sábado, 28 de abril de 2018

Medidas Angulares

Medidas angulares são usadas por observadores da terra para descrever as posições de objetos no céu. Esses objetos são o Sol, a Lua, os planetas, as estrelas, aglomerados de estrelas, galáxias, quasares, etc medidas angulares são vitais, também para determinar as distâncias (e tamanhos) de objetos no Universo.

Distância angular
Como o dia é dividido em 24 horas, cada hora é dividida em 60 minutos e cada minuto em 60 segundos.
A circunferência como sabemos tem 360º ou 360 graus, cada grau tem 60′, isto é, 60 minutos de arco, cada minuto tem 60” ou sessenta segundos de arco.
Para medir os ângulos entre as estrelas e outros pontos no céu, os astrônomos usam transferidores e outros instrumentos similares, muitas vezes acoplados a um telescópio. Para se ter uma medida aproximada, no entanto, você pode usar um instrumento que esta sempre a sua disposição, isto é, as suas mãos…

Estimativa de distâncias angulares no céu usando a mão (1)
Com seu braço estendido, seu dedo mínimo cobre cerca de um grau do céu , três dedos cobrem cinco graus, sua mão fechada cobre 10 graus . Abrindo sua mão e estendendo ao máximo seus dedos , a distância entre a ponta do dedo mínimo e a do polegar equivalerão a 20 graus. Observe afigura acima…


Estimativa de distâncias angulares no céu usando a mão (2)


Usando esse processo você vai observar que a Lua mede em torno de 0,5 grau ou 30 minutos. Lembre-se que cada grau equivale a 60 minutos de arco. O diâmetro aparente dos objetos celestes corresponde a uma fração do céu que o objeto parece cobrir. Como exemplo, o diâmetro angular da Lua é 0.5°. Qual o diâmetro aparente do Sol ? ATENÇÃO: NÃO OLHE PARA O SOL SEM A DEVIDA PROTEÇÃO…!

terça-feira, 24 de abril de 2018

El Niño e La Niña

El Niño e La Niña são fases opostas de um ciclo de flutuações de temperatura entre o oceano Pacífico e a atmosfera no centro-leste da região Equatorial.
La Niña é muitas vezes referida como a fase fria e El Niño como a fase quente deste ciclo. Estes desvios de temperaturas de superfície podem ter grandes impactos não só sobre os processos oceânicos, mas também global.
O El Niño e o La Niña são episódios que duram geralmente de 9 a 12 meses, mas alguns eventos  podem durar anos. Eles muitas vezes começam a se formar entre junho e agosto, alcançando a força de pico entre dezembro e abril, e depois decair entre maio e julho do ano seguinte. Embora a sua periodicidade pode ser bastante irregular, El Niño e La Niña ocorrem a cada três a cinco anos. Normalmente, o El Niño ocorre mais frequentemente do que La Niña.

El Niño
El Niño significa o menino, ou Menino Jesus em espanhol. O El Niño foi originalmente reconhecido por pescadores da costa da América do Sul em 1600, com o aparecimento de água muito quente no Oceano Pacífico. O nome foi escolhido com base na época de seu aparecimento (Dezembro), durante o qual estes eventos  de água quentes tendem a ocorrer.
O termo El Niño se refere à interação do clima em grande escala oceano/atmosfera ligada a um aquecimento periódico das temperaturas da superfície do mar em todo o Pacífico central e leste-central Equatorial.

Efeitos do El Niño
Acúmulo de águas mais quentes do que o normal na costa oeste da América do Sul;
Os ventos sopram com menos força na região central do Oceano Pacífico;
Intensificação da seca no nordeste brasileiro;
Diminuição na quantidade de peixes na região central e sul do Oceano Pacífico e na costa oeste dos Canadá e Estados Unidos;
Aumento das tempestades tropicais na região central do Oceano Pacífico;
Aumento do índice de chuvas na costa oeste da América do Sul;
Secas na região da Indonésia, Índia e costa leste da Austrália;
Muitos climatologistas acreditam que o El Niño possa estar relacionado com o inverno mais quente na região central dos Estados Unidos, secas na África e verões mais quentes na Europa. Estes efeitos ainda estão em processo de estudos.

La Niña
La Niña significa a menina em espanhol. O La Niña também é às vezes chamado de El Viejo, anti-El Niño, ou simplesmente "um evento de frio."
O La Niña é caracterizado por temperaturas do oceano excepcionalmente frias no Pacífico Equatorial, em comparação com El Niño , que se caracteriza por temperaturas invulgarmente quentes do oceano no Pacífico Equatorial.

Efeitos do La Niña no clima:
Entre os meses de Dezembro a Fevereiro:
Aumento das chuvas na região nordeste do Brasil;
Temperaturas abaixo do normal para o verão, na região sudeste do Brasil;
Aumento das chuvas na costa leste da Ásia;
Aumento do frio no Japão;
Aumento do frio na costa oeste dos Estados Unidos

Normalmente episódios La Niñas têm frequência de 2 a 7 anos, todavia tem ocorrido em menor quantidade que o El Niño durante as últimas décadas. Os episódios La Niña têm períodos de aproximadamente 9 a 12 meses, e somente alguns episódios persistem por mais que 2 anos. Os valores das anomalias de temperatura da superfície do mar (TSM) em anos de La Niña têm desvios menores que em anos de El Niño, ou seja, enquanto observam-se anomalias de até 4, 5ºC acima da média em alguns anos de El Niño, em anos de La Niña as maiores anomalias observadas não chegam a 4ºC abaixo da média.
Assista ao vídeo do Instituto de Pesquisas  Espaciais (INPE)...Eu recomendo.


segunda-feira, 23 de abril de 2018

Os Buracos Coronais

Daqui pra frente vamos ficar mais atentos a essas estruturas temperamentais no Sol, isto é, Os buracos coronais… O sol está continuamente liberando gases quentes de sua superfície, um fluxo contínuo de partículas, principalmente prótons e elétrons conhecidas como Vento Solar.
O vento solar pode fluir também a partir de de buracos coronais. As imagens da sonda SDO/NASA no canal AIA 193 mostra as camadas exteriores da atmosfera quente do sol, isto é, a corona. O campo magnético do Sol desempenha um grande papel na forma como vemos esta imagens.
As áreas luminosas nos mostra o gás quente e denso que é capturado pelo campo magnético do sol.
As áreas escuras e vazias são os locais onde o campo magnético do sol atinge o espaço, por onde o gás quente pode escapar. É por isso que ele é chamado um buraco coronal.


Eles ganham a cor escura porque não há material quente o suficiente, isto é, uma região mais fria. O campo magnético em torno de um buraco coronal é diferente do resto do sol. Em vez de retornar para a superfície, estas linhas de campo magnético permanecem aberta e esticada em direção do espaço entrando na região do do vento solar. No momento, ainda não sabemos onde eles se reconectam. Em vez de manter o gás quente preso, estas linhas de campo magnético abertas originam um buraco coronal a partir do qual o vento solar pode escapar.

Quando um buraco coronal é posicionado no disco solar, o gás quente pode fluir para a Terra causando tempestades geomagnética. O vento solar geralmente deixa o sol a uma velocidade de cerca de 400 Km por segundo, mas o vento solar também pode fluir direto do centro de um buraco coronal viajando muito mais rápido, até 800 Km por segundo. Quando estas partículas de vento solar atingem a Terra, que leva de dois a quatro dias essas rajadas de ventos de alta velocidade podem perturbar satélites em órbita. Durante o mínimo solar, buracos coronais são encontradas principalmente nas regiões polares do Sol, mas podem ser localizado em qualquer lugar do sol durante o máximo solar.

As Manchas Solares

Manchas solares são regiões na superfície solar com forma irregular que aparecem escuras porque são mais frias do que a fotosfera circundante. Uma grande mancha solar pode ter uma temperatura aproximada de 4000 K ou 3700 ° C ou 6700 ° F. As maiores manchas observadas tiveram diâmetros de cerca de 50.000 km, o que os torna suficientemente grande para ser vistos a olho nu.


As manchas solares são apenas escura, em contraste com a face brilhante do sol. Se você pudesse cortar uma mancha solar média fora do Sol e colocá-lo no céu à noite, seria tão brilhante quanto uma lua cheia.
As manchas solares se formam ao longo de períodos com duração de dias a semanas, e pode durar até meses. O número médio de manchas que podem ser vistas na face do Sol não é sempre a mesma, mas aumentam e diminuem em um ciclo. Registros históricos de contagem de manchas solares mostram que este ciclo de manchas solares tem um período médio de cerca de 11 anos (ciclo de 11 anos).

A teoria mais aceita e proposta por H. Babcock em 1961 sugere que elas são causadas por mudanças no campo magnético do Sol. Como o período de rotação do Sol é mais rápido no equador do que em direção aos pólos (rotação diferencial) as linhas do campo magnético comprimem-se e, por consequência, carregam o plasma junto até a sua compressão máxima, aumentando dessa forma a pressão e temperatura até a ruptura da massa e a liberação da energia comprimida em forma de explosões, expulsando a matéria da fotosfera em direção das linhas magnéticas, com consequente queda de temperatura e pressão após a liberação da energia acumulada. Nas regiões em que os laços magnéticos saem e retornam à fotosfera, estes possuem polaridades magnéticas opostas e assim surgem as manchas, e como o Sol gira, o campo magnético estende-se entre os pólos e o equador. Este alongamento causa o aparecimento de tubos ou túneis para formar o campo magnético. O resultado disto é a criação de áreas de baixa temperatura que são visíveis como manchas escuras. No entanto, com temperaturas de 4000º C. Por comparação, a temperatura da superfície é de cerca de 6.000° C.


Manchas vêm em pares com a polaridade magnética oposta. Se pudéssemos enterrar um ímã ferradura gigante abaixo da superfície do Sol, iria produzir um campo magnético semelhante ao gerado por um par de manchas solares.
O número de manchas solares segue um período cíclico de cerca de 11 anos, algo que foi observado pela primeira vez por Heinrich Schwabe em 1843, período conhecido como Máximo Solar. Este período de alta atividade vai cair acentuadamente depois de 2013. As manchas solares tem uma coloração avermelhada, e não negras como as enxergamos. Esta ilusão de óptica se dá por causa do contraste com as regiões vizinhas.

As manchas solares tem uma relação estreita com o Flare Solar (erupção solar) que é uma explosão no Sol que acontece quando energia armazenada em campos magnéticos entrelaçados, que se encontram habitualmente no topo de manchas solares é subitamente libertada. Um flare emite radiação que abrange uma grande gama de comprimentos de onda de rádio aos raios-X e raios gama.
Os cientistas classificam as flares solares de acordo com a sua intensidade de energia liberada na região dos raios-X.

domingo, 22 de abril de 2018

Ejeção de Massa Coronal (CME)

Ejeções de massa coronal (CMEs) acontecem depois de poderosas erupções solares na superfície do sol causada por instabilidades no campo magnético solar, elas podem lançar um bilhão de toneladas de gás superaquecido no espaço a mais de um milhão de quilômetros por hora.
Durante uma CME, enormes bolhas de gás superaquecido (plasma) são ejetados do sol. Isso pode acontecer várias vezes por dia, quando o sol está mais ativo. Durante os períodos mais calmos, CMEs ocorrem apenas uma vez a cada cinco dias aproximadamente. As ejeções de massa coronal são causadas geralmente por uma erupção solar com origem em uma região de mancha solar ou em uma erupção de filamento.


A imagem acima mostra uma ejeção de massa capturada pelo LASCO (SOHO) em 21 de setembro/2011. Os astrônomos e astrofísicos concordam, porém, que o campo magnético do Sol desempenha um papel importante nesse evento.

O que causa uma ejeção de massa coronal ?
Algumas pesquisas recentes mostrou que o fenômeno da reconexão magnética é responsável pela CME e erupções solares. Reconexão magnética é o nome dado ao rearranjo de linhas do campo magnético. Este rearranjo é acompanhada de uma súbita liberação de energia armazenada nos campos originais em direções opostas. CMEs geralmente atingem a Terra de um a quatro dias após uma erupção solar. Durante a sua propagação, a CMEs interage com o vento solar e o campo magnético interplanetário, no caso da terra, a magnetosfera da Terra.
O plasma é uma nuvem de prótons e elétrons transportados pelo vento solar. Viajando a um milhão de quilômetros por hora, esse material ejetado pode atravessar 150.000.000Km (distância média da Terra ao Sol) em poucos dias.
As CMEs são lançadas para fora do sol em todas as direções, a maioria não atinge a Terra, mas essas erupções podem ser geoefetivas, isto é, são dirigidas para o nosso planeta.
Quando a nuvem de plasma atinge o nosso planeta acontece uma tempestade geomagnética. A onda de choque de partículas carregadas comprime o campo magnético da Terra.

Essa pertubação no campo magnético da Terra tem efeitos observáveis como as luzes da aurora, geralmente vistas apenas perto dos pólos. A perturbação do campo magnético da Terra também deixa o nosso planeta vulnerável aos raios cósmicos mortais. Em certas ocasiões os astronautas no espaço podem receber doses letais de radiação durante uma tempestade solar.
A intensa atividade magnética e elétrica produz correntes induzidas com potencial para danificar gravemente as redes de energia, satélites, redes de comunicação ou qualquer instrumento que faz uso da eletricidade.

As Erupções Solares

Erupções solares são explosões gigantes no sol que enviam energia, luz e partículas em alta velocidade para o espaço. Estas erupções são frequentemente associados com tempestades solares magnéticas conhecidas como ejeção de massa coronal (CME). O número de erupções solares aumenta a cada 11 anos aproximadamente (ciclo de 11 anos), e estamos perto de outro máxima de atividade solar, provavelmente em 2013. Isso significa que mais erupções virão, algumas pequenos e outros grande o suficiente para enviar a sua radiação em direção à Terra e a todo sistema solar.
As maiores erupções são conhecidos como “flares classe X”, baseada num sistema de classificação que divide flares solares de acordo com a sua força. Classes B, C, M e X, parecidos com a escala Richter de terremotos, cada letra representa um aumento de 10 vezes na produção de energia. Assim, um classe X é dez vezes mais forte que um classe M e 100 vezes um classe C. Dentro de cada classe existe uma escala mais fina de 1 a 9. O gráfico abaixo é usado para mostrar os tipos de erupções.


Um Flare (erupção solar) é definido como uma variação súbita, rápida e intensa na superfície do Sol. Uma tempestade solar ocorre quando a energia magnética que se acumulou na atmosfera solar é liberada repentinamente. A radiação é emitida em praticamente todo o espectro eletromagnético, de ondas de rádio à emissão de raios-x e raios gama.
A quantidade de energia libertada é o equivalente de milhões de megaton de bombas de hidrogênio que explodem ao mesmo tempo. A primeira crise solares registrada na literatura astronômica foi em 01 de setembro de 1859. Dois cientistas, Richard C. Carrington e Richard Hodgson, observavam as manchas solares, no memento quando eles viram uma grande explosão na luz branca.

Como a energia magnética está sendo lançado, as partículas, inclusive elétrons e prótons , e núcleos pesados, são aquecidas e acelerados na atmosfera solar. A energia libertada durante um alargamento é tipicamente da ordem de 10 27 ergs por segundo. Ao grandes flares podem emitir até 10 32 ergs de energia. Esta energia é de dez milhões de vezes maior do que a energia libertada a partir de uma explosão vulcânica. Por outro lado, é inferior a um décimo do total de energia emitida pelo sol em cada segundo. A imagens abaixo do coronógrafo LASCO C2 e C3 do SOHO mostram uma erupção solar seguida de uma ejeção de massa coronal indicadas pelas setas.


Há tipicamente três fases para uma explosão solar. Primeiro é a fase precursora, onde a liberação de energia magnética é disparada. Uma suave emissão de raios X é detectada nesta fase. Na segunda fase ou impulsivo, prótons e elétrons são acelerados a energias superiores a 1 MeV . Durante o estágio impulsivo, ondas de rádio, raios X, e gama são emitidos. A acumulação gradual e decaimento de raios-X pode ser detectada na fase de decaimento. A duração destes estágios podem ser tão curto quanto alguns segundos ou tempos que duram uma hora.

As labaredas solares estendem-se para a camada do Sol chamado corona. A coroa é a atmosfera exterior do Sol, composta de gás altamente rarefeito. Este gás normalmente tem uma temperatura de alguns milhões de graus Kelvin. Dentro de uma chama, a temperatura normalmente atinge 10 ou 20 milhões de graus Kelvin. A coroa é visível em raios-X.
A frequência de chamas (erupções) coincide com o ciclo do Sol de anos 11. Quando o ciclo solar esta no mínimo, as regiões ativas são pequenas, rara e poucas chamas solares são detectados. Estes aumentam em número quando o Sol se aproxima do máxima do seu ciclo.
Uma pessoa não pode ver uma erupção solar, simplesmente olhando para o sol. (NUNCA OLHE DIRETAMENTE PARA O SOL). Flares são, de fato difícil de ver contra a emissão brilhante da fotosfera. Em vez disso, especializados instrumentos científicos são utilizados para detectar as assinaturas de radiação emitida durante uma crise. As emissões de rádio e as emissões ópticas podem ser observada com telescópios na Terra. Emissões energéticas, tais como raios-x e raios gama exigem telescópios localizados no espaço, uma vez que estas emissões não penetram na atmosfera da Terra.

sábado, 21 de abril de 2018

A Magnetosfera da Terra

O campo magnético da terra ou magnetosfera é bem parecido com o campo magnético de um ímã, pois suas linhas de campo saem do norte magnético e chegam ao polo sul magnético do planeta. Basicamente, é bipolar (ou seja, ele tem dois pólos, que são o norte e sul, polos magnéticos).


Na década de 1830 o matemático e astrônomo alemão Carl Friedrich Gauss estudou o campo magnético da Terra e concluiu que o principal componente bipolar teve sua origem no interior da Terra, em vez de fora. Ele demonstrou que o componente bipolar era uma função decrescente inversamente proporcional ao quadrado do raio da Terra, uma conclusão que levou os cientistas a especular sobre a origem do campo magnético terrestre, em termos de ferromagnetismo (como em uma enorme barra magnética) Nota: ferromagnetismo e rotação são geralmente desacreditados devido ao ponto de Curie (a altas temperatura o ferromagnetismo é destruído) Os modelos geomagnéticos formam a base da bússolas tradicionais, baseados em sistemas de navegação. Estes modelos fornecem uma imagem do campo magnético da Terra e como ela varia de um ponto na superfície da Terra para outro. O modelo do campo geomagnético Internacional de Referência (IGRF), compilado a partir de medidas magnéticas recolhidos por observatórios em muitos países, bem como as leituras feitas a partir de navios, aviões e satélites.

O modelo, derivado por meio da análise matemática de uma vasta quantidade de dados, representa o campo magnético gerado no núcleo da Terra, com variações de pequena escala na superfície e os efeitos solares. O modelo geomagnético desempenha um papel vital em vários tipos de levantamentos magnéticos, como os utilizados em exploração mineral e no mapeamento de falhas tectônicas que causam terremoto. O campo magnético da Terra é gerado dentro do seu núcleo de ferro fundido através de uma combinação do movimento térmico, rotação diária da Terra, e as forças elétricas no interior do núcleo. Estes elementos formam um dínamo que sustenta um campo magnético que é semelhante ao de uma barra magnética ligeiramente inclinado para uma linha que une o Norte ao Sul. O campo magnético da terra é observado e estudado de várias maneiras. Os observatórios magnéticos e suas localizações são mostrados na figura abaixo.


Como podemos ver no mapa, a distribuição espacial dos observatórios é bastante irregular, com uma concentração na Europa e uma carência em outras partes do mundo, em particular nas áreas oceânicas. Os satélites que fornecem dados vetoriais valiosos para modelagem geomagnética de campo são o Magsat (1979 a 1980), o Orsted e CHAMP que foram lançados em 1999 e 2000, respectivamente. Essa breve introdução ao estudo do geomagnetismo é necessária para entender como esse fenômeno pode proteger a terra das tempestades solares e etc.. A variação diária regular o campo magnético da Terra também apresenta distúrbios irregulares, e quando estes são grandes eles são chamados de tempestades magnéticas.

Esses distúrbios são causados pela interação do vento solar, com o campo magnético da Terra. O vento solar é uma corrente de partículas carregadas continuamente emitidos pelo Sol e sua pressão sobre o campo magnético da Terra cria uma região delimitada em torno da Terra, chamada de magnetosfera. Quando há um distúrbio no vento solar os sistemas atuais existentes dentro da magnetosfera são potencializados e causam perturbações magnéticas e tempestades. A Figura abaixo mostra uma imagem esquemática do vento solar e a magnetosfera da Terra.


Nota: Os cientistas sabem agora que o campo magnético da Terra está diminuindo a uma taxa de cerca de 0,5% por década. Se esta tendência continuar, o campo magnético pode reverter, isto é, o Pólo Norte torna-se o Pólo Sul e vice-versa. Tais eventos podem ocorrer uma vez a cada 300.000 anos mais ou menos, com a reversão real levando milhares de anos para ser concluído. No entanto, não se sabe se um declínio da força do campo magnético terrestre é inevitável.

O Vento Solar

O Vento Solar foi inicialmente estudado para explicar as auroras (perturbação geomagnética), e a inclinação das caudas dos cometas, e foi observado pela primeira vez pela espaçonave Russa Luna 2 em 1959 e Explorer 10 em 1961. O vento solar é um gás coronal ejetado do Sol.
O plasma da coroa solar é tão quente que a gravidade do Sol não pode segurá-lo por muito tempo. Em vez disso, as franjas superiores fluem em todas as direções, em um fluxo constante de partículas conhecidas como Vento Solar. Movendo-se a cerca de 400 km/s em média, o vento solar pode atingir a Terra de 3 a 4 dias. O vento solar consiste em partículas ionizadas e campos magnéticos produzindo tempestades magnéticas na magnetosfera da Terra.

O Vento solar exerce uma pressão sobre o campo magnético terrestre comprimindo-o e criando uma longa cauda do lado oposto. Esta “capa” magnética e complexa é conhecido como Magnetosfera. Quando as partículas provenientes do Sol (elétrons e prótons) impactam a Magnetosfera, geram correntes elétricas e plasmas na camada mais exterior da atmosfera terrestre, a Ionosfera, provocando as Auroras Boreais e Austrais por excitação dos átomos de gás. O sol ejeta 1 milhão de toneladas de matéria para o espaço (Plasma) a cada segundo. Chamamos este material de vento solar.

O vento solar é um fluxo de partículas carregadas e energizadas, principalmente elétrons e prótons, que flui para fora do Sol, através do sistema solar. A temperatura e velocidade podem variar ao longo do tempo, podendo atingir 300 a 800 km/s, a uma temperatura de 1 milhão de graus (Celsius). O vento solar se estende para o espaço cerca de 100 UA (uma unidades astronômicas = distâncias Terra-Sol = 150.000.000Km), o que equivale a distância do Sol até a órbita de Netuno ou até Plutão, ponto em que colide com o meio interestelar. A região onde o vento solar é dominante é conhecido como heliosfera. O vento solar é feito de hidrogênio (95%), Hélio (4%), carbono, nitrogênio, oxigênio, néon, magnésio, silício e ferro ( 1%).

Estes átomos estão todos na forma de íons positivos, o que significa que perderam elétrons porque as temperaturas são muito elevadas. Alguns eventos explosivos como erupções solares e ejeção de massa coronal (CME) no Sol podem produzir velocidades superiores a 1000 km/s. Efeitos das tempestades solares: A aurora boreal (as luzes do norte) e aurora austral (as luzes do sul). Interferência em rádios e televisões. Perigo para astronautas e naves espaciais. Oscilações de correntes nas usinas de força, prejudicando o fornecimento de energia elétrica. Sistemas de navegação. Satélites dependendo da sua altitude, os componentes eletrônicos, as baterias solares podem ser danificadas. O clima espacial afeta os satélites em missões de diversas formas, dependendo da órbita e da função do satélite. Muitos sistemas de comunicação utilizam a ionosfera para refletir sinais de rádio a longas distâncias.
Tempestades ionosféricas podem afetar a comunicação por rádio em todas as latitudes.

O vento solar pode ser dividido em vento solar rápido e vento solar lento. O vento rápido são típicos dos buracos coronais, regiões mais frias e menos densas da coroa solar, podendo atingir picos de velocidade da ordem de 900 km/s. Estão associados a linhas de campo magnético “abertas”, muito parecido com pólos magnético, facilitando assim o escape das partículas carregadas.
O vento lento se origina em regiões de baixas latitudes, portanto mais próximas ao equador do Sol, atingindo velocidades aproximadas de de 300 km/s. Em geral o vento solar lento é mais denso e apresenta um comportamento mais irregular. Sendo o vento solar um plasma altamente condutor, ele transporta consigo as linhas de campo magnético do Sol. Esse fenômeno é conhecido como “congelamento” das linhas de campo magnético.

O que é Plasma ?
Lembrando: os estados da matéria – sólido, líquido e gasoso, mas em 1879 o físico Inglês William Crookes identificou um quarto estado da matéria, uma forma de gás ionizado. O Universo é composto de aproximadamente 99% de plasma. No meio interestelar o plasma é de baixa temperatura e baixa densidade, enquanto no interior das estrelas ele é extremamente quente e denso. A auroras boreais são um exemplo clássico de plasma de baixa temperatura e baixa densidade. O Plasma pode ser acelerado e dirigido por campos elétricos e magnéticos. O Sol, como todas as estrelas que emitem luz se encontram no quarto estado da matéria. Na ionosfera terrestre, temos o surgimento das auroras, que é um plasma natural, assim como o fogo. São sistemas compostos por um grande número de partículas carregadas, distribuídas dentro de um certo volume onde haja a mesma quantidade de cargas positivas e negativas. Um modo de criar um plasma é aquecendo um gás. Tal aquecimento pode-se realizar por meio de um campo elétrico externo aplicado ao gás. A parte externa da atmosfera da Terra (magnetosfera) é constituída pelo plasma, o meio intestelar, ou seja o espaço entre estrelas e planetas, também é constituído por gás ionizado, mesmo que de uma densidade muito baixa. Um exemplo de plasma cósmico é o vento solar.


Efeitos das tempestades solares
A aurora boreal(as luzes do norte) e aurora austral (as luzes do sul).
Interferência em rádios e televisões.
Perigo para astronautas e naves espaciais.
Oscilações de correntes nas usinas de força, prejudicando o fornecimento de energia elétrica.
Sistemas de navegação
Satélites dependendo da sua altitude, os componentes eletrônicos, as baterias solares podem ser danificados. O clima espacial afeta os satélites em missões de diversas formas, dependendo da órbita e da função do satélite.
Muitos sistemas de comunicação utilizam a ionosfera para refletir sinais de rádio a longas distâncias.
Tempestades ionosféricas podem afetar a comunicação por rádio em todas as latitudes.

SOHO Sonda Solar

Muitas de minhas observações e monitoramento do Sol são feitas a partir do Observatório Heliosférico (SOHO), portando vamos entender o que é essa missão. O projeto Solar Heliospheric Observatory (SOHO) é um esforço cooperativo entre a Agência Espacial Europeia (ESA) e a NASA. O SOHO foi projetado para estudar a estrutura interna do Sol, sua atmosfera exterior e a origem do vento solar, isto é, o fluxo de gás altamente ionizado que sopra continuamente para fora do Sol através do Sistema Solar.


O SOHO foi lançado em 02 de dezembro de 1995. A nave espacial SOHO foi construída na Europa por uma equipe liderada pela Matra, e os instrumentos foram fornecidos por cientistas europeus e americanos. A NASA foi responsável pelo lançamento e agora é responsável pelas operações da missão. Grandes antenas de rádio ao redor do mundo formam a Rede de Espaço Profundo da NASA (figura abaixo) e são usados para controlar a nave espacial para além da órbita da Terra. O controle da missão é baseado em Goddard Space Flight Center em Maryland.


A nave espacial Soho é um observatório em posição privilegiada. Ficará atenta especialmente às ondas gigantes (ejeção de massa coronal) que agitam a superfície solar. É um meio indireto mas engenhoso de saber o que está se passando nas regiões interiores do Sol.
O Soho também faz medições constantes do chamado vento solar, uma corrente de plasma que está constantemente se desgarrando do Sol e indo para todo sistema solar.
Um coronógrafo é um dispositivo óptico que bloqueia a luz a partir do disco solar, tornando possível observar a coroa. Uma lente concentra-se em uma imagem do Sol para um mascaramento ou disco de ocultação que impede que a luz proveniente do Sol atrapalhe a observação com o telescópio.
A coronógrafo requer óptica de alta qualidade reunidos em uma atmosfera livre de poeira. Perto do nível do mar, um coronógrafo seria praticamente inútil, porque a luz difusa da atmosfera da Terra iria sobrecarregar a luz da corona. Os cientistas colocam esses instrumentos no alto das montanhas ou no espaço.
O coronógrafo foi inventado pelo astrônomo francês Bernard Lyot em 1939, para permitir que os astrônomos façam observações do gás quente (a coroa) ao redor do Sol sem ter que esperar por um eclipse solar total. Na verdade um coronógrafo simula um eclipse solar.

O equipamento esta a bordo do satélite SOHO, nele é possível a visualização de Flares Solares (erupções solares) e perdas de massa da coroa no espaço.
Aqui no site vamos monitorar as atividades solares, portanto temos que compreender o funcionamento desse instrumento. As imagens que serão mostradas aqui são do Observatório Heliosférico SOHO…Imagens LASCO 2 e LASCO 3
O LASCO (Coronógrafo Espectrométrico de Grande Ângulo) é capaz de obter imagens da coroa solar, bloqueando a luz que vem diretamente do Sol com um disco ocultante (o círculo escuro no centro da imagem), criando um eclipse artificial com o próprio instrumento. A posição do disco solar é indicada nas imagens pelo círculo branco. A coroa é a borda externa do Sol e pode ser vista somente durante um eclipse, o que é uma das razões pelas quais muitos cientistas são “caçadores de eclipses solares”. Ocasionalmente, uma ejeção de massa coronal pode ser vista à medida em que ela se afasta do Sol e cruza o campo de visão de ambas imagens. Se as imagens se tornarem com um aspecto granular com pontos brancos ou se um halo surgir ao redor da imagem, isto pode indicar que uma tempestade está se direcionando para a Terra.


A imagem LASCO C2 (em vermelho) mostra a cora solar interna até uma distância de 8.4 milhões de quilômetros do Sol. As imagens LASCO C3 (em azul) têm um campo de visão maior. Elas abrangem um escala correspondendo a 32 diâmetros do Sol. Colocando este comprimento em perspectiva, o diâmetro das imagens corresponde a 45 milhões de quilômetros de distância do Sol, ou metade do diâmetro da órbita de Mercúrio.

Filamentos e Proeminências

Os filamentos solares ou proeminências são nuvens densas de material suspenso acima da superfície do Sol por laços (loops) de campos magnéticos. Proeminências e filamentos são as mesmas coisas, as proeminências são vistas projetando-se acima do disco solar, ou na borda do sol, os filamentos se espalham pelo disco solar. Proeminências ou filamentos podem permanecer em um estado de calma ou de repouso por dias ou semanas.
No entanto, como os laços magnéticos que os suportam mudam lentamente, filamentos e proeminências podem entrar em erupção e subir acima do Sol ao longo de alguns minutos ou horas.

As proeminências são “ancoradas” na superfície do Sol, na fotosfera, e se estendem além da Coroa solar. Enquanto a corona consiste de gases ionizados extremamente quentes, conhecidos como plasma, que não emitem muita luz visível, as proeminências contêm plasma mais frio.
O plasma é um gás quente composto de hidrogênio e hélio eletricamente carregado. O plasma da proeminência flui ao longo de uma estrutura emaranhada e retorcida de campos magnéticos gerados por um “dínamo” interno do sol. Uma erupção ocorre quando essa estrutura torna-se instável e explode para fora, liberando o plasma.


Uma proeminência pode se estender por milhares de quilômetros, a maior delas foi observada pelo SOHO (Solar and Heliospheric Observatory), vista em 1997 e tinha aproximadamente 350.000 km, cerca de 28 vezes o diâmetro da Terra como mostra a imagem acima, a Terra Júpiter em escala. A massa contida dentro de uma proeminência equivale a 100 bilhões de toneladas de matéria.Os cientistas ainda estão pesquisando como e por que proeminências são formadas.

sexta-feira, 20 de abril de 2018

Anomalia do Atlântico Sul

Inversão geomagnética é a mudança de orientação do campo magnético da Terra de forma que o norte e o sul magnéticos são invertidos. Estes eventos trazem um  declínio prolongado da intensidade do campo magnético seguido por uma recuperação rápida após o estabelecimento da nova orientação. Estes eventos ocorrem a uma escala de dezenas de milhares de anos, tendo a mais recente  inversão  ocorrido há 780 000 anos.
Os polos magnéticos da Terra não se afastam mais do que 20° dos polos geográficos, mas de tempos em tempos eles se afastam muito mais podendo os polos norte e sul trocar de posição um como outro.
Esse processo é chamado de “reversão geomagnética”. A ultima inversão aconteceu a cerca de 780 mil anos . Alguns minerais como a magnetita e a hematita que compõe as rochas da crosta terrestre podem se comportar como imãs permanentes. Quando esses minerais se formam, são magnetizados pelo campo magnético da Terra e podem guardar essa magnetização por milhões de anos, mesmo que o campo mude de orientação ou de polaridade a direção de magnetização daqueles minerais permanecem a  mesma.
Desse modo podemos estudar o campo magnético do passado através do magnetismo antigo das rochas. Esse estudo é chamado de Paleomagnetismo [Ver aqui]

“Os pólos magnéticos da Terra passam por inversões, de vez em quando, o que é norte vira sul, e vice-versa"
Marcelo Gleiser é professor de física teórica do Dartmouth College, em Hanover (EUA), e autor do livro “O Fim da Terra e do Céu”. Artigo publicado na “Folha de SP”:
Em suas notas autobiográficas, Einstein conta como ele ganhou uma bússola de presente de seu pai quando tinha cinco anos: “Ainda me lembro ou acredito que me lembro que essa experiência causou um profundo efeito sobre mim. Algo de fundamental tinha de estar escondido por trás das coisas”.

A bússola de Einstein, como qualquer outra, apontava para o norte, independentemente de onde estivesse: o metal da agulha tende a se alinhar com o campo magnético da Terra, que corre na direção norte-sul. Essa observação, tão óbvia quanto a volta do Sol a cada dia, que marinheiros e pássaros usam para se orientar em suas viagens, não tem nada de trivial.
O fato de a Terra ser um gigantesco ímã se deve a uma confluência de fatores, que só agora começam a ser entendidos. Dentre as descobertas relativamente recentes, a mais chocante é a de que os pólos magnéticos da Terra -quase alinhados com seus pólos geográficos (daí a utilidade da bússola)- passam por inversões: de vez em quando, o que é norte vira sul, e vice-versa. A questão é quando será a próxima.
A última inversão de polaridade ocorreu há 780 mil anos, bem mais tempo do que a média de 250 mil anos. Por alguma razão, os intervalos entre elas vêm encolhendo nos últimos 120 milhões de anos. Sabemos disso porque cada inversão deixa uma assinatura nas rochas magnéticas, suscetíveis a mudanças de orientação do magnetismo terrestre quando aquecidas.
Ao resfriarem, mantêm a nova orientação, reproduzindo no tempo a coreografia dos pólos magnéticos. Portanto, a próxima inversão está bem atrasada. Vivemos num período de relativa estabilidade que não durará para sempre. E os primeiros sinais estão já aparecendo.
Dados colhidos por satélites em 1980 e em 1999 mostram que ilhas de polaridade oposta no campo magnético terrestre estão crescendo. Imagine uma bola de futebol com o hemisfério sul pintado de azul e o norte de vermelho.
As medidas indicam que dentro da região vermelha existem manchas azuis, e vice-versa, e que essas manchas aumentaram nos últimos 20 anos. A suspeita é que elas sejam os precursores da próxima inversão. O campo magnético terrestre se reduziu em 10% desde 1830.
O centro da Terra é uma esfera de metal líquido, principalmente ferro, com volume seis vezes maior que o da Lua inteira. Devido à enorme pressão exercida pela crosta e pelo manto, 2 milhões de vezes maior no centro do que na superfície, a temperatura lá chega a 5.000 C, comparável à superfície do Sol.
Como em uma sopa, bolhas de metal mais quente e, portanto, menos denso, tendem a subir. Na subida, elas se resfriam e voltam a afundar. Esse processo, chamado de convecção, transporta calor do centro da Terra para a região entre o centro e o manto. O metal líquido conduz eletricidade.
Quando adicionamos a rotação da Terra, temos uma esfera de metal líquido e borbulhante girando, essencialmente um gerador elétrico, ou dínamo. Em geradores comuns, o que gira são fios metálicos que transportam corrente. Desse movimento nasce um campo magnético que varia ao longo do tempo. A Terra é um gigantesco dínamo.
Sua corrente muda ocasionalmente de direção, invertendo a polaridade de seu campo magnético.”Fonte: www.jornaldaciencia.org.br  Jornal da ciência – Órgão da Sociedade Brasileira para  o Progresso da Ciência (SBPC)


ANOMALIA DO ATLÂNTICO SUL
Existe um fenômeno conhecido com “anomalia do atlântico sul” e que esta localizada bem aqui no Brasil, seu centro atual esta em torno de Santa Catarina, mas essa anomalia se estende por uma área muito vasta, como mostra a figura.
Anomalia geomagnética
A origem da anomalia está no mesmo local de formação do campo magnético terrestre e é formada pela existência de pólos enfraquecidos no sistema líquido caótico de compreensão ainda distante de ser desvendada, mas que seque a lógica da variação secular que de acordo com observações e dados, todo o sistema geomagnético terrestre está derivando para oeste devido a diferença de velocidade entre o Manto e o Núcleo Externo da Terra. Então esta  tem dinâmica temporal geológica que chega a ordem de 1000 anos.

Há um vasto histórico de interferências e panes causadas por tempestades solares. Satélites mesmo com todas as proteções que lhe é projetado, a alguns poucos anos atrás foram atingidos. Normalmente os satélites são freados em sua órbita quando passam pela Anomalia do Atlântico Sul porque existe uma forte densidade de partículas energéticas na região e altitude que se encontra a anomalia. O telescópio Hublle quando tem a órbita passando pela região da anomalia, ele gasta 15 % do seu tempo de órbita para atravessar. Leia mais aqui…
Visite a página Magnetosfera da Terra

quinta-feira, 19 de abril de 2018

A Biosfera

A biosfera é composta por organismos vivos, bem como o ambiente físico. O ambiente físico inclui o material rochoso da crosta terrestre, a água sobre ou perto da superfície da terra, e a atmosfera. Toda a vida está confinada em um espaço de 8 Km verticais ao redor da superfície da Terra.

Um bioma é um grupo de comunidades dominadas por uma comunidade clímax particular. Desertos, florestas e pradarias são exemplos de biomas. Outros exemplos são a tundra, taiga, e as florestas temperadas e tropicais. Cada bioma representa uma situação única em que o ecossistema é definido pelo meio ambiente. A ampla diversidade de seres vivos que caracteriza a Terra existe no bioma. Cada tipo de ser vivo é adaptado ao seu próprio habitat e nicho dentro do bioma. A composição geral de um bioma permanece uniforme, mas as diferenças locais surgem como resultado das flutuações de população, inundações, fogo e outros fatores ecológicos.
Resumindo - A biosfera é a soma global de todos os ecossistemas . Incluindo evidentemente, sua interação com os elementos da litosfera , hidrosfera e atmosfera.


A Biosferas deve ser cuidadosamente equilibrada e auto-sustentável, caso contrário, as formas de vida que eles suportam não poderão sobreviver. Todos os organismos na Terra têm a sobrevivência como seu principal objetivo, mas a sobrevivência desses seres vivos, inclusive o Homem está ameaçada pela estupidez do próprio Homem.
Esse e outros temas relacionados serão a meta desse espaço.
Pra começar vamos compreender os fundamentos básicos do que é a cadeia alimentar. Assista ao Vídeo...


quarta-feira, 18 de abril de 2018

Reagentes Alternativos

Muitos reagentes usados em laboratório não são fáceis de encontrar, mas existe uma possibilidade de usar reagentes alternativos. Veja na lista abaixo quais são essas substâncias e onde encontra-las. Não é exatamente a solução ideal, mas são bons substitutos em alguns tipos de experimentos.


Ácido clorídrico HCL - ácido muriático (material de limpeza)
Ácido oxálico HO2CCO2H - semorin (material de limpeza, tira manchas)
Ácido acético CH3COOH - vinagre
Ácido bórico H3BO3 - água boricada solução (farmácia)
Hidróxido de sódio NaOH - soda cáustica (limpeza)
Hidróxido de cálcio Ca(OH)2 - cal hidratada ou cal extinta (material de construção)
Hidróxido de amônia NH4OH - amoniaco (farmácia)
Iodeto de potássio IK - xarope de idodeto de potássio (farmácia)
Carbonato de cálcio CaCO3 - (farmácia)
Cloreto férrico FeCl3 - percloreto de ferro (loja de eletrônica)
Cloreto de magnésio MgCl2 - (farmácia)
Em lojas de materiais para áquario e peixes, voce pode encontrar testes
muito bons para analise da agua (que veremos mais adiante)
Teste de Ferro
Teste de Oxigênio dissolvido
Teste de Amônia
Teste de Cloro
Teste de Dureza da água
Teste de Nitrito
Teste de PH (mede a acidez e alcalinidade) muito util.
Obs: Muita cautela e concentração ao manipular essas substâncias...

Como se Forma um Furacão ?

Os furacões são as tempestades mais violentas da Terra. As pessoas chamam essas tempestades por outros nomes, como tufões ou ciclones, dependendo de onde elas ocorrem. O termo científico para todas estas tempestades é ciclone tropical . Apenas os ciclones tropicais que se formam no Oceano Atlântico ou no Oceano Pacífico oriental são chamados de "furacões".
Seja como for, os ciclones tropicais se formam da mesma maneira.

Mapa do mundo que mostra a área onde ocorrem os ciclones
Os ciclones tropicais são como motores gigantes que usam ar quente e úmido como combustível. É por isso que eles se formam apenas em águas oceânicas quentes perto do equador. O ar quente e úmido sobre o oceano vai para cima, perto da superfície. Como este ar se move para cima e longe da superfície, há menos ar deixado perto da superfície. Outra maneira de dizer o mesmo é que o ar quente sobe, causando uma área de menor pressão de ar abaixo.


O ar das áreas circundantes com maior pressão de ar empurra para a área de baixa pressão. Então, esse ar "novo" fica quente e úmido e também aumenta. À medida que o ar quente continua a subir, o ar circundante se arrasta para tomar seu lugar. À medida que o ar aquecido e úmido se eleva e esfria, a água no ar forma nuvens. Todo o sistema de nuvens e vento gira e cresce, alimentado pelo calor do oceano e água evaporando da superfície.
As tempestades que se formam ao norte do equador giram no sentido anti-horário. Tempestades ao sul do equador giram no sentido horário. Essa diferença é por causa da rotação da Terra em seu eixo.
À medida que o sistema de tempestade roda cada vez mais rápido, um olho se forma no centro com pressão de ar muito baixa. O ar de pressão mais alta da parte superior flui para o olho.

Quando os ventos na tempestade rotativa chegam a 39 mph, a tempestade é chamada de "tempestade tropical". E quando as velocidades do vento atingem 74 mph, a tempestade é oficialmente um "ciclone tropical", ou furacão.
Os furacões foram classificados por Herbert Saffir, engenheiro consultor, e Robert Simpson, diretor do Centro Nacional de Furacões no Estados Unidos, no início dos anos 1970, que desenvolveram a Tabela Saffir-Simpson como medida de intensidade de um furacão. A medida é de 1 a 5 sendo que 5 é o mais devastador.


Os ciclones tropicais geralmente se enfraquecem quando atingem a terra, porque eles não estão mais sendo "alimentados" pela energia das águas quentes do oceano. No entanto, muitas vezes se movem para o interior, despejando muitas polegadas de chuva e causando muitos danos.
Categorias de ciclones tropicais:
Dois satélites GOES mantêm seus olhos em furacões muito acima da superfície da Terra - 35.888,371 Km acima, para ser exato! (Saiba mais sobre este tipo de órbita. )

Esses satélites, construídos pela NASA e operados pela Administração Nacional Oceânica e Atmosférica (NOAA), salvam vidas, ajudando os meteorologistas a prever e alertar as pessoas onde e quando essas tempestades severas atingirem a terra. Mais detalhes no vídeo...


segunda-feira, 16 de abril de 2018

A Paleontologia

A paleontologia fica na fronteira entre a biologia e geologia. A paleontologia centra-se no registro de vidas das eras passadas, mas a sua principal fonte de evidências são os fósseis , que são encontrados em rochas.  No século 19 e início do século 20 a geologia encontrou evidências paleontológicas importantes para estimar a idade das rochas.

Paleontologia também tem alguma sobreposição com a arqueologia , que trabalha principalmente com objetos feitos por seres humanos e com restos humanos, enquanto os paleontólogos estão interessados nas características e evolução da vida. Ao lidar com evidências sobre os seres humanos, os arqueólogos e paleontólogos podem trabalhar em conjunto - por exemplo, os paleontólogos podem identificar animais ou plantas fósseis em torno de um sítio arqueológico, para descobrir o que as pessoas que viviam lá comiam, ou eles podem analisar o clima no momento em que o sitio era habitada por seres humanos.

Instrumentos básicos do paleontólogo
Além disso a paleontologia frequentemente usa técnicas derivadas de outras ciências, incluindo a biologia, ecologia , química , física e matemática . Por exemplo geoquímicos procuram assinaturas de rochas que pode ajudar a descobrir quando a vida surgiu na Terra, e análises do isótopo de carbono podem ajudar a identificar as mudanças climáticas e até mesmo para explicar as transições importantes como a extinção do Permiano-Triássico. Uma disciplina relativamente recente, filogenia molecular , muitas vezes ajuda usando comparações de diferentes organismos modernos de DNA e RNA para reconstruir processos evolutivos "árvores genealógicas", que também tem sido utilizados para estimar as datas de importantes desenvolvimentos evolutivos, embora esta abordagem é controversa por causa de dúvidas sobre a confiabilidade do " relógio molecular ".Técnicas desenvolvidas em engenharia têm sido utilizados para analisar como os antigos organismos poderia ter funcionado, por exemplo, o quão rápido o tiranossauro podia se mover e como poderosa poderia ser sua mordida.

sábado, 14 de abril de 2018

Azimute e Elevação

Azimute representa a direção cardeal em que o objeto pode ser encontrado. Ele varia entre 0 e 360 graus. 0° (zero) graus seria o norte, 90 leste, 180 sul, e 270 oeste.


Depois de saber em que direção o objeto está localizado, você precisa saber a elevação no céu, isto é, olhando para cima. A elevação varia de 0 a 90 graus (zênite), e mede o ângulo entre o horizonte, você e o objeto. Um objeto com 0 graus altitude está no horizonte, enquanto que um objeto a 90 graus de altitude está diretamente acima (figura abaixo).


EXEMPLO: A estrela Sirius está localizado no Azimute 30° e elevação 60°(figura abaixo).


Como medir a elevação de um astro ou qualquer outro objeto ?
Um clinômetro é um dispositivo usado para medir o ângulo de elevação. Neste projeto voce vai determinar as elevações de objetos no espaço (estrelas, planetas, nebulosas etc) usando o ângulo de elevação.

Materiais
Tesoura
Papel cartão
Um instrumento de ponta para furar o transferidor, no ponto preto
50 cm de barbante fino
Pequeno peso que será amarrado em uma das extremidades do barbante


Procedimento
Imprima o transferidor (figura acima).
Recorte com muito cuidado o transferidor (clinômetro).
Cole o transferidor que voce imprimiu em um pedaço de papel cartão rígido, isso vai fazer como que o instrumento fique firme.
Use o furador para perfurar um buraco no círculo preto do transferidor.
Insira uma das pontas do barbante no furo que acabou de fazer, fixando-o
Cole um pequeno tubo de aproximadamente 1 cm de diâmetro bem acima do instrumento (vai servir como mira).


Para usar o instrumento, aponte a mira (tubo) para o objeto a ser observado.
Veja se o barbante com o peso encontra-se exatamente na vertical como na figura acima.
Espere até que o barbante como o peso pare de balançar, e então, cuidadosamente segure-a contra o transferidor. Leia o ângulo do transferidor. Pode ser mais fácil se conseguir um parceiro para ler o ângulo no transferidor. Atenção: não esqueça de registrar também a hora…OK
O que você acabou de ler é a elevação do objeto no céu…!

sexta-feira, 13 de abril de 2018

Raios Ultravioleta

Alguns dos tipos mais frequentemente e conhecidas de energia são calor e a luz e são classificadas como radiação eletromagnética. Outros tipos de radiação eletromagnética são os raios gama, raios X, luz visível , raios infravermelhos e ondas de rádio. A propagação da radiação eletromagnética através do espaço pode ser visualizada de diferentes maneiras. Alguns experimentos sugerem que estes raios podem vi agar na forma de ondas. Um físico pode medir o comprimento dessas ondas (simplesmente chamando de comprimento de onda). Acontece que um comprimento de onda menor significa mais energia. Em outras ocasiões, as radiação eletromagnética podem viajar em pequenos pacotes, chamados fótons. A chamada dualidade da Luz. O fator de distinção entre os diferentes tipos de radiação eletromagnética é o seu conteúdo energético.

A radiação ultravioleta é mais energético do que a radiação visível (luz) e, portanto, tem um menor comprimento de onda . Para ser mais exato: os raios ultravioleta têm um comprimento de onda entre cerca de 100 nanômetros e 400 nanômetros enquanto que a radiação visível tem comprimentos de onda entre 400 e 780 nanômetros.
O sol é uma importante fonte de raios ultravioleta. Embora o sol emite todos os diferentes tipos de radiação eletromagnética , 99% dos seus raios são na forma de luz visível , raios ultravioleta e os raios infravermelhos (também conhecido como o calor)
Os raios ultravioleta podem ser subdivididos em três faixas de comprimento de onda diferente UV-A, UV-B e UV-C. Isto é simplesmente uma forma conveniente de classificar os raios com base na quantidade de energia que contêm e seus efeitos sobre a matéria biológica. UV-C é mais enérgico e mais prejudiciais; UV-A é menos enérgico e menos prejudicial.


No que se refere aos efeitos à saúde humana e ao meio ambiente, classifica-se como UVA (400 – 320 nm, também chamada de "luz negra" ou onda longa), UVB (320–280 nm, também chamada de onda média) e UVC (280 - 100 nm, também chamada de UV curta ou "germicida").
A maior parte da radiação UV emitida pelo sol é absorvida pela atmosfera terrestre. A quase totalidade (99%) dos raios ultravioleta que  chegam a superfície da Terra são do tipo UV-A. A radiação UV-B é parcialmente absorvida pelo ozônio da atmosfera e sua parcela que chega à Terra é responsável por danos à pele. Já a radiação UV-C é totalmente absorvida pelo oxigênio e o ozônio da atmosfera, dai a importância da camada de ozônio.

Os níveis de UV não são constantes ao longo de um dia, ou mesmo ao longo de um ano. Um fator óbvio é a posição do sol no céu. Ao meio-dia, por exemplo, a ondas eletromagnéticas emitidas pelo sol percorrer um caminho muito mais curto através da atmosfera terrestre.
Outros fatores que têm influência sobre os níveis de UV são as características físicas da região. A neve, água tendem a refletir os raios UV. Este fenômeno é chamado albedo.
Portanto, quanto mais perto se está do equador, mais expostos estamos aos raios ultravioleta. Isto pode ser explicado pelo fato de que o sol é normalmente mais alta no céu a baixa latitudes . Além disso, a camada de ozônio é mais fina no equador.

Teste de Benedict

Como detectar açucares nos alimentos usando o reagente de Benedict ?
O que são glicídeos (açucares) ?
Os glicídios abrangem desde o açúcar comum (sacarose) até compostos muito complexos como o amido. Os glicídios são a principal fonte de energia dos seres vivos. A glicose é usada como combustível pelas células e o cérebro é quase inteiramente dependente dela para realizar as suas funções.
Os glicídios de rápida absorção, como a sacarose, produzem altos níveis de glicose no sangue. Os indivíduos saudáveis são capazes de ajustar a produção de insulina em seu organismo mas para o portador de diabetes, esse mecanismo não funciona adequadamente. Vamos escrever mais a respeito disso posteriormente, na verdade o que nos interessa nessa publicação é como identificar açucares.
O material necessário para essa análise você pode encontrar com facilidade. Iremos demonstrar de maneira bem simples como identificar amostras que contenham açúcares redutores por meio da reação de redução do íon Cu2+ presente no reagente de Benedict, para isso iremos precisar de:


1- Sulfato de cobre (CuSO4)
2- Sal de fruta ENO(5g contêm: 2,3g de bicarbonato de sódio; 2,2g de ácido cítrico, 0, 5g de carbonato de sódio)
3- Copo de Becker ou um copo de vidro
4- Lamparina(alcool)
5- Pregador de madeira
6- Conta-gotas
7- Seringa
8- Tubos de ensaio
Obs: O antiácido usado aqui tem as substâncias necessárias para essa pesquisa.
[Leia Aqui] todo procedimento para realizar o teste.
Referência: http://qnesc.sbq.org.br/

quinta-feira, 12 de abril de 2018

Chuva de Meteoros

Quando olhamos para o céu a noite em lugar com pouca luz artificial ou quase nenhuma luz, normalmente iremos ver objetos luminosos rasgando o espaço em grande velocidade, no entanto esses objetos tem uma origem totalmente natural.
Essas estrias no céu, que a maioria das pessoas chamam de estrelas cadentes, são material da sobra da criação do nosso sistema solar. Não inclui apenas os restos de cometas e suas caudas de poeira, mas também inclui fragmentos de asteroides pequenos. A Terra encontra essa poeira e detritos que gira em torno do sol. Na verdade a cada dia milhões de toneladas caem na superfície da Terra.

Enquanto alguns dos meteoros são apenas partículas aleatórias que são interceptadas na órbita da Terra, chuvas de meteoros são restos deixados pelos cometas. Quando um cometa se aproxima do Sol, “aquece” , e sublima (transições diretamente do estado sólido para o gasoso, sem passar pela fase líquida intermediária). Este processo cria uma enorme nuvem de poeira e gás que rodeia o cometa.
Além disso, o vento solar também afeta a superfície do cometa. O material é arrancada do cometa formando uma cauda. Enquanto o cometa continua a sua jornada ao redor do Sol, as partículas da cauda são depositadas ao longo da órbita do cometa. Estas partículas compreendem o fluxo de meteoros. A maioria é do tamanho de um grão de areia, embora alguns possam ser do tamanho de uma azeitona, e alguns podem atingir o tamanho de uma laranja.


À medida que a Terra orbita o Sol encontra alguns desses remanescentes da cauda de poeira de cometas. Os meteoroides batem na atmosfera da Terra e tornar-se luminosos (meteoros), e com o atrito eles são aquecidos. Eles podem rasgar o céu em um flash, ou persistir por vários segundos antes de desintegrar-se. Eles atingem seu pico a cada ano, embora o número de meteoros observados durante uma chuva particular pode variar de ano para ano.

Na verdade você não está vendo a partícula real do espaço, mas a reação dos gases em nossa atmosfera, eles reagem ao atrito causado pelo objeto que se move rapidamente à medida que cai pelo céu acima de você. A maioria dos meteoros queima-se completamente na atmosfera em altitudes entre 60 e 80 quilômetros.

Um observador notará que os meteoros parecem irradiar de um ponto fixo no céu. Embora nem todos os meteoros comecem exatamente nesse ponto de referência, o chamado radiante, todos os objetos associados a chuva de meteoros podem ser rastreados até o ponto radiante. Radiante, conceituado como sendo o ponto ou a região do firmamento de onde eles parecem ter origem. Este efeito é uma perspectiva, muito parecido com uma longa estrada que parece convergir no horizonte de um observador (figura abaixo).


Os meteoros realmente viajam por caminhos paralelos através do espaço. A constelação na qual o ponto radiante reside também empresta seu nome para a chuva de meteoros. Por exemplo, em maio as Aquarids Eta na constelação de Aquarius, as Orionids na constelação de Orion etc (veja a tabela abaixo).


Não é só na Terra que acontece essas chuvas de meteoros, qualquer outro objeto do sistema solar com uma atmosfera razoavelmente transparente também pode ter chuva de meteoros. Por exemplo, Marte é conhecido por ter chuvas de meteoros, mas estes são diferentes dos observados na Terra, porque as diferentes órbitas de Marte e Terra se cruzam com cometas de maneiras diferentes.
Nota: O nome dado a esses objetos mudam dependendo de onde eles estão. Enquanto se move através do espaço são definidos como meteoroides. Quando eles entram na atmosfera da Terra, eles são chamados de meteoros. Se acontecer de ser grande o suficiente para bater na superfície da Terra, são chamados de meteoritos.

Teste de Ferro

Teste em análises qualitativas -  Identificação do Ferro(Fe)
Ferro (Fe) – elemento químico, símbolo Fe, de número atômico 26 (26 prótons e 26 elétrons) massa atômica 56.
É um metal maleável de coloração cinza prateado apresentando propriedades magnéticas; é ferromagnético a temperatura ambiente, assim como o Níquel (Ni) e o Cobalto (Co).
O Solo é uma “mistura”  de matéria orgânica, resto de animais e vegetais mortos com o material solto e macio em que se transformou a rocha pela ação da temperatura, chuva, seca, congelamento, degelo etc. É portanto um produto da meteorização do material de origem(rochas) com matéria orgânica.
Vamos verificar a presença de compostos solúveis de ferro no solo. O ferro é um micronutriente ecenssial para os vegetais, estando relacionado à formação de clorofila.

Reagentes
1- Solução de ácido clorídrico 3 mol/ L – aproximadamente de 24 ml /L
Nota: Na falta de ácido clorídrico você pode usar ácido muriático e aumente para 40ml/L. Esse ácido é encontrado em lojas de material para limpeza
2- Solução de tiocianato de potássio a 0,02 mol/L ou 6 gotas do reagente.
Nota: Procure nas lojas de aquário o que eles chamam de “teste para ferro”. Ali tem o reagente necessário para a análise: O Tiocianato de Potássio
3- Amostra de solo.


Material
1 béquer de 250 mL ou um copo de vidro
1 erlenmeyer de 50 mL
2 tubos de ensaio
1 funil com suporte
1 proveta de 25 mL
Papel-filtro ou coador de café
1 colher (de chá) de plástico
1 bastão de vidro ou de nadeira
1 conta-gotas

Como proceder
Coloque 2 colheres rasas de solo no copo de Bequer, adicione de 40 mL da solução de ácido clorídrico e agite com o bastão de vidro. O próximo passo é montar um sistema para filtração. Veja figura…


Recolha o filtrado no erlenmeyer, em seguida coloque o conteúdo do erlenmeyer em um dos tubos de ensaio até de 2 cm de altura ou aproximadamente 2 ml. Adicione agora 6 gotas do reagente tiocianato de potássio. No outro tubo de ensaio que usaremos como controle, coloque apenas a solução de ácido clorídrico, 2ml sem a amostra de solo e em seguida 6 gotas to tiocianato de potássio. Agite os dois tubos e observe a coloração.
Na reação entre íons Fe3+ e íons SCN(tiocianato) ocorre a formação do complexo tiocianato ferrato, Fe(SCN)2+, que apresenta uma cor vermelha intensa, quase marrom escuro. Portanto na sua amostra de solo o teste deu positivo para o micronutriente Ferro(Fe). Caso sua amostra não apresente essa coloração significa que o ferro esta ausente ou em uma quantidade quase indetectável.
Você pode fazer esse teste com qualquer amostra desconhecida….

domingo, 8 de abril de 2018

De Onde Vem os Cometas ?

Afinal…O que são cometas e de onde eles aparecem ? Vamos entender um pouco sobre esses viajantes cósmicos…
Cometas foram sempre consideradas como “bolas de neve sujas”, ou simplesmente grandes blocos de gelo misturado com uma pequena quantidade de gelo e poeira. Recentemente, esta visão tem sido contestada por observações feitas por experimentos da NASA, como a sonda Stardust.


Um cometa é um corpo celeste pequeno e gelado que orbita ao redor do sol. Ele é constituído por um núcleo sólido (gelo, de gás e pó), um coma gasoso (vapor de água, CO2, e outros gases) e uma cauda longa (feito de pó e gases ionizados). A cauda se desenvolve quando o cometa está perto do sol. Sua cauda de íons sempre aponta para longe do sol, por causa da força do vento solar. A cauda pode atingir mais 250.000 mil quilômetro de comprimento. Os cometas são visíveis apenas quando estão perto do sol em suas órbitas altamente excêntricas.
O núcleo é o centro congelado de um cometa. Ele é composta de gelo, gás e poeira. O núcleo contém a maioria da massa do cometa com um tamanho variando entre 1 a 10 km de diâmetro ou um pouco mais.


Foto do Cometa Hale-Bopp, tirada pelo astrônomo americano Johnny Horne. Notem a cor azulada da cauda de gás do cometa e a cor amarelo-esbranquiçada da cauda de poeira. http://www.cdcc.usp.br

O coma é uma bolha aproximadamente esférica de gás que rodeia o núcleo de um cometa, que pode atingir cerca de um milhão de km de diâmetro ou mais. O coma é composto de vapor d’água, dióxido de carbono, amônia, poeira e gases neutros. O coma e o núcleo constituem a cabeça de um cometa. Existem dois tipos de caudas de cometas:
A cauda de poeira contém pequenas partículas sólidas que são aproximadamente do mesmo tamanho e muito fina. Esta cauda é formada porque a luz solar empurra essas pequenas partículas, para longe do núcleo do cometa. A “pressão” da luz solar é relativamente fraca e as partículas de poeira acabam por formar uma difusa cauda curvada.

Forma-se então uma cauda de íons de gás quando a luz solar ultravioleta quebra um ou mais elétrons de átomos de gás no coma, tornando-os íons (um processo chamado ionização). O vento solar, em seguida, carrega esses íons em linha reta para fora e longe do sol. A cauda resultante é reta e estreita. Ambos os tipos de caudas pode estender-se por milhões de quilômetros no espaço. E quando o cometa se dirige para longe do Sol, sua cauda se dissipa, o seu coma desaparece no espaço.

De onde vêm os cometas ?


Cometas são encontrados em duas regiões principais do sistema solar: o Cinturão de Kuiper e a nuvem de Oort. Existem dois tipos de cometas: Cometas de período curto e cometas de longo período.
Cometas de curto período são cometas que, frequentemente, retornam ao interior do sistema solar provavelmente vem do Cinturão de Kuiper além da órbita de Netuno. Os astrônomos estimam que este cinturão contém pelo menos 200 milhões de objetos, que se mantiveram inalterados desde o nascimento do sistema solar a 4,6 bilhões de anos.
Cometas de longo período são o que podem levar milhares de anos para completar suas órbitas, são objetos que tem origem na Nuvem de Oort, um vasto conjunto de corpos congelados numa parte exterior do sistema solar. Estima-se que a Nuvem de Oort esta a uma distâncias de 50.000 vezes a distância da Terra ao sol.

O cometas da Nuvem de Oort, como os do Cinturão de Kuiper, provavelmente se originou na região do sistema solar entre Júpiter e Netuno, mas foram expulsos para a Nuvem de Oort devido a forte gravidade dos planetas gigantes.
Os cometas são expulsos da Nuvem de Oort e do Cinturão de Kuiper pela força da gravidade de um outro objeto, um planeta, uma estrela, ou um outro pequeno corpo. Eles, então, começam a sua jornada em direção ao interior do sistema solar e consequentemente em direção ao sol.
Planetas têm órbitas quase circulares, diferente dos cometas que têm órbitas alongadas em torno do sol. Um cometa está no “afélio”, quando sua órbita está mais distante do sol. O “periélio” acontece quando o cometa está mais próximo do sol. Devido ao momento angular, um cometa viaja mais rápido no periélio e vai diminuindo a velocidade à medida que se afasta do sol, isto é, se aproxima do afélio.


Os cometas podem ser classificados pelo seu período orbital, ou seja, o tempo que leva para fazer uma viagem completa ao redor do sol. Cometas com períodos orbitais curtos e intermediários de menos de 200 anos, como o Cometa Halley, cujo período orbital é de 76 anos passam a maior parte de seu tempo entre Plutão e sol. Esses cometas originalmente são formados no Cinturão de Kuiper, mas um “empurrão” gravitacional dos planetas, principalmente Júpiter, pode empurra-los para mais perto do sol.
Um cometa de longo período tem um período orbital de mais de 200 anos. O cometa Hale-Bopp, por exemplo, completa uma órbita a cada 4.000 anos. Os cientistas acreditam que este tipo de cometa passa a maior parte do seu tempo na Nuvem de Oort na borda mais distante do nosso sistema solar.

sábado, 7 de abril de 2018

Zona de Subducção

Zona de subducção é um limite convergente onde duas placas tectônicas colidem. As placas são grandes e densas massas na crosta da Terra (litosfera) que flutuam em cima de rocha liquefeita na astenosfera (figura abaixo). Elas estão constantemente mudando e movendo-se, então, quando há uma subducção uma empurra a outra para baixo. Zonas de subducção criam formações geológicas, tais como cadeias de montanhas, fossas oceânicas e arcos insulares, bem como fenômenos como terremotos e vulcões.

As placas tectônicas são categorizados por vezes, como placas oceânicas que têm grandes massas de água acima delas ou placas continentais. Os geólogos têm aprendido sobre como zonas de subducção trabalham estudando terremotos em sismologia e vulcanologia. Eles sabem que as placas mais jovens são menos densos do que as placas mais antigas. Geralmente, a crosta oceânica é mais fina e mais densa do que a crosta continental. Zonas de subducção não só fazem mudanças na paisagem, mas eles reciclam rocha, fundindo-a em magma para que a crosta venha a formar outras zonas tectônicas.


Quando colidem crosta oceânica com crosta continental, a crosta continental sendo menos densa geralmente sobe sobre a crosta oceânica.
Quando colidem crosta continental com a crosta continental, no entanto, algo diferente acontece. Devido às suas densidades iguais elas simplesmente “esmagam-se” uma contra a outra, indo para cima. Algumas montanha da Terra são criados quando continentes colidem com os continentes.
Essas forças associadas podem criar cadeias de montanhas espetaculares, como a cadeia de montanha contínua ao redor do Oceano Pacífico conhecida como “Anel de Fogo” (figura abaixo).


Um cinturão de vulcões e terremotos em torno da parte norte do Oceano Pacífico é o resultado da grande movimentação das placas tectônicas da Terra.
O Anel de Fogo do Pacífico é o local de muitas das zonas de falhas mais famosas e bem conhecidas, e vulcões do planeta. Alguns deles são provavelmente familiar para você. Por exemplo, o terremoto mais recente que abalou o Chile ocorreu por causa da zona de falha na costa do Chile que é uma parte do Anel de Fogo. A outra zona bem conhecida é a cadeia Cascade na América do Norte. O vulcão mais conhecido é o Monte St Helena. Do outro lado do oceano Pacífico há ainda mais vulcões famosos como o Monte Fuji e Krakatoa.
A região tem cerca de 40 mil km de extensão, com formato de ferradura e circunda a bacia do Pacífico, abrangendo toda a costa do continente americano, além do Japão, Filipinas, Indonésia, Nova Zelândia e ilhas do Pacífico Sul até o extremo da America do Sul.

O Anel de Fogo do Pacífico tem aproximadamente 450 vulcões, sao os tipos de vulcões mais devastadores e 75% dos vulcões são ativos, e também é a área de maior atividade sísmica do mundo.
Alguns dos piores desastres naturais já registrados ocorreram em países localizados no Círculo de Fogo. Todos se lembram do tsunami de dezembro de 2004, que matou 230 mil pessoas em 14 países no Oceano Índico, após um terremoto de magnitude 9,1.