segunda-feira, 23 de junho de 2014
Conteúdo - Asteróides
Asteróides são objectos rochosos e metálicos que orbitam o Sol mas são pequenos demais para serem considerados planetas. São conhecidos por planetas menores. A dimensão dos asteróides varia desde Ceres, que tem um diâmetro de cerca de 1000 km, até à dimensão de pequenas pedras. Dezasseis asteróides têm um diâmetro de 240 km ou mais. Foram descobertos desde o interior da órbita da Terra até para lá da órbita de Saturno. Muitos, porém, estão dentro de uma cintura que existe entre as órbitas de Marte e de Júpiter. Alguns têm órbitas que atravessam a órbita da Terra e alguns atingiram até a Terra em tempos passados. Um dos exemplos mais bem conservados é a Cratera de Meteoro Barringer perto de Winslow, Arizona, EUA.
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legendas da figura:
A Cintura Principal de Asteróides
(Órbitas desenhadas aproximadamente à escala)
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"Sol" . . . "Marte" . . . "Cintura de Asteróides" . . . "Júpiter"
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"Minutos Luz" . . . . "Unidades Astronómicas"
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Os asteróides são feitos de material deixado desde a formação do sistema solar. Uma teoria sugere que são os restos de um planeta que foi destruído numa colisão massiva ocorrido há muito tempo. Mais provavelmente, os asteróides são matéria que nunca se uniu para formar um planeta. De facto, se se juntasse a massa total estimada de todos os asteróides num único objecto, esse objecto teria menos de 1,500 quilómetros (932 milhas) de diâmetro -- menos de metade do diâmetro da nossa Lua.
Muito do nosso conhecimento àcerca dos asteróides vem do exame das rochas e dos fragmentos do espaço que caem na superfície da Terra. Os asteróides que estão numa rota de colisão com a Terra são chamados meteoróides. Quando um meteoróide atinge a nossa atmosfera em alta velocidade, a fricção provoca a incineração desta porção de matéria espacial, provocando um raio de luz conhecido por meteoro. Se um meteoróide não arde completamente, o que resta atinge a superfície da Terra e é chamado um meteorito.
De todos os meteoritos examinados, 92.8% são compostos de silicato (pedra), e 5.7% são compostos por ferro e níquel; o restante é uma mistura dos três materiais. Meteoritos de pedra são os mais difíceis de identificar porque parecem-se muito com rochas terrestres.
Por os meteoritos serem matéria do início do sistema solar, os cientistas estão interessados na sua composição. As sondas espaciais que passaram pela cintura de asteróides descobriram que a cintura está bastante vazia e que os asteróides estão separados de grandes distâncias. Antes de 1991, a única informação obtida dos asteróides era de observações terrestres. Em Outubro de 1991, o asteróide 951 Gaspra foi visitado pela sonda Galileo e tornou-se no primeiro asteróide a ter fotos em alta resolução. Em Agosto de 1993 Galileo aproximou-se do asteróide 243 Ida. Este foi o segundo asteróide a ser visitado por sondas espaciais. Tanto Gaspra como Ida estão classificados como asteróides do tipo S compostos por silicatos ricos em metais.
Em 27 de Junho de 1997 a sonda NEAR aproximou-se em alta velocidade do asteróide 253 Mathilde. Este encontro deu aos cientistas a primeira vista de perto de um asteróide do tipo C rico em carbono. Esta visita foi única porque NEAR não estava preparada para encontros em voo. NEAR é uma sonda destinada ao asteróide Eros em Janeiro de 1999.
Os astrónomos estudaram vários asteróides por observações de Terra. Alguns asteróides notáveis são Toutatis, Castalia, Geógrafos e Vesta. Os astrónomos estudaram Toutatis, Geógrafos e Castalia usando observações de radar de Terra durante as maiores aproximações ao nosso planeta. Vesta foi observado pelo Telescópio Espacial Hubble.
| Resumo dos Asteróides |
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| Num | Nome | Raio (km) | Dist�ncia* (10^6km) | Albedo | Descoberto por | Data |
|---|---|---|---|---|---|---|
| 1 | Ceres | 466 | 413.9 | 0.10 | G. Piazzi | 1801 |
| 511 | Davida | 168 | 475.4 | 0.05 | R. Dugan | 1903 |
| 433 | Eros | 17.5 x 6.5 | 218 | ? | G. Witt, A. Charlois | 1893 |
| 15 | Eunomia | 136 | 395.5 | 0.19 | De Gasparis | 1851 |
| 52 | Europa | 156 | 463.3 | 0.06 | Goldschmidt | 1858 |
| 951 | Gaspra | 17x10 | 330.0 | 0.20 | Neujmin | 1916 |
| 10 | Hygiea | 215 | 470.3 | 0.08 | De Gasparis | 1849 |
| 243 | Ida | 58x23 | 428 | ? | J. Palisa | 29 Set 1884 |
| 704 | Interamnia | 167 | 458.1 | 0.06 | V. Cerulli | 1910 |
| 253 | Mathilde | 28.5 x 25 | 396 | 0.03 | J. Palisa | 1885 |
| 2 | Pallas | 261 | 414.5 | 0.14 | H. Olbers | 1802 |
| 16 | Psyche | 132 | 437.1 | 0.10 | De Gasparis | 1852 |
| 87 | Sylvia | 136 | 521.5 | 0.04 | N. Pogson | 1866 |
| 4 | Vesta | 262.5 | 353.4 | 0.38 | H. Olbers | 1807 |
* Distância média ao Sol.
domingo, 22 de junho de 2014
Concluída mais uma fase da Reorganização da Rede Escolar
O Ministério da Educação e Ciência, através do Secretário de Estado do Ensino e Administração Escolar, concluiu nesta mais uma fase do processo de reorganização da rede escolar. Tendo por base propostas feitas pelos serviços regionais do Ministério e pelos municípios, um total de 311 escolas do 1.º ciclo do Ensino Básico serão integradas em centros escolares ou outros estabelecimentos de ensino com melhores condições, permitindo beneficiar centenas de alunos.
Para esses alunos, o novo ano letivo terá início em infraestruturas com recursos que oferecem melhores condições para o sucesso escolar. Estarão integrados em turmas compostas por colegas da mesma idade, terão acesso a recursos mais variados, tais como bibliotecas e recintos apropriados a atividades físicas, e participarão em ofertas de escola mais diversificadas. Este processo permitirá também aos professores enquadrar-se nos seus grupos disciplinares e contar com o apoio de outros docentes, disseminando as melhores práticas letivas. Dá-se assim mais um passo na melhoria da escola pública.
A definição da rede escolar do 1.º ciclo tem em conta a existência de alternativas com melhor qualidade para o ensino e a prática pedagógica, e salvaguarda condições como a distância para a escola de destino e tempo de percurso, as condições da escola de acolhimento, o transporte e as refeições. Nos casos em que não foi possível garantir essas condições, foram mantidas em funcionamento as escolas em questão, com uma autorização excecional de funcionamento, ainda que ao abrigo da Resolução do Conselho de Ministros número 44/2010 estas devessem ser agregadas.
Trata-se de mais um passo num processo iniciado há cerca de 10 anos, continuado por este Governo desde o ano letivo de 2011/2012 com bom senso e um olhar particular relativamente às características de contexto. Tal como nos anos anteriores, para 2014/2015 os princípios que orientaram o trabalho realizado pelos Serviços do MEC relativamente a este assunto foram:
Garantir aos alunos, sem prejuízo do seu contexto local, uma efetiva igualdade de oportunidades no acesso a espaços educativos de qualidade, de forma a permitir assegurar a promoção do sucesso escolar;
Reduzir os riscos de abandono e insucesso escolares, mais elevados em escolas com menores recursos e alunos, integrando-os em contextos educativos mais favoráveis e de qualidade superior;
Proporcionar oportunidades de aprendizagem conjunta, trabalho de grupo, convívio social e troca de experiências, tanto a alunos como a professores;
Reduzir o número de turmas com alunos de diferentes anos de escolaridade, consolidando a organização pedagógica desejável;
Erradicar situações de isolamento de estabelecimentos de ensino;
Racionalizar a gestão de recursos com elevação da qualidade do ensino e rentabilizando a dimensão e as condições de outros estabelecimentos de ensino, nomeadamente os centros escolares.
O processo que agora se conclui foi realizado em articulação com as câmaras municipais, tentando sempre que possível encontrar consensos. Foram realizadas múltiplas reuniões entre os Diretores de Serviço Regionais e autarquias de todo o País, bem como entre o SEEAE e a Associação Nacional de Municípios. Conforme acordado na última destas reuniões, está neste momento a ser negociado um novo protocolo que dê continuidade ao compromisso estabelecido em 2010, prossiga os trabalhos de concentração de escolas e respeite os princípios estabelecidos.
O processo de reorganização da rede irá prosseguir no próximo ano letivo.
Portal Infocursos: Informação relevante para escolher o Curso Superior
O Ministro da Educação e Ciência apresentou o portal Infocursos, uma plataforma online que permite aos candidatos ao ensino superior, e ao público em geral terem acesso a informação relevante para escolherem melhor a formação superior depois de terminado o ensino secundário. A platarforma foi desenvolvida pela Direção Geral de Estatísticas da Educação e Ciência e pela Direção Geral do Ensino Superior.
Este Portal, que estará disponível a partir de amanhã, reúne informação sobre todos os cursos de licenciatura e mestrado integrado ministrados em Portugal e oficialmente registados na Direção-Geral do Ensino Superior à data de 31 de dezembro de 2013.
Apresenta dados caracterizadores de cada curso em termos do concurso nacional de acesso ao ensino superior e reúne, de forma gráfica e fácil de interpretar, vários indicadores estatísticos, entre os quais se destacam a distribuição dos estudantes consoante as vias de ingresso no curso; o percentil médio dos estudantes à entrada do curso, em termos de notas nas provas de ingresso; as taxas de abandono, transferência e continuidade dos alunos no curso um ano após a sua primeira matrícula.
Mostra também a distribuição dos alunos por sexo e idades, a distribuição das classificações finais à saída do curso e a relação entre o número de inscritos como desempregados nos centros de emprego, com base nos registos no Instituto do Emprego e Formação Profissional, e o número de diplomados, curso a curso, entre outros parâmetros.
O Portal Infocursos faz parte do esforço que tem sido feito pelo Governo para uma maior transparência em matéria de oferta formativa de nível superior, nomeadamente no que se refere à informação disponível para uma escolha informada por parte dos candidatos ao Ensino Superior.
Com mais e melhor informação, é possível um melhor alinhamento entre as expectativas dos estudantes e a sua futura realidade académica e profissional, com benefícios para os candidatos, para a sociedade e para a nossa economia.
Multimédia - Princípio do Sextante
Descritivo: Página que ilustra o funcionamento do sextante, aparelho aperfveiçoado por Gago Coutinho aquando da sua travessia aérea do Atlântico Sul, e que serve para medir a "altura" de um determinado astro no horizonte. Com alguma capacidade de interacção, pode servir para exemplifcar a aplicabilidadae prática da óptica geométrica. É um applet da autoria do professor Jean-Jacques ROUSSEAU da Faculté des Sciences exactes et naturelles da Université du Maine - Le Mans. Deve ser descarregado para o seu computador e descompactado, criando então uma pasta dentro da qual se activa o ficheiro html aí existente.
Interactividade: Activo
Tempo: Não Aplicável
Tema: Propriedades e aplicações da luz - Realização de experiências de modo a estudar a reflexão (usando diferentes tipos de espelhos)
Unidade Didáctica: Sustentabilidade na Terra
Nome do ficheiro Princípio do Sextante.zip
Tamanho 7.56 kB
Tipo zip (Tipo de Mime: application/zip)
Site http://www.univ-lemans.fr/enseignements/physique/02/
Interactividade: Activo
Tempo: Não Aplicável
Tema: Propriedades e aplicações da luz - Realização de experiências de modo a estudar a reflexão (usando diferentes tipos de espelhos)
Unidade Didáctica: Sustentabilidade na Terra
Nome do ficheiro Princípio do Sextante.zip
Tamanho 7.56 kB
Tipo zip (Tipo de Mime: application/zip)
Site http://www.univ-lemans.fr/enseignements/physique/02/
Conteúdo - Cometas
Cometas são corpos pequenos, frágeis e de formato irregular compostos por uma mistura de grãos não voláteis e gases congelados. Têm órbitas muito elípticas que os trazem muito próximo do Sol e os levam longe no espaço, por vezes para além da órbita de Plutão.
A estrutura dos cometas é diversa e muito dinâmica, mas todos desenvolvem uma nuvem de matéria difusa, chamada coroa, que geralmente cresce em diâmetro e brilho enquanto o cometa se aproxima do Sol. Geralmente vê-se no meio da coroa um núcleo pequeno (menos de 10 km de diâmetro) e brilhante. A coroa e o núcleo juntos constituem a cabeça do cometa.
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Componentes dos Cometas
"Cauda de Iões" . . . "Invólucro de Hidrogénio"
"Núcleo" . . . "Coroa" . . . "Cauda de Poeira"
"Órbita do Cometa" . . . "Sol"
Quando os cometas se aproximam do Sol desenvolvem enormes caudas de matéria luminosa que se estendem por milhões de quilómetros da cabeça, na direcção oposta ao Sol. Quando estão longe do Sol, o núcleo está muito frio e a sua matéria está congelada dentro do núcleo. Neste estado os cometas são muitas vezes referidos por "icebergs sujos" ou "bolas de neve sujas", porque mais de metade do seu material é gelo. Quando o cometa se aproxima a menos de algumas UA do Sol, a superfície do núcleo começa a aquecer e volatiliza-se. As moléculas evaporadas carregam consigo partículas sólidas, formando a coroa do cometa, de gás e poeira.
Quando o núcleo está congelado, pode ser visto apenas pela luz do Sol reflectida. No entanto, quando a coroa se desenvolve, as partículas de pó reflectem ainda mais luz solar, e o gás na coroa absorve a radiação ultravioleta e começa a fluorescer. A cerca de 5 UA do Sol, a fluorescência normalmente torna-se mais intensa do que a luz reflectida.
Enquanto o cometa absorve luz ultravioleta, os processos químicos libertam hidrogénio, que escapa à gravidade do cometa, e forma um invólucro de hidrogénio. Este invólucro não pode ser visto da Terra porque a sua luz é absorvida pela nossa atmosfera, mas foi detectado pelas naves espaciais.
A pressão da radiação solar e o vento solar aceleram os materiais afastando-os da cabeça do cometa a velocidades diferentes conforme a dimensão e a massa dos materiais. Por isso, caudas de poeira relativamente massivas são aceleradas lentamente e tendem a ser curvas. A cauda de iões é muito menos massiva, e é acelerada de tal modo que aparece como uma linha quase direita afastando-se do cometa na direcção oposta ao Sol. A vista seguinte do Cometa West mostra duas caudas distintas. A cauda de plasma fina e azul é feita de gases e a cauda larga e branca é feita de partículas de pó microscópicas.
O Cometa West
Cada vez que um cometa visita o Sol, perde alguns dos seus materiais voláteis. Eventualmente, torna-se noutra massa rochosa no sistema solar. Por esta razão, diz-se que os cometas têm vida curta, numa escala de tempo cosmológica. Muitos cientistas acreditam que alguns aster�ides são núcleos de cometas extintos, cometas que perderam todos os seus materiais voláteis.
| Animação De Um Cometa |
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| Vistas de Cometas |
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Cometa Kohoutek
Esta fotografia colorida do cometa Kohoutek foi obtida por membros do laboratório fotográfico lunar e planetário da Universidade de Arizona. Eles fotografaram o cometa do observatório de Catalina com uma câmara de 35mm em 11 de Janeiro de 1974. (Cortesia NASA)
Estas imagens do Telescópio Espacial Hubble do cometa Hyakutake foram obtidas em 25 de Março de 1996, quando o cometa passou a uma distância de 9.3 milhões de milhas daTerra. Estas imagens focaram uma região muito pequena perto do coração do cometa, o núcleo sólido e gelado, e fornecem uma vista excepcionalmente clara da região perto do núcleo do cometa.
A imagem da esquerda tem 2070 milhas de diâmetro (3340 km) e mostra que muita da poeira é produzida no hemisfério do cometa voltado para o Sol. Em cima à esquerda há três pequenos pedaços que se separaram do cometa e formam as suas próprias caudas. Regiões de gelo do núcleo são activadas no seu movimento de rotação, na luz solar, ejectando grandes quantidades de poeira nos jactos que são pouco visíveis nesta imagem. A luz solar que atinge esta poeira eventualmente faz com que rode e o "empurre" para o hemisfério na direcção da cauda.
A imagem inferior direita é uma vista expandida da região próxima do núcleo e tem apenas 470 milhas (760 km) de diâmetro. O núcleo está próximo do centro da imagem, mas a área mais brilhante é provavelmente o extremo do jacto de poeira mais forte e não o próprio núcleo. Presumivelmente, a superfície do núcleo está logo abaixo deste jacto brilhante. A imagem acima à direita mostra pedaços do núcleo que aparentemente se separaram. A imagem mostra pelo menos três objectos distintos que são provavelmente feitos de poeira granulada. Grandes fragmentos do núcleo não poderiam ser acelerados na cauda, o que parece ser o caso nesta imagem. (Crédito: H. A. Weaver--Applied Research Corp., HST Comet Hyakutake Observing Team, and NASA)
Primeiros Raios-X Descobertos do Cometa Hyakutake
Esta imagem mostra a descoberta de uma radiação forte de raios-X vindo do cometa Hyakutake. A imagem foi obtida em 27 de Março de 1996 utilizando o satélite alemão ROSAT em órbita. O cometa estava perto da sua maior aproximação da Terra a uma distância inferior a 10 milhões de milhas, quando as emissões de raios-X foram primeiro detectadas pelo ROSAT. Tanto a extensão como as mudanças rápidas em intensidade dos raios X do cometa surpreenderam e confundiram os astrónomos. "Nunca esperámos que os cometas brilhassem em raios-X", disse o Dr. Michael J. Mumma do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA, em Greenbelt, MD. Nunca tinham sido vistos raios X em cometas e os cientistas numa forma optimista previram uma intensidade que se mostrou ser cerca de 100 vezes mais fraca do que a radiação de facto detectada pelo ROSAT. Mudanças intensas no brilho dos raios X foram outra surpresa. Havia aumentos e diminuições pronunciadas no brilho dos raios X de uma observação do ROSAT para outra, tipicamente com uma diferença de poucas horas.
Outro mistério é a natureza do processo físico que gera os raios X, mas a imagem do ROSAT pode conter pistas para este processo. Na imagem, os raios X do cometa parecem vir de uma região em forma de crescente no lado virado para o Sol do Cometa Hyakutake. Uma teoria preliminar é que a emissão de raios X do Sol foi absorvida por uma nuvem de moléculas de água gasosa que rodeiam o núcleo do cometa e foi depois reemitida pelas moléculas num processo que os físicos chamam de "fluorescência". De acordo com esta ideia, a nuvem é tão espessa que o lado virado para o Sol absorve quase todos os raios X solares, de tal modo que nenhum atinge o resto da nuvem. Isto pode explicar a razão de as radiações X dos cometas terem a forma de um crescente e não de uma esfera à volta do núcleo. Uma segunda possível explicação é que os raios X são produzidos de uma colisão violenta entre o material do cometa e o "vento" supersónico de plasma e partículas vindas do Sol.
Cometa 1993a Mueller
Esta é uma imagem CCD do cometa 1993a Mueller, obtida em 6 de Outubro de 1993 com um telescópio Schmidt-Cassegrain de 288mm f/5.2. O cometa tem uma coroa de diâmetro 3 pés (90 cm) e uma cauda em forma de hélice, com 7 pés (210 cm) de comprimento. (Cortesia Erich Meyer and Herbert Raab, Austria)
O Cometa West (1975)
Esta fotografia foi obtida pelo astrónomo amador John Loborde em 9 de Março de 1976. Esta figura mostra duas caudas distintas. A cauda de plasma fina e azul é feita de gases e a cauda mais larga e branca é feita de partículas de pó microscópicas. (Cortesia John Laborde)
Cometa West (1975)
Esta imagem do cometa West foi obtida por John Laborde no Observatório Tierra Del Sol no estado de San Diego. A exposição foi de 30 minutos com uma lente Nikon de 135 mm. (Cortesia John Laborde)
O Cometa Hale-Bopp
Estas figuras do Telescópio Espacial Hubble da NASA, do cometa Hale-Bopp, mostram um padrão notável de "fuso" e um aglomerado de poeiras livres perto do núcleo. O clarão brilhante ao longo da espiral (acima do núcleo, que está próximo do centro da imagem) pode ser um fragmento da crusta gelada do cometa que foi ejectada no espaço por uma combinação de evaporação do gelo e da rotação do cometa, e que depois se desintegrou numa nuvem brilhante de partículas.
Apesar do "aglomerado" ser cerca de 3.5 vezes mais fraco do que a porção mais brilhante do núcleo, o clarão aparece mais brilhante porque cobre uma área maior. As poeiras formam um padrão em espiral porque o núcleo sólido está em rotação tal como um aspersor de água de relvado, completando uma rotação cerca de uma vez por semana.
Cometa Hale-Bopp
Esta imagem do cometa Hale-Bopp foi obtida por John Laborde com uma câmara Wright Schmidt de 8.8" f/3.7 desenhada e construída por ele. A imagem foi obtida no Observatório Tierra Del Sol no estado de San Diego com uma exposição de 25 minutos num filme Kodak PPF400. (Cortesia John Laborde)
Cometa Ikeya-Seki
Esta imagem do cometa Ikeya-Seki foi obtida por John Laborde em Poway, Califórnia, pouco antes do nascer-do-Sol. Fez uma exposição de 15 minutos com uma lente Nikon de 55 mm. (Cortesia John Laborde)
sábado, 21 de junho de 2014
Conteúdo - Sol
O Sol é a característica mais proeminente no nosso sistema solar. É o maior objecto e contém aproximadamente 98% da massa total do sistema solar. Seria necessárias cento e nove Terras para preencher o disco solar, e no seu interior poderiam caber para cima de 1.3 milhões de Terras. A camada exterior visível do Sol é chamada fotosfera e tem uma temperatura de 6,000°C (11,000°F). Esta camada tem um aspecto manchado devido às erupções turbulentas de energia à superfície.
A energia solar é criada na zona profunda do núcleo. É aqui que a temperatura (15,000,000° C; 27,000,000° F) e pressão (340 biliões de vezes a do ar na Terra ao nível do mar) é tão intensa que ocorrem as reacções nucleares. Esta reacção causa a fusão de quatro protões ou núcleos de hidrogénio para formar uma partícula alfa ou núcleo de hélio. A partícula alfa é 0.7 por cento menos massiva que os quatro protões. A diferença em massa é expelida como energia e transportada para a superfície do Sol, por um processo conhecido por convecção, onde é libertada em forma de luz e calor. A energia gerada no núcleo do Sol leva um milhão de anos a atingir a superfície. Em cada segundo 700 milhões de toneladas de hidrogénio são convertidas em cinzas de hélio. No processo, são libertadas 5 milhões de toneladas de energia pura; assim, ao longo do tempo o Sol está a ficar cada vez mais leve.
A cromosfera está acima da fotosfera. A energia solar passa por esta zona no seu caminho para fora do centro do Sol. Irrompem chamas e fáculas na cromosfera. Fáculas são nuvens de hidrogénio luminosas e brilhantes que surgem nas zonas em que as manchas solares estão prestes a formar-se. Chamas são filamentos brilhantes de gás incandescente que emergem das zonas das manchas solares. Manchas solares são depressões escuras na fotosfera com uma temperatura típica de 4,000°C (7,000°F).
A coroa é a parte de fora da atmosfera solar. É a zona em que aparecem as proeminências. As proeminências são nuvens imensas de gás brilhante que emergem da cromosfera superior. A zona exterior da coroa alonga-se muito pelo espaço e consiste de partículas que se afastam lentamente do Sol. A coroa só pode ser vista durante um eclipse total do Sol. (Ver a Imagem do Eclipse Solar).
O Sol parece estar activo desde há 4.6 biliões de anos e tem ainda combustível suficiente para continuar durante outros cerca de cinco biliões de anos. No fim da sua vida, o Sol iniciará a fusão do hélio em elementos mais pesados e começará a inchar, crescendo tanto que engolirá a Terra. Após um bilião de anos como gigante vermelha, irá subitamente colapsar numa anã branca -- o produto final de uma estrela como a nossa. Poderá ainda levar um trilião de anos até arrefecer completamente.
| Estatísticas do Sol | |
|---|---|
| Massa (kg) | 1.989e+30 |
| Massa (Terra = 1) | 332,830 |
| Raio equatorial (km) | 695,000 |
| Raio equatorial (Terra = 1) | 108.97 |
| Densidade média (gm/cm^3) | 1.410 |
| Período de rotação (dias) | 25-36* |
| Velocidade de escape (km/sec) | 618.02 |
| Luminosidade (ergs/seg) | 3.827e33 |
| Magnitude (Vo) | -26.8 |
| Temperatura média à superfície | 6,000°C |
| Idade (biliões de anos) | 4.5 |
| Principal composição química | 92.1% 7.8% 0.061% 0.030% 0.0084% 0.0076% 0.0037% 0.0031% 0.0024% 0.0015% 0.0015% |
* O período de rotação do Sol à superfície varia de aproximadamente 25 dias no equador a 36 dias nos polos. Na profundidade, abaixo da zona de convecção, parece ter uma rotação com um período de 27 dias.
| Filmes do Sol e de Eclipses |
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- SOHO - Evento de Ejecção de Massa.
- SOHO - Evento de Ejecção de Massa - Ampliado.
- SOHO - Ejecção Explosiva de Massa da Coroa Solar.
- Cometa SOHO-6 a 2-6 raios solares do Sol.
- Mapa do Campo Magnético Solar
- Fascínio do Homem pelo Sol.
- O interior do Sol, a fotosfera e a coroa.
- O campo magnético do Sol, proeminências, vento solar, auroras.
- Animação das Proeminências Solares.
- 1993-1994: Animação do Sol visto por raios-X.
- Eclipse de 1994.
- Um filme QuickTime (15 Mbyte) do eclipse acima.
- Um filme 3d da convecção. (Cortesia de Andrea Malagoli)
| Vistas do Sol |
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Proeminências do Sol
Esta imagem foi feita pela Skylab, a estação espacial da NASA, em 19 de Dezembro de 1973. Mostra uma das mais espectaculares chamas solares alguma vez registada, afastando-se do Sol, propulsionada por forças magnéticas. Estende-se por mais de 588,000 km (365,000 milhas) da superfície solar. Nesta fotografia, os polos solares distinguem-se por uma relativa ausência de granulação, e uma tonalidade muito mais escura do que na parte central do disco. (Cortesia NASA)
Cometa SOHO-6 e as Chamas Polares do Sol
Esta imagem da coroa solar foi registada em 23 de Dezembro de 1996 pelo instrumento LASCO na nave espacial SOHO. Mostra a faixa interior no equador solar, onde se origina e é acelerado o vento solar de baixa latitude. Acima das regiões polares, pode-se ver as chamas solares afastando-se até ao limite do campo visível. O campo visível desta imagem da coroa estende-se a 8.4 milhões de quilómetros (5.25 milhões de milhas) da heliosfera interior. Esta imagem foi escolhida para mostrar o Cometa SOHO-6, um dos sete que se aproximaram do Sol descobertos até agora por LASCO, quando a cabeça entra na região do vento solar equatorial. Provavelmente acabou por mergulhar no Sol. (Cortesia ESA/NASA)
Origens do Vento Solar?
"Plumas" de gás quente fluindo da atmosfera solar podem ser uma das fontes de "vento" solar de partículas carregadas electricamente. Estas imagens, obtidas em 7 de Março de 1996, pelo Observatório Solar e Heliosférico (Solar and Heliospheric Observatory - SOHO), mostra (em cima) campos magnéticos na superfície do sol perto do polo sul solar; (ao centro) uma imagem ultravioleta das "plumas" de 1 milhão de graus da mesma região; e (em baixo) uma imagem ultravioleta da atmosfera solar "calma" próximo da superfície. (Cortesia ESA/NASA)
O Sol Inquieto
Esta sequência de imagens do Sol em luz ultravioleta foi obtida pela nave espacial do Observatório Solar e Heliosférico (SOHO) em 11 de Fevereiro de 1996 no seu ponto vantajoso "L1" de gravidade neutra a 1 milhão de milhas da Terra em direcção ao Sol. Uma "proeminência eruptiva" ou bolha de gás a 60,000°C, com mais de 80,000 milhas de comprimento, foi ejectada a uma velocidade de pelo menos 15,000 milhas por hora. Vê-se esta bolha gasosa à esquerda de cada imagem. Estas erupções ocorrem quando uma quantidade significativa de plasma denso mais frio ou gás ionizado escapa dos campos magnéticos da atmosfera solar fracos, normalmente fechados e confinados e é expelido para o espaço interplanetário, ou heliosfera. Erupções deste género podem produzir grandes transtornos no ambiente da região mais próxima da Terra, afectando comunicações, sistemas de navegação e até mesmo sistemas de distribuição eléctrica. (Cortesia ESA/NASA)
Um Novo Olhar Sobre o Sol
Esta imagem de gás a 1,500,000°C da fina atmosfera solar exterior (coroa) foi obtida em 13 de Março de 1996 pelo Extreme Ultraviolet Imaging Telescope a bordo da nave espacial do Observatório Solar e Heliosférico (SOHO). Cada pormenor na imagem mostra estruturas de campos magnéticos. Devido à alta qualidade dos instrumentos utilizados, as ocorrências devidas ao magnetismo podem ser vistas com maior precisão e melhor do que anteriormente. (Cortesia ESA/NASA)
Imagem em Raios-X
Esta imagem do Sol em raios-X foi obtida em 21 de Fevereiro de 1994. As regiões mais brilhantes são fontes de emissões mais potentes de raios-X. (Cortesia Calvin J. Hamilton, e Yohkoh)
Disco Solar em H-Alpha
Esta é uma imagem do Sol vista em H-Alpha. H-Alpha é uma luz vermelha num comprimento de onda curto que é emitida e absorvida pelo elemento hidrogénio. (Cortesia National Solar Observatory/Sacramento Peak)
Chamas Solares em in H-Alpha
Esta é uma imagem de uma chama solar vista em H-Alpha. (Cortesia National Solar Observatory/Sacramento Peak)
Campos Magnéticos Solares
Esta imagem foi obtida em 26 de Fevereiro de 1993. As regiões escuras mostram a localização de polaridade magnética positiva e as regiões claras são a polaridade magnética negativa. (Cortesia GSFC NASA)
Manchas Solares
Esta imagem mostra a região à volta de uma mancha solar. Note-se o aspecto granulado. Esta granulação é o resultado de erupções turbulentas de energia à superfície.(Cortesia National Solar Observatory/Sacramento Peak)
Eclipse Solar de 1991
Esta foto mostra o eclipse solar total de 11 de Julho de 1991, visto da Baixa Califórnia. É um mosaico digital resultado de cinco imagens, cada uma exposta correctamente para um raio diferente da coroa solar. (Cortesia Steve Albers, Dennis DiCicco, e Gary Emerson)
Eclipse Solar de 1994
Esta fotografia do eclipse solar de 1994 foi obtida em 3 de Novembro de 1994, da câmara White Light Coronal do High Altitude Observatory, no Chile. (Cortesia HAO, NCAR)
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