde é o reflexo num comprimento de onda em que o metano é absorvido, mas num modo menos forte (727nm). As nuvens mais baixas podem reflectir a luz do sol neste comprimento de onda. Finalmente, o canal azul é um reflexo num comprimento de onda onde quase não há absorção na atmosfera joviana (756nm) e pode-se ver a luz reflectida pelas nuvens mais baixas. Assim, a cor de uma nuvem nesta imagem indica a sua altura, representando o vermelho ou o branco as mais altas e o azul ou o preto as mais baixas. Esta imagem mostra a Grande Mancha Vermelha como sendo relativamente alta, por há algumas nuvens mais pequenas a nordeste e noroeste que são surpreendentemente semelhantes às nuvens de tempestades terrestres. As nuvens mais baixas estão num colar que rodeia a Grande Mancha Vermelha, e também a noroeste da nuvem alta (brilhante) no canto noroeste da imagem. Modelos preliminares mostram que estas nuvens têm uma altura de cerca de 50km. (Cortesia NASA/JPL) 

A Mancha Vermelha pela Galileu 

Esta vista da Grande Mancha Vermelha de Júpiter é um mosaico de duas imagens obtidas pela sonda Galileu. A imagem foi criada usando dois filtros, violeta e próximo do infravermelho, em cada uma de duas posições da câmara. A Grande Mancha Vermelha é uma tempestade na atmosfera de Júpiter e existe há pelo menos 300 anos. O vento sopra na direcção anti-horária à volta da Grande Mancha Vermelha a cerca de 400 quilómetros por hora (250 milhas por hora). A dimensão da tempestade é maior do que o diâmetro da Terra (13,000 quilómetros ou 8,000 milhas) na direcção norte-sul e mais do que dois diâmetros terrestres na direcção este-oeste. Neste ponto de vista oblíquo, em que a Grande Mancha Vermelha é mostrada no limite do planeta, parece maior na direcção norte-sul. A imagem foi obtida em 26 de Junho de 1996. (Cortesia Universidade de Cornell) 

O Anel de Júpiter 

O anel de Júpiter foi descoberto pela Voyager 1 em Março de 1979. Esta imagem foi obtida pela Voyager 2 e foi pseudo colorida. O anel Joviano tem cerca de 6,500 quilómetros (4,000 milhas) de largura e provavelmente menos de 10 quilómetros (6.2 milhas) de espessura. (Copyright: Calvin J. Hamilton) 

O Sistema de Júpiter 

O melhor do sistema de Júpiter é representado nesta colagem de imagens adquiridas pelas sondas Voyager e Galileo. Júpiter é o maior planeta no nosso sistema solar. As quatro maiores luas de Júpiter são conhecidas por luas galileanas, e têm os nomes de Calisto, Ganímedes, Europa e Io. Dentro das órbitas das luas galileanas estão Tebe, Amalteia,Adrástea e Métis. Em baixo à direita está representada a região Valhalla de Calisto. Ganímedes está próximo do centro em baixo. Europa está um pouco acima e à direita de Ganímedes. Io é a lua mais à esquerda, em cima. Entre Io e Júpiter estão quatro pequenas luas. A lua pequena mais acima é Amalteia. Abaixo e à direita de Amalteia estão Métis e Adrástea. À esquerda de Adrástea está Tebe. (Copyright: Calvin J. Hamilton) 

As Luas de Júpiter 

Esta imagem mostra à escala as luas de Júpiter Amalteia, Io, Europa, Ganímedes, e Calisto. (Copyright: Calvin J. Hamilton) 

Galeria Fotográfica do Hubble dos Satélites Galileanos 

Este é um retrato de família obtido pelo Telescópio Espacial Hubble das quatro maiores luas de Júpiter, primeiramente observadas pelo cientista italiano Galileo Galilei há cerca de quatro séculos. Localizadas a cerca de meio bilião de milhas de distância, as luas são tão pequenas que, à luz visível, parecem discos indistintos quando vistos pelos maiores telescópios terrestres. O Hubble consegue obter detalhes da superfície anteriormente só vistos pela sonda Voyager no início dos anos 1980.

O Hubble permitiu a descoberta de actividade vulcânica na superfície activa de Io, descobriu uma fraca atmosfera de oxigénio na lua Europa, e identificou ozono na superfície deGanímedes. As observações em ultravioleta de Calisto mostram a presença de gelo fresco na superfície que pode indicar impactos de micrometeoritos e de partículas carregadas da magnetosfera de Júpiter. (Cortesia: STScI/NASA) 

O Equador de Júpiter 

Esta imagem mostra na totalidade a região equatorial de Júpiter. Foi criada a partir de um mosaico de diversas imagens. A Grande Mancha Vermelha é à esquerda da imagem. (Cortesia: Calvin J. Hamilton, e NASA) 

Os Anéis de Júpiter

Nome	Distância*	Largura	Espessura	Massa	Albedo
Halo	92,000 km	30,500 km	20,000 km	?	0.05
Principal	122,500 km	6,440 km	< 30 km	1 x 10^13 kg	0.05
Gossamer Interior	128,940 km	52,060 km	?	?	0.05
Gossamer Exterior	181,000 km	40,000 km	?	?	0.05

*A distância é medida do centro do planeta até ao início do anel.

Resumo das Luas de Júpiter

Há cerca de quatro séculos Galileu Galilei virou o seu telescópio, feito em casa, para os céus e descobriu três pontos luminosos, que primeiro pensou serem estrelas, ligados ao planeta Júpiter. Estas estrelas estava alinhadas com Júpiter. Despertando o seu interesse, Galileu observou as estrelas e descobriu que elas se moviam na direcção errada. Quatro dias mais tarde apareceu outra estrela. Depois de observar as estrelas durante as semanas seguintes, Galileu concluiu que não eram estrelas mas corpos planetários em órbita à volta de Júpiter. Estas quatro estrelas passaram a ser conhecidas por Satélites Galileanos.

Durante os séculos seguintes foram descobertas outras 12 luas, obtendo-se um total de 16. Finalmente, em 1979, o mistério destes novos mundos congelados foi resolvido pelas sondas Voyager quando ultrapassaram o sistema de Júpiter. Ainda em 1996, a exploração destes mundos sofreu um grande avanço quando as naves Galileu iniciaram a sua longa missão de observação de Júpiter e das suas luas.

Doze das luas de Júpiter são relativamente pequenas e parecem mais ter sido capturadas do que formadas em órbita à volta de Júpiter. As quatro maiores luas galileanas, Io, Europa, Ganímedes e Calisto,parecem ter sido formadas por agregação como parte do processo de formação do próprio Júpiter. A tabela seguinte sumariza o raio, massa, distância ao centro do planeta descobridor e data da descoberta de cada uma das luas de Júpiter:

Lua	#	Raio (km)	Massa (kg)	Distância (km)	Descobridor	Data
Metis	XVI	20	9.56e+16	127,969	S. Synnott	1979
Adrástea	XV	12.5x10x7.5	1.91e+16	128,971	Jewitt-Danielson	1979
Amalteia	V	135x84x75	7.17e+18	181,300	E. Barnard	1892
Tebe	XIV	55x45	7.77e+17	221,895	S. Synnott	1979
Io	I	1,815	8.94e+22	421,600	Marius-Galileo	1610
Europa	II	1,569	4.80e+22	670,900	Marius-Galileo	1610
Ganímedes	III	2,631	1.48e+23	1,070,000	Marius-Galileo	1610
Calisto	IV	2,400	1.08e+23	1,883,000	Marius-Galileo	1610
Leda	XIII	8	5.68e+15	11,094,000	C. Kowal	1974
Himalia	VI	93	9.56e+18	11,480,000	C. Perrine	1904
Lisitea	X	18	7.77e+16	11,720,000	S. Nicholson	1938
Elara	VII	38	7.77e+17	11,737,000	C. Perrine	1905
Ananke	XII	15	3.82e+16	21,200,000	S. Nicholson	1951
Carme	XI	20	9.56e+16	22,600,000	S. Nicholson	1938
Pasifaé	VIII	25	1.91e+17	23,500,000	P. Melotte	1908
Sinope	IX	18	7.77e+16	23,700,000	S. Nicholson	1914

Conteúdo - Felizmente há Luar

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Powerpoint - 2ª Guerra Mundial

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Multimédia - Molas

Descritivo : Pequeno hipertexto que comporta uma simulação feita em Flash, da autoria do Professor Tom Greenbowe Coordenador do Departamento de Química da Universidade do Estado do Iowa nos Estados Unidos. A aplicação propriamente permite ao utilizador escolher de entre diferntes molas e de entre diferentes massas uma, a colocar na mola e verificar o valor do alongamento. É um processo simples mas que simula um significativo número de ensaios possíveis e permite ao utilizador usar estes ensaios para poder fazer perceber métodos e valores associados à noção de medida em Física. Deve descarregar o ficheiro *.zip para o seu computador, descompactá-lo e na pasta que se cria abrir o ficheiro HTML lá exitente. 

Interactividade: Activo

Tempo: Variável

Tema: Forças

Unidade Didáctica: Viver Melhor na Terra

Nome do ficheiro Molas.zip 

Tamanho 24.18 kB 

Tipo zip (Tipo de Mime: application/zip) 

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

CRC Checksum 

Conteúdo - Marte

Marte é o quarto planeta partindo do Sol e é normalmente referido como o Planeta Vermelho. As rochas, solo e céu têm uma tonalidade vermelha ou rosa. A cor vermelha característica foi observada por astrónomos ao longo da história. Os romanos atribuíram-lhe este nome, em honra ao deus da guerra. Outras civilizações deram-lhe nomes semelhantes. Os antigos egípcios chamaram-lhe Her Descher que significa o vermelho.

Antes da exploração espacial, Marte era considerado o melhor candidato para ter vida extra-terrestre. Os astrónomos pensaram ver linhas rectas que se cruzavam na superfície. Isto levou à crença popular que seres inteligentes construíram canais de irrigação. Em 1938, quando Orson Welles transmitiu uma novela por rádio baseada num clássico de ficção científica A Guerra dos Mundos de H.G. Wells, muita gente acreditou na história da invasão dos marcianos, o que quase chegou a causar uma situação de pânico.

Outra razão para os cientistas acreditarem na existência de vida em Marte tinha a ver com as aparentes alterações periódicas de cores na superfície do planeta. Este fenómeno levou à especulação de que determinadas condições levariam à explosão de vegetação marciana durante os meses quentes e provocavam o estado latente das plantas durante os períodos frios.

Em Julho de 1965, a Mariner 4 transmitiu 22 fotografias de perto de Marte. Foi revelada unicamente uma superfície contendo muitas crateras e canais naturais mas nenhuma evidência de canais artificiais ou água corrente. Finalmente, em Julho e Setembro de 1976, as sondas Viking 1 e 2 pousaram na superfície de Marte. As três experiências biológicas realizadas a bordo das sondas descobriram actividade química inesperada e enigmática no solo marciano, mas não forneceram qualquer evidência clara da presença de microorganismos vivos no solo perto dos locais onde poisaram. De acordo com os biologistas da missão, Marte é auto-esterilizante. Eles acreditam que a combinação da radiação solar ultravioleta que satura a superfície, a extrema secura do solo e a natureza oxidante da química do solo impedem a formação de organismos vivos no solo marciano. A questão de ter havido vida em Marte em algum passado distante permanece contudo aberta.

Outros instrumentos não encontraram sinais de química orgânica nos seus locais de poiso, mas forneceram uma análise definitiva e precisa da composição da atmosfera marciana e encontraram traços de elementos que não tinham sido previamente detectados.

Atmosfera

A atmosfera de Marte é bastante diferente da atmosfera da Terra. É composta principalmente por dióxido de carbono com pequenas porções de outros gases. Os seis componentes mais comuns da atmosfera são:

• Dióxido de Carbono (CO2): 95.32%
• Azoto (N2): 2.7%
• Árgon (Ar): 1.6%
• Oxigénio (O2): 0.13%
• Água (H2O): 0.03%
• Néon (Ne): 0.00025 %

O ar marciano contém apenas cerca de 1/1,000 da água do nosso ar, mas mesma esta pequena porção pode condensar, formando nuvens que flutuam a uma grande altitude na atmosfera ou giram em volta dos vulcões mais altos. Podem-se formar bancos de neblina matinal nos vales. No local de aterragem da sonda Viking 2, uma fina camada de água congelada cobre o solo em cada inverno.

Há evidências de que no passado uma atmosfera marciana mais densa pode ter permitido que a água corresse no planeta. Características físicas muito parecidas com costas, gargantas, leitos de rios e ilhas sugerem que alguma vez existiram grandes rios no planeta.

Temperatura e Pressão

A temperatura média registada em Marte é -63° C (-81° F) com uma temperatura máxima de 20° C (68° F) e mínima de -140° C (-220° F).

A pressão atmosférica varia semestralmente em cada local de aterragem. O dióxido de carbono, o maior constituinte da atmosfera, congela de modo a formar uma imensa calote polar, alternadamente em cada polo. O dióxido de carbono forma uma grande cobertura de neve e evapora-se novamente com a chegada da primavera em cada hemisfério. Quando a calote do polo sul é maior, a pressão diária média observada pela sonda Viking 1 tem o valor baixo de 6.8 milibars; em outras épocas do ano chega a atingir o valor de 9.0 milibars. As pressões do local da sonda Viking 2 eram 7.3 e 10.8 milibars. Em comparação, a pressão média na Terra é 1000 milibars.

Estatísticas de Marte
Massa (kg)	6.421e+23
Massa (Terra = 1)	1.0745e-01
Raio equatorial (km)	3,397.2
Raio equatorial (Terra = 1)	5.3264e-01
Densidade média (gm/cm^3)	3.94
Distância média ao Sol (km)	227,940,000
Distância média ao Sol (Terra = 1)	1.5237
Período de rotação (horas)	24.6229
Período de rotação (dias)	1.025957
Período orbital (dias)	686.98
Velocidade média orbital (km/seg)	24.13
Excentricidade orbital	0.0934
Inclinação do eixo (graus)	25.19
Inclinação orbital (graus)	1.850
Gravidade à superfície no equador (m/seg^2)	3.72
Velocidade de escape no equador (km/seg)	5.02
Albedo geométrico visual	0.15
Magnitude (Vo)	-2.01
Temperatura mínima à superfície	-140°C
Temperatura média à superfície	-63°C
Temperatura máxima à superfície	20°C
Pressão atmosférica (bars)	0.007
Composição atmosférica Dióxido de Carbono (C02) Azoto (N2) Árgon (Ar) Oxigénio (O2) Monóxido de Carbono (CO) Água (H2O) Néon (Ne) Kripton (Kr) Xénon (Xe) Ozono (O3)	95.32% 2.7% 1.6% 0.13% 0.07% 0.03% 0.00025% 0.00003% 0.000008% 0.000003%

Animações de Marte

• Filme da Rotação de Marte.
• Filme da Topografia de Marte.
• Animação de Tharsis Tholus.
• Animação do Olympus Mons Caldera.
• Animação de Mars Global Surveyor.
• Marte, o Filme.
• Sobrevoando Valles Marineris.
• Animação dos Polos Marcianos.
• Animação de Olympus Mons.
• Animação do globo completo pelo Telescópio Hubble.

Vistas de Marte

O Interior de Marte 

O conhecimento actual do interior de Marte sugere que pode ser constituído por uma crusta fina, semelhante à da Terra, um manto e um núcleo. Utilizando quatro parâmetros, a dimensão e massa do núcleo de Marte podem ser determinados. No entanto, apenas são conhecidos três desses quatro parâmetros, que são a massa total, a dimensão de Marte e o momento de inércia. A massa e a dimensão foram determinados em pormenor em missões anteriores. O momento da inércia foi determinado pela sonda Viking e por valores Doppler do Pathfinder, pela medida da taxa de precessão de Marte. O quarto parâmetro, necessário para completar o modelo do interior, será obtido por futuras missões. Com os três parâmetros conhecidos, o modelo é significativamente reduzido. Se o núcleo marciano é denso (composto de ferro) semelhante ao da Terra, ou os meteoritos SNC são originários de Marte, então o raio mínimo do núcleo seria de cerca de 1300 quilómetros. Se o núcleo é feito de material menos denso, tal como uma mistura de enxofre e ferro, o raio máximo seria provavelmente de menos de 2000 quilómetros. (Copyright 1998 by Calvin J. Hamilton) 

Mapa Topográfico de Marte 

Esta imagem é um mapa topográfico de Marte recentemente divulgado. A topografia completa de Marte tem cerca de 19 milhas (30 quilómetros), uma vez e meia as altitudes encontradas na Terra. O aspecto mais curioso do mapa é a diferença entre o hemisfério Norte baixo e suave e o hemisfério Sul com muitas crateras, que é, em média, cerca de três milhas (cinco quilómetros) mais alto do que o norte. (Cortesia GSFC/NASA) 

Hemisfério Schiaparelli 

Esta imagem é um mosaico do hemisfério Schiaparelli de Marte. O centro da imagem é perto da cratera de impacto Schiaparelli, com 450 quilómetros (280 milhas) de diâmetro. As estrias escuras com margens brilhantes emanando das crateras na região Oxie Palus, à esquerda e acima na imagem, foram causadas pela erosão e/ou depósito pelo vento. Áreas brancas brilhantes a sul, incluindo a bacia de impacto Hellas no extremo inferior direito, estão cobertas por dióxido de carbono congelado. (Cortesia USGS) 

Vales Marineris 

Esta imagem é um mosaico do hemisfério dos Vales Marineris de Marte. É uma vista semelhante à que se poderia ver de uma nave espacial. O centro da cena mostra todo o sistema de desfiladeiros Vales Marineris, com mais de 3,000 quilómetros (1,860 milhas) de comprimento e cerca de 8 quilómetros (5 milhas) de profundidade, que se estende de Noctis Labyrinthus, o sistema de falhas tectónicas em forma de arco, a oeste, até ao terreno caótico a leste. Muitos imensos canais de rios antigos começam no terreno caótico e nos desfiladeiros no centro-norte e correm para norte. Muitos dos canais fluíram até uma bacia chamada Acidalia Planitia, que é a área escura no extremo norte desta fotografia. Os três vulcões Tharsis (pontos vermelho escuro), cada um com cerca de 25 quilómetros (16 milhas) de altura, são visíveis a oeste. Existem terrenos muito antigos cobertos por muitas crateras de impacto a sul dos Vales Marineris. (Cortesia USGS) 

Abismo Candor Central - Vista oblíqua 

Esta imagem mostra parte do Abismo Candor nos Vales Marineris. Está centrado na latitude -5.0, longitude 70.0. O ponto de vista é de norte olhando para o abismo. A geomorfologia do Abismo Candor é complexa, modelada por forças tectónicas, perda de massa, vento e talvez por água e vulcanismo. (Cortesia USGS) 

Abismo Candor Ocidental (Cor Melhorada) 

Esta fotografia (centrada na latitude 4° S, longitude 76° W) mostra áreas centrais dos Vales Marineris, incluindo o Abismo Candor (em baixo à esquerda), Ophir Chasm (em baixo à direita), e Hebes Chasm (acima à direita). Níveis de depósitos complexos nos desfiladeiros podem ter ocorrido em lagos, e se aconteceu, estes são de grande interesse em futuras pesquisas de vida fóssil em Marte. Os depósitos de tom rosa no Abismo Candor podem ser devidos a alterações hidrotérmicas e à produção de óxidos de ferro cristalino.((Geissler et al., 1993, Icarus 106,380). Fotos da Viking Orbiter Números 279B02 (violeta), 279B10 (verde) e 279B12 (vermelho) com uma resolução de 240 metros/pixel. A fotografia tem 231 quilómetros de largura. O norte está a 47° do topo, no sentido horário.) 

Deslizamento nos Vales Marineris 

Apesar de os Vales Marineris terem sido originados como uma estrutura tectónica, foram modificados por outros processos. Esta imagem mostra uma vista em pormenor de um deslizamento da parede sul dos Vales Marineris. Este deslizamento removeu parcialmente a borda da cratera que está no planalto adjacente aos Vales Marineris. Note-se a textura dos depósitos por onde o deslizamento fluiu pelo solo dos Vales Marineris. Podem ser vistas várias camadas distintas nas paredes da depressão. Estas camadas podem ser regiões de composição química ou propriedades mecânicas distintas na crusta marciana. (Copyright Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI) 

3 Vistas do TEH de Marte em Oposição 

Estas vistas do Telescópio Espacial Hubble fornecem a cobertura mais completa e detalhada do Planeta Vermelho, alguma vez vista da Terra. As fotografias foram obtidas em 25 de Fevereiro de 1995, quando Marte estava a uma distância de 103 milhões de quilómetros (65 milhões de milhas). Para surpresa dos pesquisadores, Marte tem mais nuvens do que o visto em anos anteriores. Isto significa que o planeta está mais frio e mais seco, porque o vapor de água na atmosfera congela para formar nuvens de cristais de gelo. As três imagens mostram as regiões de Tharsis, Vales Marineris e Syrtis Major. (Crédito: Philip James, Universidade de Toledo; Steven Lee, Universidade de Colorado; e NASA) 

Primavera em Marte: A melhor vista do Planeta Vermelho, do Hubble 

Esta vista de Marte do Telescópio Espacial Hubble, da NASA, é a fotografia mais nítida alguma vez obtida da Terra, superada apenas pelas imagens em pormenor enviadas pela sondas espaciais que visitaram o planeta. A fotografia foi obtida em 25 de Fevereiro de 1995, quando Marte estava a uma distância de cerca de 103 milhões de quilómetros (65 milhões de milhas) da Terra.

Por ser Primavera no hemisfério norte de Marte, muito do dióxido de carbono congelado à volta da calote de água gelada sublimou, e a calote regrediu até ao tamanho do seu núcleo de água congelada, com várias centenas de milhas de diâmetro. A abundância de porções de nuvens brancas indica que a atmosfera é mais fria do que o observado por sondas espaciais na década de 1970. Notam-se nuvens matinais ao longo da borda ocidental (à esquerda) do planeta. Estas formaram-se durante a noite quando a temperatura de Marte baixa e a água na atmosfera congela e forma nuvens de cristais de gelo. O vulcão Ascraeus Mons, que se ergue a 25 quilómetros (16 milhas) acima das planícies que o circundam, emerge da camada de nuvens próximas da borda ocidental. Os Vales Marineris estão abaixo à esquerda. (Crédito: Philip James, Universidade de Toledo; Steven Lee, Universidade de Colorado; e NASA) 

Origem da Corrente do Canal Ravi Vallis 

Esta imagem da parte inicial de Ravi Vallis mostra uma porção do canal com 300 quilómetros (186 milhas). Tal como muitos outros canais que desembocam nas planícies norte de Marte, Ravi Vallis teve a sua origem numa região de terreno desmoronado e quebrado ("caótico") nos planaltos mais antigos e cheios de crateras. As estruturas nestes canais indicam que foram cavadas por água líquida em correntes a grande velocidade. O início abrupto do canal aparentemente sem afluentes, sugere que a água foi libertada em grande pressão de uma camada limitada do solo congelado. À medida que a água era libertada e corria, a superfície desmoronava, produzindo a quebra e a derrocada aqui mostradas. Podem ser vistas nesta imagem três destas regiões de material desmoronado caótico, ligadas por um canal cujo leito foi limpo por água corrente. A corrente neste canal era de oeste para leste (da esquerda para a direita). Este canal, por fim, liga-se a um sistema de canais que fluem para norte para a bacia Chryse. (Copyright Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI) 

Ilhas de Linhas Aerodinâmicas 

A água que escavou os canais no norte e leste do sistema de desfiladeiros dos Vales Marineris tem um tremendo poder erosivo. Uma consequência desta erosão foi a formação de ilhas de linhas aerodinâmicas onde a água encontra obstáculos no seu caminho. Esta imagem mostra duas ilhas deste tipo que se formaram devido ao desvio da água provocado por duas crateras com 8 a 10 quilómetros (5-6 milhas) de diâmetro, próximas da boca do Vallis na Chryse Planitia. A água correu de sul para norte (de baixo para cima na imagem). A altura da escarpa que circunda a ilha de cima é de cerca de 400 metros (1,300 pés), e a escarpa que circunda a ilha do sul tem cerca de 600 metros (2,000 pés) de altura.(Copyright Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI) 

Rede de Vales 

Ao contrário do mostrado nas duas imagens acima, muitos sistemas em Marte não mostram evidências de inundações catastróficas. Pelo contrário, mostram uma semelhança com sistemas de drenagem na Terra, onde a água corre mais lentamente durante maiores intervalos de tempo. Tal como na Terra, os canais aqui mostrados juntam-se para formar canais maiores.

No entanto, estas redes de vales estão menos desenvolvidas do que os sistemas de drenagem na Terra, faltando aos exemplos marcianos canais pequenos que alimentam vales grandes. Por causa da ausência de canais pequenos nas redes de vales marcianas, acredita-se que os vales foram escavados pela água corrente e não pela água da chuva. Apesar da água líquida ser actualmente instável na superfície de Marte, estudos teóricos indicam que a água corrente pode ter formado redes de vales se a água correu por baixo de uma camada protectora de gelo. Em alternativa, pelo motivo de as redes de vales estarem confinadas a regiões relativamente velhas de Marte, a sua presença pode indicar que Marte já teve um clima mais quente e húmido no início da sua história. (Copyright Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI) 

Calote do Polo Sul 

Esta imagem mostra a calote do polo sul de Marte tal como aparece no seu tamanho mais pequeno, com cerca de 400 quilómetros (249 milhas). Consiste principalmente de dióxido de carbono congelado. Esta calote de dióxido de carbono nunca derrete completamente. O gelo parece avermelhado devido à poeira que foi incorporada. (Cortesia NASA) 

Calote do Polo Norte 

Esta imagem representa uma vista oblíqua da calote do polo norte de Marte. Ao contrário do polo sul, a calote do polo norte provavelmente consiste de água congelada.(Copyright Calvin J. Hamilton) 

Terreno Polar Laminado 

Uma das descobertas da sonda Mariner 9 foi que a calote polar sul de Marte é feita de camadas finas ou lâminas de gelo e sedimento. Quatro anos mais tarde, em 10 de Outubro de 1976, a sonda Viking 2 obteve esta fotografia da calote polar norte marciana. As camadas visíveis ocorreram como resultado de poeira levada pelo vento para a calote polar. Por existirem variações climáticas nas calotes, elas expandem-se e contraem-se. As camadas de sedimento de poeira tendem a tornar-se mais espessas perto dos polos onde os depósitos de gelo permanecem durante longos períodos de tempo. A espessura dos depósitos indica que foram formados durante variações climáticas cíclicas e não durante alterações anuais. Enquanto o gelo se afasta de uma região, o vento expõe as camadas esculpindo vales e escarpas. A formação dos depósitos em camadas é um processo actualmente activo. (Copyright 1998 por Calvin J. Hamilton) 

Campo de Dunas 

Esta imagem mostra diversos tipos de dunas que se encontram no campo de dunas circumpolar norte. Esta imagem reduzida mostra uma secção de dunas transversais. A imagem completa tem um campo de dunas transversais à esquerda e dunas do tipo "barchan" à direita com uma zona de transição entre elas. As dunas transversais estão orientadas perpendicularmente à direcção predominante do vento. São longas e lineares e frequentemente unem-se às vizinhas numa junção em "Y" num ângulo pequeno. As dunas do tipo barchan são pequenos montes em forma de crescente com as pontas na direcção do vento. Estas dunas são comparáveis em dimensão às maiores dunas encontradas na Terra.(Copyright Calvin J. Hamilton) 

Tempestade de Poeira Local 

Tempestades de poeira local são relativamente comuns em Marte. Têm tendência para ocorrer em áreas de gradientes topográficos e/ou térmicos elevados (normalmente perto das calotes polares), onde os ventos de superfície seriam mais fortes. A tempestade tem várias centenas de quilómetros de extensão e está localizada perto do extremo da calote do polo sul. Algumas tempestades locais crescem, outras extinguem-se. (Copyright Calvin J. Hamilton; legenda de LPI) 

Rocha Branca 

Esta imagem mostra uma formação menos conhecida e invulgar em Marte. É normalmente denominada de "Rocha Branca". A formação branca é o preenchimento de uma cratera erodida, mas exactamente como foi formada não foi ainda satisfatoriamente explicado. A Rocha Branca não foi formada por processos polares porque está situada perto do equador a uma latitude de -8 graus e uma longitude de 355 graus. Foi modificada por erosão eólica mostrando características de erosão transversais e longitudinais. (Copyright 1998 por Calvin J. Hamilton) 

A Atmosfera Marciana 

Esta imagem oblíqua obtida pela sonda orbital Viking mostra uma ténue faixa da atmosfera marciana. A fotografia está tirada para nordeste através da bacia Argyre. A bacia Argyre tem cerca de 600 quilómetros de diâmetro com uma borda escarpada com cerca de 500 quilómetros de espessura. (Copyright 1997 by Calvin J. Hamilton) 

Resumo das Luas de Marte

A tabela seguinte mostra o raio, massa, distância do centro do planeta, o descobridor e a data da descoberta de cada uma das luas de Marte:

Lua	#	Raio (km)	Massa (kg)	Distância (km)	Descobridor	Data
Fobos	I	13.5x10.8x9.4	1.08e+16	9,380	A. Hall	1877
Deimos	II	7.5x6.1x5.5	1.80e+15	23,460	A. Hall	1877

Resumo - Recursos Naturais

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Powerpoint sobre normas de qualidade, ambiente, segurança, higiene e saúde no trabalho pecuário e bem-estar animal

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Grelha - Avaliação Compreensiva (Diagnóstico) 8-9 anos

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Conteúdo - Terra

Da perspectiva na Terra, o nosso planeta parece ser grande e robusto, com um oceano interminável de ar. Do espaço, os astronautas muitas vezes têm a impressão de que a Terra é pequena, e tem uma fina e frágil camada de atmosfera. Para um viajante do espaço, as características que distinguem a Terra são as águas azuis, as massas de terra verdes e castanhas, e o conjunto de nuvens brancas contra um fundo negro.

Muitos sonham em viajar pelo espaço e ver as maravilhas do universo. Na realidade, todos nós somos viajantes espaciais. A nossa nave é o planeta Terra, viajando a uma velocidade de 108.000 quilómetros (67.000 milhas) por hora.

A Terra é o terceiro planeta a contar do Sol, a uma distância de 150 milhões de quilómetros (93,2 milhões de milhas). Demora 365,256 dias para girar em volta do Sol e 23.9345 horas para a Terra efectuar uma rotação completa. Tem um diâmetro de 12.756 quilómetros (7.973 milhas), apenas poucas centenas de quilómetros maior que o de Vénus. A nossa atmosfera é composta por 78 por cento de azoto, 21 por cento de oxigénio e 1 por cento de outros componentes.

A Terra é o único planeta conhecido a abrigar vida, no sistema solar. O núcleo do nosso planeta, de níquel-ferro fundido girando rapidamente, provoca um extenso campo magnético que, junto com a atmosfera, nos protege de praticamente toda a radiação prejudicial vinda do Sol e outras estrelas. A atmosfera da Terra protege-nos dos meteoros, cuja maioria se queima antes de poder atingir a superfície.

Das nossas viagens pelo espaço, temos aprendido muito sobre o nosso próprio planeta. O primeiro satélite Norte-americano, Explorer 1, descobriu uma intensa zona de radiação, agora chamada de cintura de radiação de Van Allen. Esta cintura é formada por uma camada de partículas carregadas que são capturadas pelo campo magnético da Terra numa região, de formato toroidal, em volta do equador. Outras descobertas feitas por satélites mostram que o campo magnético do nosso planeta é distorcido, tendo uma forma de gota, devido ao vento solar. Também sabemos agora que a nossa fina atmosfera superior, a qual se acreditava ser calma e sem incidentes, ferve de actividade -- expandindo-se de dia e contraindo-se à noite. A atmosfera superior, afectada pelas mudanças na actividade solar, contribui para o clima e meteorologia na Terra.

Além de afectar a meteorologia da Terra, a actividade solar causa um dramático fenómeno visual na nossa atmosfera. Quando as partículas carregadas do vento solar são capturadas pelo campo magnético da Terra, colidem com as moléculas de ar da nossa atmosfera acima dos pólos magnéticos do planeta. Estas moléculas de ar tornam-se então incandescentes e são assim conhecidas como auroras ou luzes do norte e do sul.

Estatísticas sobre a Terra
Massa (kg)	5,976e+24
Massa (Terra = 1)	1.0000e+00
Raio equatorial (km)	6.378,14
Raio equatorial (Terra = 1)	1,0000e+00
Densidade média (g/cm^3)	5,515
Distância média do Sol (km)	149.600.000
Distância média do Sol (Terra = 1)	1,0000
Período de rotação (dias)	0,99727
Período de rotação (horas)	23,9345
Período Orbital (dias)	365,256
Velocidade orbital média (km/s)	29,79
Excentricidade orbital	0,0167
Inclinação do Eixo (graus)	23,45
Inclinação orbital (graus)	0,000
Velocidade de escape no equador (km/s)	11,18
Gravidade à superfície no equador (m/s^2)	9,78
Albedo visual geométrico	0,37
Temperatura média à superfície	15°C
Pressão atmosférica (bar)	1,013
Composição atmosférica Azoto Oxigénio Outros	77% 21% 2%

Animações sobre a Terra

• Filme da Rotação da Terra.
• Animação da Topografia da Terra.
• Vídeo da Aurora.
• Filme da Rotação Terra/Vénus.
• Encontro da Galileo com a Terra.
• Terra: o Filme - Animação das Nuvens & Voo.
• Terra: o Filme - Animação das Nuvens.

Vistas da Terra

O conjunto de imagens que se segue mostra algumas das maravilhas do nosso planeta, a Terra.

América do Sul 

Esta imagem a cores da Terra foi obtida pela Galileo às 6:10 a.m., hora standard do Pacífico, em 11 de Dezembro de 1990, quando a nave estava a cerca de 1,3 milhões de milhas do planeta. A Galileo estava a fazer o primeiro de dois voos sobre a Terra, a caminho de Júpiter. A América do Sul está próxima do centro da foto, e o continente Antárctico, branco, iluminado pela luz solar, está logo abaixo. Pitorescas frentes meteorológicas são visíveis no Atlântico Sul, em baixo à direita. (Cortesia NASA/USGS) 

África 

A tripulação da Apollo 17 tirou esta fotografia da Terra em Dezembro de 1972 enquanto a nave viajava entre a Terra e a Lua. Os desertos laranja-avermelhados da África e da Arábia Saudita estão em forte contraste com o azul profundo dos oceanos e com o branco das nuvens e da neve cobrindo a Antárctida. (Cortesia NASA) 

Imagem da Terra em Infravermelho, colorida 

Esta imagem em infravermelho da Terra foi tirada pelo satélite GOES 6 em 21 de Setembro de 1986. Utilizou-se um limiar de temperatura para isolar as nuvens. A terra e o mar foram separados, e depois as nuvens, terra e mar foram coloridos separadamente e recombinados para produzir esta imagem. (Cortesia SSEC/UW-Madison/R.Kohrs)

Uma imagem semelhante em GIF de 900x900 pixel, mostrando o continente Africano, pode ser encontrada AQUI. (Cortesia Rick Kohrs) 

A Terra & A Lua 

Oito dias após o seu encontro com a Terra, a nave Galileo foi capaz de olhar para trás e capturar esta visão da Lua orbitando a Terra, tirada a uma distância de cerca de 6,2 milhões de quilómetros (3,9 milhões de milhas), em 16 de Dezembro de 1990. A Lua está em primeiro plano, movendo-se da esquerda para a direita. A Terra, brilhante e colorida, contrasta fortemente com a Lua, que reflecte apenas cerca de um terço da luz solar em relação à Terra. O contraste e a cor de ambos os objectos foram realçados por computador para melhorar a visibilidade. A Antárctida é visível através das nuvens (embaixo). O 'lado oculto' da Lua é visto; a zona sombreada no final do alvorecer é o Polo Sul/Bacia Aitken, uma das maiores e mais antigas formações de impacto lunares. (Cortesia NASA) 

Vista da Terra & Lua, da Mariner 10 

A Terra e a Lua foram fotografadas pela Mariner 10 a 2,6 milhões de quilómetros, quando completava o primeiríssimo encontro Terra-Lua por uma nave capaz de enviar dados de imagens coloridas digitais de alta resolução. Estas imagens foram combinadas abaixo para ilustrar o tamanho relativo dos dois corpos. Deste particular ponto de vista, a Terra parece ser um planeta aquático! (Cortesia Mark S. Robinson) 

A Terra & A Lua 

Durante o seu voo, a nave Galileo enviou imagens da Terra e da Lua. Imagens separadas da Terra e da Lua foram combinadas para formar esta imagem. A nave Galileo tirou as fotografias em 1992, a caminho para explorar o sistema de Júpiter, em 1995-97. A imagem mostra uma vista parcial da Terra, centralizada no Oceano Pacífico, aproximadamente à latitude de 20 graus sul. A costa oeste da América do Sul pode ser observada, assim como as Caraíbas; formações brancas de nuvens rodopiantes indicam tempestades no Pacífico sudoeste. A distinta cratera de raios na parte debaixo da Lua é a bacia de impacto Tycho. As áreas lunares escuras são bacias de impacto preenchidas por lava solidificada. Esta foto contém as imagens da Terra e Lua com a mesma escala e cor relativa/albedo. (Cortesia USGS/NASA) 

Nordeste da África e Península Arábica 

Esta imagem do nordeste da África e da Península Arábica foi tirada de uma altitude de cerca de 500.000 quilómetros (300,000 milhas) pela nave Galileo, em 9 de Dezembro de 1992, quando ela deixava a Terra na sua rota para Júpiter. Estão visíveis a maior parte do Egipto (à esquerda no centro), incluindo o Vale do Nilo; o Mar Vermelho (ligeiramente acima do centro); Israel; Jordânia e a Península Arábica. No centro, abaixo de nuvens costeiras, está Cartum, na confluência do Nilo Azul e do Nilo Branco. A Somália (abaixo à direita) está parcialmente encoberta pelas nuvens. (Cortesia NASA/JPL) 

Ponta de África, Somália 

As cores laranja e castanha desta fotografia oblíqua da ponta leste de África mostram uma paisagem árida ou semi-árida na metade norte da Somália, país da África leste. Com excepção das áreas escuras onde pode ser encontrada a vegetação mais densa, uma grande parte da vegetação nesta parte da Somália é composta por arbustos e terras de erva. O clima geral nesta região consiste em temperaturas quentes e chuva dispersa e irregular. Duas bacias distintas de drenagem são caracterizadas por cores mais claras - o Vale Nugaaleed ao longo do lado oeste da fotografia e a outra linha de água em direcção à Península Hafun, ao longo da costa leste da Somália. A extensão para sul da Península da Arábia Saudita é visível a norte do outro lado do Golfo de Aden. (Cortesia NASA) 

Ponta Sul da Gronelândia 

A ponta sul da Gronelândia é vista nesta fotografia oblíqua, quase sem cores, da maior ilha do mundo. A escuridão do espaço contrasta com a brancura das nuvens, do gelo e da neve. A única cor verdadeira é o azul do Oceano Atlântico e do Mar do Labrador. As situações sem nuvens ao longo da área da costa sul realçam os profundos fiordes ao longo da costa. Um olhar mais atento sobre as áreas brancas revelam três características diferentes - neve e gelo em terra; formações de nuvens sobre a região centro e os lados leste e oeste da ilha; e massas de gelo em forma de feixe que se afastam da ponta sueste e da ponta sudoeste da costa de fiordes e são levadas pela corrente da zona leste da Gronelândia para sul-sueste, e ainda blocos de gelo maiores que se dirigem para norte ao longo da costa leste. A Gronelândia tem os únicos glaciares continentais sobreviventes do Hemisfério Norte. Esta folha de gelo cobre sete-oitavos da superfície da Gronelândia e estima-se que contém 11 por cento da água fresca do mundo. (Cortesia NASA) 

Antárctida 

Esta imagem da Antárctida foi tirada pela Galileo várias horas após voar próximo da Terra, em 8 de Dezembro de 1990. Esta é a primeira imagem de todo o continente Antárctico tirada do espaço. A Galileo estava a cerca de 200,000 quilómetros (125.000 milhas) da Terra quando a fotografia foi feita.

O continente gelado está cercado pelo escuro azul de três oceanos: o Pacífico à direita, o Índico no topo e uma parte do Atlântico, do lado inferior esquerdo. Quase todo o continente estava iluminado pelo Sol nessa época do ano, apenas duas semanas antes do solstício de Verão do sul. O arco de pontos escuros estendendo-se desde próximo do Polo Sul (próximo do centro) até à parte superior direita é a Cadeia de Montanhas Transantártidas. À direita das montanhas está o vasto Recife de Gelo Ross e a fronteira aguda do recife com as águas escuras do Mar de Ross. A fina linha azul ao longo do limbo da Terra define a atmosfera do nosso planeta. (Cortesia Calvin J. Hamilton) 

Missão Clementina 

Esta imagem em cor falsa foi tirada durante a missão Clementina. Ela mostra o ar brilhante da atmosfera superior como uma fina linha azul. O ponto brilhante abaixo é uma área urbana. (Cortesia Naval Research Laboratory) 

Mapa projectado da imagem da Terra (AVHRR) 

Esta imagem é uma projecção Homolosine da Terra preparada com dados de imagens do Radiómetro Avançado de Alta Resolução (Advanced Very High Resolution Radiometer - AVHRR). (Cortesia ESA/NASA/NOAA/USGS/CSIRO) 

América 

Este mapa das Américas do Norte e do Sul usa altimetria por radar para mostrar a topografia abaixo dos oceanos e dos continentes. (Cortesia NGDC) 

EUA 

Esta imagem é um mosaico dos Estados Unidos preparada com 16 imagens de sensores do Radiómetro Avançado de Alta Resolução nos satélites meteorológicos NOAA-8 e NOAA-9. As imagens foram tiradas entre 24 de Maio de 1984 e 14 de Maio de 1986.

Em mosaicos de infravermelho em cor falsa, a vegetação aparece em tons de vermelho, não de verde. O "vermelhão" indica a densidade de vegetação, o seu tipo e se cresce em terra seca ou num pântano (uma mistura de vegetação avermelhada e superfície de água azul escura produz tons escuros). Pradarias aparecem em vermelho claro, árvores caducas e plantações aparecem em vermelho, e florestas de coníferas aparecem em vermelho escuro ou castanho. Áreas desérticas aparecem brancas, e áreas urbanas (pavimentos e edificações) aparecem em verde azulado. Lagos, rios e oceanos aparecem em vários tons de azul, águas profundas em azul-escuro e águas rasas ou turvas em azul claro. Leitos de rochas expostas aparecem geralmente em tom verde-azulado escuro ou outro tom escuro. (Cortesia USGS)

Resumo - Conteúdos de Filosofia 10º Ano

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Síntese de Conhecimentos - Felizmente há Luar

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Powerpoint - O Tempo e a História

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Multimédia - Medir o pH

Descritivo : Uma interessante aplicação em Flash da autoria do Professor Tom Greenbowe Coordenador do Departamento de Química da Universidade do Estado do Iowa nos Estados Unidos. É um simulador de um medidor de pH digital. Escolha de que tipo de solução ( ácido, base ou sal ) pretende determinar o valor de pH e depois faça a sua selecção na coluna que se desloca para a direita e só nessa. Após isso, seleccione a molaridade da solução escolhida e o seu volume, e com o respectivo botão insira os sensores. Faça as leituras e repita tantas vezes quantas quiser com as soluções que escolher, não esquecendo de retirar os sensores sempre que fizer nova determinação. . Deve descarregar o ficheiro *.zip para o seu computador, descompactá-lo e na pasta que se cria abrir o ficheiro HTML lá existente. Embora colocada no 3º Ciclo, a versatilidade desta animação e a sua muito significativa interactividade permitem outras aplicações didáticas que o docente saberá escolher, nomeadamente para os Cursos Profissionais, para o 10º Ano e para o 12º.

Interactividade: Activo

Tempo: Variável

Tema: Reacções Químicas ácido-base

Unidade Didáctica: Sustentabilidade na Terra

Nome do ficheiro Medir o pH.zip 

Tamanho 34.84 kB 

Tipo zip (Tipo de Mime: application/zip) 

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

CRC Checksum