quinta-feira, 16 de fevereiro de 2012
O Universo
O Universo é o conjunto de tudo o que existe. A região que conseguimos observar estende-se por cerca de 13 mil anos-luzem todas as direcções. Contudo, isso não significa que estamos no seu centro - apenas conseguimos ver parte deste. O Universo começou num invento extremamente violento , conhecido por Big Bang, há quase 14 mil milhões de anos e ainda está em expansão.
segunda-feira, 13 de fevereiro de 2012
As Constelações
Na astronomia moderna, uma constelação é uma área internacionalmente definida da esfera celeste. Essas áreas são agrupadas em torno de asterismos, padrões formados por estrelas importantes, aparentemente próximas umas das outras no céu nocturno terrestre.
Há 88 constelações reconhecidas pela União Astronómica Internacional (UAI) desde 1922. A maioria delas inclui-se nas 48 constelações definidas por Ptolomeu em seu Almagesto, no século II; as outras foram definidas nos séculos XVII e XVIII, sendo que as mais recentes se encontram no céu meridional, definidas por Nicolas Louis de Lacaille em Coelum australe stelliferum (1763).
Existem também numerosas constelações históricas não reconhecidas pela UAI, bem como constelações reconhecidas em tradições regionais da astronomia ou astrologia, como a chinesa, a hindu ou a aborígene australiana.
Há 88 constelações reconhecidas pela União Astronómica Internacional (UAI) desde 1922. A maioria delas inclui-se nas 48 constelações definidas por Ptolomeu em seu Almagesto, no século II; as outras foram definidas nos séculos XVII e XVIII, sendo que as mais recentes se encontram no céu meridional, definidas por Nicolas Louis de Lacaille em Coelum australe stelliferum (1763).
Existem também numerosas constelações históricas não reconhecidas pela UAI, bem como constelações reconhecidas em tradições regionais da astronomia ou astrologia, como a chinesa, a hindu ou a aborígene australiana.
domingo, 12 de fevereiro de 2012
Um Cometa
Um cometa é um corpo menor do sistema solar que orbita o Sol. Quando se aproxima do Sol, um cometa passa a exibir uma atmosfera difusa, denominada coma e uma cauda, ambas causadas pelos efeitos da radiação solar sobre o núcleo cometário. Os núcleos cometários são compostos de gelo, poeira e pequenos fragmentos rochosos, variando em tamanho de alguns quilómetros até algumas dezenas de quilómetros.
Locais para visitar em Portugal
1.Planetário de Lisboa(em Belém)
2.Observatório Astronómico de Lisboa
2.Observatório Astronómico de Lisboa
Um Eclipse Lunar
Um eclipse lunar é um fenómeno celeste que ocorre quando a Lua penetra, totalmente ou parcialmente, no cone de sombra projetado pela Terra, em geral, sendo visível a olho nu. Isto ocorre sempre que o Sol, a Terra e a Lua se encontram próximos ou em perfeito alinhamento, estando a Terra no meio destes outros dois corpos. É como se fosse um eclipse lunar porém a Terra encobre o sol nesse caso.
Por isso o eclipse lunar só pode ocorrer quando coincidem a fase de Lua e a passagem dela pelo seu nodo orbital. Este último evento também é responsável pelo tipo e duração do eclipse.
Os Buracos Negros
De acordo com a Teoria Geral da Relatividade, um buraco negro é uma região do espaço da qual nada, nem mesmo objectos que se movam na velocidade da luz, podem escapar. Este é o resultado da deformação do espaço-tempo causada por uma matéria altamente massiva e compacta. Um buraco negro é limitado pela superfície denominada horizonte de eventos, que marca a região a partir da qual não se pode mais voltar. O adjectivo negro em buraco negro deve-se ao fato deste não reflectir a nenhuma parte da luz que atinja seu horizonte de eventos, actuando assim, como se fosse um corpo negro perfeito em termodinâmica. Acredita-se, também, com base na mecânica quântica, que os buracos negros emitem radiação térmica, da mesma forma que os corpos negros da termodinâmica a temperaturas finitas. Esta temperatura, entretanto, é inversamente proporcional à massa do buraco negro, de modo que observar-se a radiação térmica proveniente destes objectos torna-se difícil quando estes possuem massas comparáveis às das estrelas.
Um Asteróide
Um asteróide é um corpo menor do sistema solar, geralmente da ordem de algumas centenas de quilómetros apenas. É também chamado de planetóide. O termo "asteróide" deriva do grego "astér", estrela, e "oide", sufixo que denota semelhança.
Já foram catalogados mais de 500 mil asteróides, sendo que diversos deles ainda não possuem dados orbitais calculados; provavelmente existem ainda milhares de outros asteróides a serem descobertos. Estima-se que mais de quatrocentos mil possuam diâmetro superior a um quilómetro.
Ceres era considerado o maior asteróide conhecido, possuindo diâmetro de aproximadamente mil quilómetros, mas desde 24 de Agosto de 2006 passou a ser considerado um planeta anão. Possui brilho variável, o que é explicado pela sua forma irregular, que reflecte como um espelho a luz do Sol em diversas direcções.
Os asteróides estão concentrados em uma órbita cuja distância média do Sol é de cerca de 2,17 a 3,3 unidades astronómicas, entre as órbitas de Marte e Júpiter. Esta região é conhecida como Cinturão de Asteróides. No entanto, dentro deste cinturão há diversas faixas que estão praticamente vazias (são as chamadas Lacunas de Kirkwood), que correspondem a zonas de ressonância onde a atracção gravitacional de Júpiter impede a permanência de qualquer corpo celeste.
Alguns asteróides, no entanto, descrevem órbitas muito excêntricas, aproximando-se periodicamente dos planetas Terra, Vénus e, provavelmente, Mercúrio. Os que podem chegar perto da Terra são chamados EGA (earth-grazers ou earth-grazing asteroids). Um deles é o famoso Eros.
Os asteróides troianos constituem outros espécimes particulares de planetóides que orbitam fora do cinturão.
Há muitas técnicas utilizadas para se estudar as características físicas dos asteróides: fotometria, espectrofotometria, polarimetria, radiometria no infravermelho etc. A superfície da maior parte deles é comparável à dos meteoritos carbónicos ou a dos meteoritos pétreos.
De acordo com as teorias mais modernas, os asteróides seriam resultado das condensações da nebulosa solar original, mas que não conseguiram aglomerar toda a matéria em volta na forma de um planeta devido às perturbações gravitacionais provocadas pelo gigantesco planeta Júpiter. Outra teoria afirma que aí existia um planeta, mas que foi destroçado pela sua proximidade com Júpiter.
Já foram catalogados mais de 500 mil asteróides, sendo que diversos deles ainda não possuem dados orbitais calculados; provavelmente existem ainda milhares de outros asteróides a serem descobertos. Estima-se que mais de quatrocentos mil possuam diâmetro superior a um quilómetro.
Ceres era considerado o maior asteróide conhecido, possuindo diâmetro de aproximadamente mil quilómetros, mas desde 24 de Agosto de 2006 passou a ser considerado um planeta anão. Possui brilho variável, o que é explicado pela sua forma irregular, que reflecte como um espelho a luz do Sol em diversas direcções.
Os asteróides estão concentrados em uma órbita cuja distância média do Sol é de cerca de 2,17 a 3,3 unidades astronómicas, entre as órbitas de Marte e Júpiter. Esta região é conhecida como Cinturão de Asteróides. No entanto, dentro deste cinturão há diversas faixas que estão praticamente vazias (são as chamadas Lacunas de Kirkwood), que correspondem a zonas de ressonância onde a atracção gravitacional de Júpiter impede a permanência de qualquer corpo celeste.
Alguns asteróides, no entanto, descrevem órbitas muito excêntricas, aproximando-se periodicamente dos planetas Terra, Vénus e, provavelmente, Mercúrio. Os que podem chegar perto da Terra são chamados EGA (earth-grazers ou earth-grazing asteroids). Um deles é o famoso Eros.
Os asteróides troianos constituem outros espécimes particulares de planetóides que orbitam fora do cinturão.
Há muitas técnicas utilizadas para se estudar as características físicas dos asteróides: fotometria, espectrofotometria, polarimetria, radiometria no infravermelho etc. A superfície da maior parte deles é comparável à dos meteoritos carbónicos ou a dos meteoritos pétreos.
De acordo com as teorias mais modernas, os asteróides seriam resultado das condensações da nebulosa solar original, mas que não conseguiram aglomerar toda a matéria em volta na forma de um planeta devido às perturbações gravitacionais provocadas pelo gigantesco planeta Júpiter. Outra teoria afirma que aí existia um planeta, mas que foi destroçado pela sua proximidade com Júpiter.
Um planeta extrassular
- São "planetas", independentemente de como se formaram, os objectos com massa real abaixo da massa limite para fusão nuclear do deutério (actualmente calculada em 13 vezes a massa de Júpiter. A massa e tamanho mínimos requeridos para um objecto extrassolar ser considerado um planeta devem ser os mesmos usados no Sistema Solar.
- Objectos subestelares com massa real acima da massa limite para fusão nuclear do deutério são "anãs marrons", independentemente de como se formaram ou onde se localizam.
- Objetos livres em aglomerados estelares jovens, com massa abaixo da massa limite para fusão nuclear do deutério, não são "planetas" e sim "sub-anãs marrons".
Aneis Planetários
Um anel planetário é um anel formado de poeira interestelar e outras pequenas partículas que orbitam em torno de um planeta numa aparência achatada de disco. Os mais complexos anéis planetários conhecidos são os anéis de Saturno, mas outros gigantes gasosos do sistema solar (Júpiter, Úrano e Neptuno) possuem sistemas de anéis.
sábado, 11 de fevereiro de 2012
Livros
"O Atlas do Céu Nocturno"
"A Chave Secreta para o Universo"-pode ser um livro com uma história para crianças mas no final de cada capítulo tem sempre uma curiosidade sobre astronomia!
"A Chave Secreta para o Universo"-pode ser um livro com uma história para crianças mas no final de cada capítulo tem sempre uma curiosidade sobre astronomia!
As Estrelas
Uma estrela é uma grande e luminosa esfera de plasma, mantida íntegra pela gravidade. Ao fim da sua vida, uma estrela pode conter também uma proporção de matéria degenerada. A estrela mais próxima da Terra é o Sol, que é a fonte da maior parte da energia do planeta. Outras estrelas são visíveis da Terra durante a noite, quando não são ofuscadas pela luz do Sol ou bloqueadas por fenómenos atmosféricos. Historicamente, as estrelas mais importantes da esfera celeste foram agrupadas em constelações e asterismos, e as estrelas mais brilhantes ganharam nomes próprios. Extensos catálogos de estrelas foram compostos pelos astrónomos, o que permite a existência de designações padronizadas.
Pelo menos durante uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido à fusão nuclear do hidrogénio no seu núcleo, liberando energia que atravessa o interior da estrela e irradia para o espaço sideral. Quase todos os elementos que ocorrem na natureza mais pesados que o hélio foram criados por estrelas, seja pela nucleossíntese estelar durante as suas vidas ou pela nucleossíntese de supernova quando as estrelas explodem. Os astrónomos podem determinar a massa, idade, composição química e muitas outras propriedades de uma estrela observando o seu espectro, luminosidade e movimento no espaço. A massa total de uma estrela é o principal determinante da sua evolução e possível destino. Outras características de uma estrela são determinadas pela história da sua evolução, inclusive o diâmetro, rotação, movimento e temperatura. Um diagrama da temperatura de muitas estrelas contra suas luminosidades, conhecido como Diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permite determinar a idade e o estado evolucionário de uma estrela.
Uma estrela forma-se pelo colapso de uma nuvem de material composto principalmente de hélio e traços de elementos mais pesados. Uma vez que o núcleo estelar seja suficientemente denso, parte do hidrogénio é gradativamente convertido em hélio pelo processo de fusão nuclear. O restante do interior da estrela transporta a energia a partir do núcleo por uma combinação de processos radiantes e convectivos. A pressão interna da estrela impede que ela colapse devido a sua própria gravidade. Quando o combustível do núcleo (hidrogénio) se exaure, as estrelas que possuem pelo menos 40% da massa do Sol expandem-se para se tornarem gigantes vermelhas, em alguns casos fundindo elementos mais pesados no núcleo ou em camadas em torno do núcleo. A estrela então evolui para uma forma degenerada, reciclando parte do material para o ambiente interestelar, onde será formada uma nova geração de estrelas com uma maior proporção de elementos pesados.
Sistemas binários e multi-estelares consistem de duas ou mais estrelas que estão gravitacionalmente ligadas, movendo-se umas em torno das outras em órbitas estáveis. Quando duas dessas estrelas estão em órbitas relativamente próximas, sua interacção gravitacional pode causar um impacto significativo na sua evolução. As estrelas podem ser parte de uma estrutura de relacionamento gravitacional muito maior, como um aglomerado ou uma galáxia
Pelo menos durante uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido à fusão nuclear do hidrogénio no seu núcleo, liberando energia que atravessa o interior da estrela e irradia para o espaço sideral. Quase todos os elementos que ocorrem na natureza mais pesados que o hélio foram criados por estrelas, seja pela nucleossíntese estelar durante as suas vidas ou pela nucleossíntese de supernova quando as estrelas explodem. Os astrónomos podem determinar a massa, idade, composição química e muitas outras propriedades de uma estrela observando o seu espectro, luminosidade e movimento no espaço. A massa total de uma estrela é o principal determinante da sua evolução e possível destino. Outras características de uma estrela são determinadas pela história da sua evolução, inclusive o diâmetro, rotação, movimento e temperatura. Um diagrama da temperatura de muitas estrelas contra suas luminosidades, conhecido como Diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permite determinar a idade e o estado evolucionário de uma estrela.
Uma estrela forma-se pelo colapso de uma nuvem de material composto principalmente de hélio e traços de elementos mais pesados. Uma vez que o núcleo estelar seja suficientemente denso, parte do hidrogénio é gradativamente convertido em hélio pelo processo de fusão nuclear. O restante do interior da estrela transporta a energia a partir do núcleo por uma combinação de processos radiantes e convectivos. A pressão interna da estrela impede que ela colapse devido a sua própria gravidade. Quando o combustível do núcleo (hidrogénio) se exaure, as estrelas que possuem pelo menos 40% da massa do Sol expandem-se para se tornarem gigantes vermelhas, em alguns casos fundindo elementos mais pesados no núcleo ou em camadas em torno do núcleo. A estrela então evolui para uma forma degenerada, reciclando parte do material para o ambiente interestelar, onde será formada uma nova geração de estrelas com uma maior proporção de elementos pesados.
Sistemas binários e multi-estelares consistem de duas ou mais estrelas que estão gravitacionalmente ligadas, movendo-se umas em torno das outras em órbitas estáveis. Quando duas dessas estrelas estão em órbitas relativamente próximas, sua interacção gravitacional pode causar um impacto significativo na sua evolução. As estrelas podem ser parte de uma estrutura de relacionamento gravitacional muito maior, como um aglomerado ou uma galáxia
O Sol
O Sol (do latim sol, solis) é a estrela central do Sistema Solar. Todos os outros corpos do Sistema Solar, como planetas, planetas anões, asteróides, cometas e poeira, bem como todos os satélites associados a estes corpos, giram ao seu redor. Responsável por 99,86% da massa do Sistema Solar, o Sol possui uma massa 332 900 vezes maior que a da Terra, e um volume 1 300 000 vezes maior que o do nosso planeta.
A distância da Terra ao Sol é de cerca de 150 milhões de quilómetros, ou 1 unidade astronómica (UA). Na verdade, esta distância varia com o ano, de um mínimo de 147,1 milhões de quilómetros (0,9833 UA) no perélio (ou periélio) a um máximo de 152,1 milhões de quilómetros (1,017 UA) no afélio (em torno de 4 de Julho). A luz solar demora aproximadamente 8 minutos e 18 segundos para chegar à Terra. Energia do Sol na forma de luz solar é armazenada em glicose por organismos vivos através da fotossíntese, processo do qual, directa ou indirectamente, dependem todos os seres vivos que habitam nosso planeta. A energia do Sol também é responsável pelos fenómenos meteorológicos e o clima na Terra.
É composto primariamente de hidrogénio (74% de sua massa, ou 92% de seu volume) e hélio (24% da massa solar, 7% do volume solar), com traços de outros elementos, incluindo ferro, níquel, oxigénio, silício, enxofre, magnésio, néon, cálcio e crómio.
Possui a classe espectral de G2V: G2 indica que a estrela possui uma temperatura de superfície de aproximadamente 5 780 K, o que lhe confere uma cor branca (apesar de ser visto como amarelo no céu terrestre, o que se deve à dispersão dos raios na atmosfera); O V (5 em números romanos) na classe espectral indica que o Sol, como a maioria das estrelas, faz parte da sequência principal. Isto significa que o astro gera sua energia através da fusão de núcleos de hidrogénio para a formação de hélio. Existem mais de 100 milhões de estrelas da classe G2 na Via Láctea. Considerado anteriormente uma estrela pequena, acredita-se actualmente que o Sol seja mais brilhante do que 85% das estrelas da Via Láctea, sendo a maioria dessas anãs vermelhas. O espectro do Sol contém linhas espectrais de metais ionizados e neutros, bem como linhas de hidrogénio muito fracas.
A coroa solar expande-se continuamente no espaço, criando o vento solar, uma corrente de partículas carregadas que estende-se até a heliopausa, a cerca de 100 UA do Sol. A bolha no meio interestelar formada pelo vento solar, a heliosfera, é a maior estrutura contínua do Sistema Solar.
O Sol orbita em torno do centro da Via Láctea, atravessando no momento a Nuvem Interestelar Local de gás de alta temperatura, no interior do Braço de Órion da Via Láctea, entre os braços maiores Perseu e Sagitário. Das 50 estrelas mais próximas do Sistema Solar, num raio de até 17 anos-luz da Terra, o Sol é a quarta maior em massa. Diferentes valores de magnitude absoluta foram dados para o Sol, como, por exemplo, 4,85, e 4,81. O Sol orbita o centro da Via Láctea a uma distância de cerca de 24 a 26 mil anos-luz do centro galáctico, movendo-se geralmente na direcção de Cygnus e completando uma órbita entre 225 a 250 milhões de anos (um ano galáctico). A estimativa mais recente e precisa da velocidade orbital do sol é da ordem de 251 km/s.
Visto que a Via Láctea move-se na direcção da constelação Hidra, com uma velocidade de 550 km/s, a velocidade do Sol relativa à radiação cósmica de fundo é de 370 km/s, na direcção da constelação Crater.
A distância da Terra ao Sol é de cerca de 150 milhões de quilómetros, ou 1 unidade astronómica (UA). Na verdade, esta distância varia com o ano, de um mínimo de 147,1 milhões de quilómetros (0,9833 UA) no perélio (ou periélio) a um máximo de 152,1 milhões de quilómetros (1,017 UA) no afélio (em torno de 4 de Julho). A luz solar demora aproximadamente 8 minutos e 18 segundos para chegar à Terra. Energia do Sol na forma de luz solar é armazenada em glicose por organismos vivos através da fotossíntese, processo do qual, directa ou indirectamente, dependem todos os seres vivos que habitam nosso planeta. A energia do Sol também é responsável pelos fenómenos meteorológicos e o clima na Terra.
É composto primariamente de hidrogénio (74% de sua massa, ou 92% de seu volume) e hélio (24% da massa solar, 7% do volume solar), com traços de outros elementos, incluindo ferro, níquel, oxigénio, silício, enxofre, magnésio, néon, cálcio e crómio.
Possui a classe espectral de G2V: G2 indica que a estrela possui uma temperatura de superfície de aproximadamente 5 780 K, o que lhe confere uma cor branca (apesar de ser visto como amarelo no céu terrestre, o que se deve à dispersão dos raios na atmosfera); O V (5 em números romanos) na classe espectral indica que o Sol, como a maioria das estrelas, faz parte da sequência principal. Isto significa que o astro gera sua energia através da fusão de núcleos de hidrogénio para a formação de hélio. Existem mais de 100 milhões de estrelas da classe G2 na Via Láctea. Considerado anteriormente uma estrela pequena, acredita-se actualmente que o Sol seja mais brilhante do que 85% das estrelas da Via Láctea, sendo a maioria dessas anãs vermelhas. O espectro do Sol contém linhas espectrais de metais ionizados e neutros, bem como linhas de hidrogénio muito fracas.
A coroa solar expande-se continuamente no espaço, criando o vento solar, uma corrente de partículas carregadas que estende-se até a heliopausa, a cerca de 100 UA do Sol. A bolha no meio interestelar formada pelo vento solar, a heliosfera, é a maior estrutura contínua do Sistema Solar.
O Sol orbita em torno do centro da Via Láctea, atravessando no momento a Nuvem Interestelar Local de gás de alta temperatura, no interior do Braço de Órion da Via Láctea, entre os braços maiores Perseu e Sagitário. Das 50 estrelas mais próximas do Sistema Solar, num raio de até 17 anos-luz da Terra, o Sol é a quarta maior em massa. Diferentes valores de magnitude absoluta foram dados para o Sol, como, por exemplo, 4,85, e 4,81. O Sol orbita o centro da Via Láctea a uma distância de cerca de 24 a 26 mil anos-luz do centro galáctico, movendo-se geralmente na direcção de Cygnus e completando uma órbita entre 225 a 250 milhões de anos (um ano galáctico). A estimativa mais recente e precisa da velocidade orbital do sol é da ordem de 251 km/s.
Visto que a Via Láctea move-se na direcção da constelação Hidra, com uma velocidade de 550 km/s, a velocidade do Sol relativa à radiação cósmica de fundo é de 370 km/s, na direcção da constelação Crater.
O Sistema Solar
O nosso sistema solar está composto pela nossa estrela, o Sol, pelos oito planetas com suas luas e anéis, pelos planetas anões, asteróides e pelos cometas. Os cinco planetas mais brilhantes, que são visíveis a olho nu, já eram conhecidos desde a antiguidade. A palavra planeta em grego quer dizer astro errante. Depois da invenção do telescópio, outros 2 planetas do Sistema Solar foram descobertos: Úrano em 1781 por William Herschel (1738-1822), Neptuno em 1846 por previsão de Urbain Jean Joseph Le Verrier (1811-1877) e John Couch Adams (1819-1892).
Plutão foi descoberto em 1930 por Clyde William Tombaugh (1906-1997), e classificado até agosto de 2006 como o nono planeta do sistema solar. Desde então a União Astronómica Internacional reclassificou Plutão como "planeta anão", constituindo uma nova categoria de corpos do sistema solar, na qual também foram encaixados Ceres, o maior objecto do cinturão de asteróides entre as órbitas de Marte e Júpiter, e Éris (2003UB313) o maior asteróide do cinturão de Kuiper. Mais informações sobre asteróides são dadas no capítulo Corpos Menores.
Os nomes dos planetas são associados a deuses romanos: Júpiter, deus dos deuses; Marte, deus da guerra; Mercúrio, mensageiro dos deuses; Vénus, deusa do amor e da beleza; Saturno, pai de Júpiter, deus da agricultura; Úrano, deus do céu e das estrelas, Netuno, deus do Mar e Plutão, deus do inferno.
Plutão foi descoberto em 1930 por Clyde William Tombaugh (1906-1997), e classificado até agosto de 2006 como o nono planeta do sistema solar. Desde então a União Astronómica Internacional reclassificou Plutão como "planeta anão", constituindo uma nova categoria de corpos do sistema solar, na qual também foram encaixados Ceres, o maior objecto do cinturão de asteróides entre as órbitas de Marte e Júpiter, e Éris (2003UB313) o maior asteróide do cinturão de Kuiper. Mais informações sobre asteróides são dadas no capítulo Corpos Menores.
Os nomes dos planetas são associados a deuses romanos: Júpiter, deus dos deuses; Marte, deus da guerra; Mercúrio, mensageiro dos deuses; Vénus, deusa do amor e da beleza; Saturno, pai de Júpiter, deus da agricultura; Úrano, deus do céu e das estrelas, Netuno, deus do Mar e Plutão, deus do inferno.
O Foguete Espacial
O foguete espacial (português brasileiro) ou foguetão (português europeu) é uma máquina que se desloca expelindo atrás de si um fluxo de gás a alta velocidade. Por conservação da quantidade de movimento (massa multiplicada por velocidade), o foguete desloca-se no sentido contrário com velocidade tal que, multiplicada pela massa do foguete, o valor da quantidade de movimento é igual ao dos gases expelidos.
Por extensão, o veículo, geralmente espacial, que possui motor (es) de propulsão deste tipo é denominado foguete, foguetão ou míssil. Normalmente, o seu objectivo é enviar objectos (especialmente satélites artificiais e sondas espaciais) e/ou naves espaciais e homens ao espaço (veja atmosfera).
O foguete é constituído por uma estrutura, um motor de propulsão por reacção e uma carga útil. A estrutura serve para albergar os tanques de combustível e oxidante (comburente) e a carga útil. Chama-se também "foguete" ao motor de propulsão apenas.
Existem várias formas de forçar os gases de escape para fora do foguete com energia suficiente para conseguir propulsionar o foguete para a frente (i.e., vários tipos de motor de foguete). O tipo mais comum, que inclui todos os foguetes espaciais que existem actualmente e que voaram até hoje, são os chamados foguetes químicos, que funcionam libertando a energia química contida no seu combustível através de processo de combustão. Estes foguetes necessitam de transportar também um comburente para fazer reagir com o combustível. Esta mistura de gases sobreaquecidos é depois expandida numa tubeira divergente, a tubeira de Laval também conhecida como tubo de Bell, por forma a direccionar o gás em expansão para trás, e assim conseguir propulsionar o foguete para a frente.
Existem no entanto outros tipos de motor, por exemplo os motores nucleares térmicos, que sobreaquecem um gás até altas temperaturas, bombardeando-o com neutrões provenientes do decaimento do seu combustível nuclear. Esse gás é depois expandido na tubeira tal como nos foguetes químicos. Este tipo de foguete foi desenvolvido e testado nos Estados Unidos durante a década de 60 do século passado, mas nunca chegou a ser utilizado. Os gases expelidos por este tipo de foguete são radioactivos, o que desaconselha o seu uso dentro da atmosfera terrestre, mas podem ser utilizados fora dela. Este tipo de foguete tem a vantagem de permitir eficiências muito superiores às dos foguetes químicos convencionais, uma vez que permitem acelerar os gases de escape a velocidades muito superiores.
Por extensão, o veículo, geralmente espacial, que possui motor (es) de propulsão deste tipo é denominado foguete, foguetão ou míssil. Normalmente, o seu objectivo é enviar objectos (especialmente satélites artificiais e sondas espaciais) e/ou naves espaciais e homens ao espaço (veja atmosfera).
O foguete é constituído por uma estrutura, um motor de propulsão por reacção e uma carga útil. A estrutura serve para albergar os tanques de combustível e oxidante (comburente) e a carga útil. Chama-se também "foguete" ao motor de propulsão apenas.
Existem várias formas de forçar os gases de escape para fora do foguete com energia suficiente para conseguir propulsionar o foguete para a frente (i.e., vários tipos de motor de foguete). O tipo mais comum, que inclui todos os foguetes espaciais que existem actualmente e que voaram até hoje, são os chamados foguetes químicos, que funcionam libertando a energia química contida no seu combustível através de processo de combustão. Estes foguetes necessitam de transportar também um comburente para fazer reagir com o combustível. Esta mistura de gases sobreaquecidos é depois expandida numa tubeira divergente, a tubeira de Laval também conhecida como tubo de Bell, por forma a direccionar o gás em expansão para trás, e assim conseguir propulsionar o foguete para a frente.
Existem no entanto outros tipos de motor, por exemplo os motores nucleares térmicos, que sobreaquecem um gás até altas temperaturas, bombardeando-o com neutrões provenientes do decaimento do seu combustível nuclear. Esse gás é depois expandido na tubeira tal como nos foguetes químicos. Este tipo de foguete foi desenvolvido e testado nos Estados Unidos durante a década de 60 do século passado, mas nunca chegou a ser utilizado. Os gases expelidos por este tipo de foguete são radioactivos, o que desaconselha o seu uso dentro da atmosfera terrestre, mas podem ser utilizados fora dela. Este tipo de foguete tem a vantagem de permitir eficiências muito superiores às dos foguetes químicos convencionais, uma vez que permitem acelerar os gases de escape a velocidades muito superiores.
Os Binóculos e o seu uso
Muitos cometas e supernovas já foram descobertos com um binóculo, isso por que ele permite a observação de objectos pouco luminosos. Apesar da observação com binóculos constituir uma etapa no conhecimento do céu muitos interessados em observar o céu não se contentam com eles.
O binóculo é um instrumento excelente para observação de cometas, eclipses, aglomerados de estrelas, nebulosas e estrelas de brilho fraco.
Em todos os binóculos existe, em geral, o registo, junto à ocular, de dois números separados por um sinal de multiplicação como, por exemplo, 6 x 40. O primeiro número indica o aumento em número de vezes, no caso 6 vezes, e o segundo o diâmetro da objectiva do binóculo em milímetros, no caso 40 milímetros.
Binóculos de teatro
Seu aumento é, em geral, muito fraco: de 4 a 5 vezes no máximo. Em virtude de seu campo ser muito reduzido, esses instrumentos não são utilizados pelos astrónomos.
Binóculos prismáticos
Foi para reduzir suas dimensões e inverter a imagem invertida da objectiva que se utilizou dois prismas entre a objectiva. Em virtude de seu aumento em geral de 7 a 15 vezes, os binóculos seriam muito longos e pouco manejáveis.
À medida que o diâmetro de sua objectiva aumenta, os binóculos permitem a observação de estrelas menos brilhantes:
Diâmetro Aumento Limite de brilho da estrela
20mm 6x Até magnitude 7,0
30mm 8x Até magnitude 7,5
40mm 10x Até magnitude 8,0
50mm 12x Até magnitude 8,5
Os binóculos de aumento muito grande não são recomendados para observação astronómica. Quando observamos o céu com um binóculo o objectivo é “ver melhor”, isto é, ter um grande campo de visão, ter pouca ampliação do objecto observado e ter o máximo de luminosidade para perceber os objectos menos luminosos possíveis, e isso depende do diâmetro da objetiva. Os binóculos mais recomendados a observação astronómica são: 6 x 40, 7 x 50, 10 x 50, 15 x 50, 10 x 80 e 14 x 100.
O que podemos observar com um binóculo
Lua
É possível observar crateras, planícies (regiões escuras) e grandes cordilheiras.
Eclipses da Lua
Observação da penumbra, limite da sombra e diferentes tonalidades e colorações durante o eclipse.
Sol
Projectando (SÓ, E SOMENTE POR PROJEÇÃO) a imagem em um anteparo branco e opaco é possível observar manchas solares.
Nunca faça observação directa do Sol com um binóculo (ou: lentes, sacos ou recipientes cheios de água, gelo, espelhos, filtros escuros, óculos escuros ou qualquer instrumento óptico) o resultado será a perda total e permanente da visão.
Júpiter
Observação dos quatro principais satélites que parecem como pontos luminosos.
Observação do movimento desses quatro satélites de um dia para o outro.
Estrelas
Observação de estrelas duplas muito afastadas e observação de estrelas variáveis cujo brilho pode ser comparado com o das estrelas vizinhas.
Aglomerados de estrelas e nebulosas
Devido a grande luminosidade e ao enorme campo de visão será fácil reconhecer aglomerados como as Plêiades, Híades, M6 e M7 ambos próximo ao rabo do Escorpião, Caixa de Jóias no Cruzeiro do Sul e nebulosas como M31 a galáxia de Andrómeda, M8 em Sagitário, Eta Carina e seus aglomerados e nebulosas vizinhos e não podemos esquecer a grande nebulosa de Órion.
Via Láctea – A Galáxia – A Nossa Galáxia
A observação da via láctea será a mais impressionante. Milhões de estrelas, muito próximas, manchas escuras, aglomerados de estrelas, diferenças na concentração de estrelas de uma região para outra, manchas esbranquiçadas que poderão constituir nebulosas ou aglomerados de estrelas, talvez o mais belo cenário do céu nocturno.
Os telescópios e lunetas
Como construir uma luneta
Uma luneta simples (Luneta de Galileu) pode ser construída com uma lente de óculos ou uma lupa de pequeno aumento -
melhor com uma lente de óculos:
* Se a lente for de 2 graus a distância focal será de 500 mm * (esta é melhor)
Se a lente for de 1 graus a distância focal será de 1000 mm
Se a lente for de 0,5 graus a distância focal será de 2000 mm
Está será a objectiva - lente principal - a lente da parte da frente da luneta
A ocular pode fazer com uma lupa pequena ou qualquer lente convergente pequena ou ainda
Uma lente de óculos de grau bem alto - "fundo de garrafa" - está lente deve ter distância focal
pequena dar de 20 a 50 mm
O binóculo é um instrumento excelente para observação de cometas, eclipses, aglomerados de estrelas, nebulosas e estrelas de brilho fraco.
Em todos os binóculos existe, em geral, o registo, junto à ocular, de dois números separados por um sinal de multiplicação como, por exemplo, 6 x 40. O primeiro número indica o aumento em número de vezes, no caso 6 vezes, e o segundo o diâmetro da objectiva do binóculo em milímetros, no caso 40 milímetros.
Binóculos de teatro
Seu aumento é, em geral, muito fraco: de 4 a 5 vezes no máximo. Em virtude de seu campo ser muito reduzido, esses instrumentos não são utilizados pelos astrónomos.
Binóculos prismáticos
Foi para reduzir suas dimensões e inverter a imagem invertida da objectiva que se utilizou dois prismas entre a objectiva. Em virtude de seu aumento em geral de 7 a 15 vezes, os binóculos seriam muito longos e pouco manejáveis.
À medida que o diâmetro de sua objectiva aumenta, os binóculos permitem a observação de estrelas menos brilhantes:
Diâmetro Aumento Limite de brilho da estrela
20mm 6x Até magnitude 7,0
30mm 8x Até magnitude 7,5
40mm 10x Até magnitude 8,0
50mm 12x Até magnitude 8,5
Os binóculos de aumento muito grande não são recomendados para observação astronómica. Quando observamos o céu com um binóculo o objectivo é “ver melhor”, isto é, ter um grande campo de visão, ter pouca ampliação do objecto observado e ter o máximo de luminosidade para perceber os objectos menos luminosos possíveis, e isso depende do diâmetro da objetiva. Os binóculos mais recomendados a observação astronómica são: 6 x 40, 7 x 50, 10 x 50, 15 x 50, 10 x 80 e 14 x 100.
O que podemos observar com um binóculo
Lua
É possível observar crateras, planícies (regiões escuras) e grandes cordilheiras.
Eclipses da Lua
Observação da penumbra, limite da sombra e diferentes tonalidades e colorações durante o eclipse.
Sol
Projectando (SÓ, E SOMENTE POR PROJEÇÃO) a imagem em um anteparo branco e opaco é possível observar manchas solares.
Nunca faça observação directa do Sol com um binóculo (ou: lentes, sacos ou recipientes cheios de água, gelo, espelhos, filtros escuros, óculos escuros ou qualquer instrumento óptico) o resultado será a perda total e permanente da visão.
Júpiter
Observação dos quatro principais satélites que parecem como pontos luminosos.
Observação do movimento desses quatro satélites de um dia para o outro.
Estrelas
Observação de estrelas duplas muito afastadas e observação de estrelas variáveis cujo brilho pode ser comparado com o das estrelas vizinhas.
Aglomerados de estrelas e nebulosas
Devido a grande luminosidade e ao enorme campo de visão será fácil reconhecer aglomerados como as Plêiades, Híades, M6 e M7 ambos próximo ao rabo do Escorpião, Caixa de Jóias no Cruzeiro do Sul e nebulosas como M31 a galáxia de Andrómeda, M8 em Sagitário, Eta Carina e seus aglomerados e nebulosas vizinhos e não podemos esquecer a grande nebulosa de Órion.
Via Láctea – A Galáxia – A Nossa Galáxia
A observação da via láctea será a mais impressionante. Milhões de estrelas, muito próximas, manchas escuras, aglomerados de estrelas, diferenças na concentração de estrelas de uma região para outra, manchas esbranquiçadas que poderão constituir nebulosas ou aglomerados de estrelas, talvez o mais belo cenário do céu nocturno.
Os telescópios e lunetas
Como construir uma luneta
Uma luneta simples (Luneta de Galileu) pode ser construída com uma lente de óculos ou uma lupa de pequeno aumento -
melhor com uma lente de óculos:
* Se a lente for de 2 graus a distância focal será de 500 mm * (esta é melhor)
Se a lente for de 1 graus a distância focal será de 1000 mm
Se a lente for de 0,5 graus a distância focal será de 2000 mm
Está será a objectiva - lente principal - a lente da parte da frente da luneta
A ocular pode fazer com uma lupa pequena ou qualquer lente convergente pequena ou ainda
Uma lente de óculos de grau bem alto - "fundo de garrafa" - está lente deve ter distância focal
pequena dar de 20 a 50 mm
A Lua
A Lua (do latim Luna) é o único satélite natural da Terra, situando-se a uma distância de cerca de 384.405 km do nosso planeta.
Segundo a última contagem, mais de 150 luas povoam o sistema solar: Neptuno é cercado por 13 delas; Úrano por 27; Saturno tem 60; Júpiter é o que tem mais até então e possui 63. A Lua terráquea não é a maior de todo o Sistema Solar - Ganimedes, uma das luas de Júpiter, é a maior [1] - mas nossa Lua continua sendo a maior proporcionalmente em relação ao seu planeta. Com mais de 1/4 do tamanho da Terra e 1/6 de sua gravidade, é o único corpo celeste visitado por seres humanos e onde a NASA (sigla em inglês de National Aeronautics and Space Administration) pretende implantar bases permanentes.
Visto da Terra, o satélite apresenta fases e exibe sempre a mesma face (situação designada como acoplamento de maré), fato que gerou inúmeras especulações a respeito do teórico lado escuro da Lua, que na verdade fica iluminado quando estamos no período chamado de Lua nova. Seu período de rotação é igual ao período de translação. A Lua não tem atmosfera e apresenta, embora muito escassa, água no estado sólido (em forma de cristais de gelo). Não tendo atmosfera, não há erosão e a superfície da Lua mantém-se intacta durante milhões de anos. É apenas afectada pelas colisões com meteoritos.
É a principal responsável pelos efeitos de maré que ocorrem na Terra, em seguida vem o Sol, com uma participação menor. Pode-se dizer do efeito de maré aqui na Terra como sendo a tendência de os oceanos acompanharem o movimento orbital da Lua, sendo que esse efeito causa um atrito com o fundo dos oceanos, atrasando o movimento de rotação da Terra cerca de 0,002 s por século, e, como consequência, a Lua se afasta de nosso planeta em média 3 cm por ano.
A Lua é, proporcionalmente, o maior satélite natural do nosso Sistema Solar. Sua massa é tão significativa em relação à massa da Terra que o eixo de rotação do sistema Terra-Lua encontra-se muito longe do eixo central de rotação da Terra. Alguns astrónomos usam este argumento para afirmar que vivemos em um dos componentes de um planeta duplo, mas a maioria discorda, uma vez que para que um sistema planetário seja duplo é necessário que seu eixo de rotação esteja fora dos dois corpos.
Segundo a última contagem, mais de 150 luas povoam o sistema solar: Neptuno é cercado por 13 delas; Úrano por 27; Saturno tem 60; Júpiter é o que tem mais até então e possui 63. A Lua terráquea não é a maior de todo o Sistema Solar - Ganimedes, uma das luas de Júpiter, é a maior [1] - mas nossa Lua continua sendo a maior proporcionalmente em relação ao seu planeta. Com mais de 1/4 do tamanho da Terra e 1/6 de sua gravidade, é o único corpo celeste visitado por seres humanos e onde a NASA (sigla em inglês de National Aeronautics and Space Administration) pretende implantar bases permanentes.
Visto da Terra, o satélite apresenta fases e exibe sempre a mesma face (situação designada como acoplamento de maré), fato que gerou inúmeras especulações a respeito do teórico lado escuro da Lua, que na verdade fica iluminado quando estamos no período chamado de Lua nova. Seu período de rotação é igual ao período de translação. A Lua não tem atmosfera e apresenta, embora muito escassa, água no estado sólido (em forma de cristais de gelo). Não tendo atmosfera, não há erosão e a superfície da Lua mantém-se intacta durante milhões de anos. É apenas afectada pelas colisões com meteoritos.
É a principal responsável pelos efeitos de maré que ocorrem na Terra, em seguida vem o Sol, com uma participação menor. Pode-se dizer do efeito de maré aqui na Terra como sendo a tendência de os oceanos acompanharem o movimento orbital da Lua, sendo que esse efeito causa um atrito com o fundo dos oceanos, atrasando o movimento de rotação da Terra cerca de 0,002 s por século, e, como consequência, a Lua se afasta de nosso planeta em média 3 cm por ano.
A Lua é, proporcionalmente, o maior satélite natural do nosso Sistema Solar. Sua massa é tão significativa em relação à massa da Terra que o eixo de rotação do sistema Terra-Lua encontra-se muito longe do eixo central de rotação da Terra. Alguns astrónomos usam este argumento para afirmar que vivemos em um dos componentes de um planeta duplo, mas a maioria discorda, uma vez que para que um sistema planetário seja duplo é necessário que seu eixo de rotação esteja fora dos dois corpos.
Formação das Galáxias
A existência da radiação cósmica de fundo foi inicialmente prevista por George Gamow em 1948, e por Ralph Alpher e Robert Herman em 1950. Gamow e Alpher publicaram um importante artigo no qual descreviam como os níveis presentes de hidrogénio e hélio (constituem cerca de 99% de toda a matéria) podiam ser explicados por reacções que ocorreram durante o "Big-Bang". Nesse mesmo artigo Gamow previu a existência da radiação cósmica de fundo (cosmic microwave background - CMB). Nessa época, astrónomos e cientistas não fizeram qualquer esforço para detectar esta radiação de fundo, devido à imaturidade das observações na gama das micro-ondas. Só em 1964, quando Arno Penzias e Robert Wilson descobriram acidentalmente a radiação cósmica de fundo é que as previsões de Gamow receberam algum suporte.
Como o Universo em expansão era muito quente nos seus primórdios, não existiam átomos, apenas electrões livres e núcleos. Apesar da temperatura do Universo ir diminuindo com a expansão, enquanto ele se manteve suficientemente quente (i.e., a temperaturas superiores à da ionização do hidrogénio), os fotões eram permanentemente dispersos ao chocar com os electrões.
Como o Universo em expansão era muito quente nos seus primórdios, não existiam átomos, apenas electrões livres e núcleos. Apesar da temperatura do Universo ir diminuindo com a expansão, enquanto ele se manteve suficientemente quente (i.e., a temperaturas superiores à da ionização do hidrogénio), os fotões eram permanentemente dispersos ao chocar com os electrões.
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