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Pedro Miguel Fernandes Pires STC NG7 DR4

Universo

O universo é constituído por estrelas, planetas, luas e outros corpos espalhados

pelo espaço. A terra é apenas uma minúscula parte do sistema solar, pertencente a um

enorme grupo de estrelas chamado Via Láctea. Para além da nossa galáxia há

possivelmente 10.000 milhões de galáxias. Algumas estão tão afastadas que a luz

proveniente delas leva milhares de milhões de anos a chegar até nós.

Cientistas pensam que toda a matéria do universo estava unida numa bola de

fogo que explodiu, atirando essa matéria em todas as direcções. À medida que a matéria

se espalhou foi arrefecendo e nuvens de gás e poeiras uniram-se para formarem as

estrelas, os planetas, as luas, etc. Esta ideia é chamada teoria do «Big Bang», ou da

«Grande Explosão».

A definição de Universo é resultado de um histórico. Actualmente os dados

científicos dão-nos uma definição que se traduz em tudo aquilo que existe. Engloba

milhares de milhões de galáxias com diferentes formas.

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Este nosso Universo é gigantesco, contudo é finito. Por estranho que pareça é

fundamentalmente espaço vazio. A matéria está aglomerada em galáxias. Na imagem

acima cada foco de luz mostra uma galáxia.

O Formato do Universo

Como quase tudo na astronomia, não há resposta

conclusiva. Mas os cientistas trabalham com três

possibilidades de geometria: plana (como uma mesa),

fechada (como a superfície de uma bola) e aberta (como

uma sela de cavalo). Todos os estudos científicos para

identificar seu formato baseiam-se em estimativas e

análises dos sinais que o Universo nos envia. As principais pistas chegam até nós por

meio da radiação cósmica de fundo, ou seja, raios que passeiam pelo Universo desde o

Big-Bang, trazendo-nos uma espécie de retrato do Cosmos da época em que ele nasceu.

Algumas outras pistas sobre o formato vêm do estudo de supernovas distantes.

Para cada um dos formatos citados acima existem alguns comportamentos

previstos. Se o Universo fosse plano (a hipótese mais difundida), por exemplo, sua

expansão diminuiria com o tempo, mas sem parar. O problema é que hoje os cientistas

já sabem que o Universo está em expansão acelerada. Outra questão bastante polémica

que diz muito sobre o formato do Cosmos é se ele é finito ou infinito. Se ele for finito, é

possível que seja enrolado como um canudo, ou seja, seguindo sempre em frente

retorna-se ao mesmo ponto em algum momento.

O Surgimento do Universo1. Cosmologia

Em Astronomia chamamos de Universo o

espaço com a matéria e energia que o formam. A

Cosmologia estuda a origem, a estrutura e a

evolução do Universo ou de partes componentes

deste, tal como um sistema planetário.

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Muitos foram os seres humanos que dedicaram as suas vidas ao estudo das

ciências e da descoberta da origem do Universo. Dentre as principais descobertas e

teorias desenvolvidas para elucidar a origem do Universo, podemos citar:

1914 – Albert Einstein enuncia a Teoria da Relatividade, mostrando a equivalência

entre matéria e energia. E = m. c²

1917 – O astrónomo holandês Willen de Sitter demonstra de forma teórica que o

Universo está em expansão.

1927 – O astrónomo belga Georges Lemaitre sugere que, inicialmente, toda a matéria

do Universo estava concentrada em um único lugar: o ovo cósmico ou átomo

primordial.

1929 – Edwin Hubble, baseado em suas observações, enuncia sua famosa lei segundo a

qual a velocidade com que uma galáxia se afasta de nós está relacionada com a sua

distância até nós, e, portanto, com o tempo. Esta foi a primeira evidência da expansão

do Universo.

1950 – Herman, Gamow e Alpher propõem a Teoria do Big-Bang (nome sugerido por

Hoyle para o evento que dá início ao Universo).

1965 – Os físicos americanos Arno Penzias e Robert Wilson detectam a radiação

cósmica de fundo, equivalente à radiação emitida por um corpo negro a uma

temperatura de 2,7K.

2. Lei de Hubble

O astrónomo Edwin Powell Hubble (1889-1953), em 1929, reuniu elementos

suficientes para concluir que: “A velocidade com que uma galáxia se afasta de nossa

galáxia é directamente proporcional à sua distância de nossa galáxia”.

Matematicamente: V = H d

V: velocidade de afastamento da galáxia considerada.

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d: distância entre a galáxia considerada e a nossa galáxia.

H: constante de Hubble.

A Lei de Hubble sugere que toda essa matéria que está em expansão, num dado

instante, pode ter estado junta em um só local: o ovo cósmico ou singularidade.

3. A radiação de fundo

Os físicos norte-americanos Arno Penzias e Robert Wilson, em 1965, ao

estudarem ondas de rádio, detectaram a presença de “ruídos” estranhos que iriam

constituir a radiação cósmica de fundo. Os estudos posteriores mostraram que esta

radiação é equivalente à emitida por um corpo negro a uma temperatura de 2,7K.

Essa descoberta da radiação cósmica de fundo parece evidenciar duas coisas: a

existência do Big-Bang, sendo esta radiação de fundo proveniente da transformação de

massa em energia radiante, um resíduo do Big-Bang que deu origem ao Universo, e

ainda que 2,7K seria a temperatura actual do Universo considerado como um todo (uma

espécie de temperatura média do Universo), o que já tinha sido previsto por George

Gamow (1904-1968) em 1948.

4. Teoria do Big-Bang

A Teoria do Big-Bang admite que o

Universo tem uma idade limite, da ordem de

15 ou 20 bilhões de anos e, portanto, existe

um instante inicial em que o Universo foi

criado. Segundo essa teoria há 15 ou 20

bilhões de anos uma fabulosa quantidade de

energia estava localizada em uma esfera de

diâmetro inferior a 1cm, denominada ovo

cósmico ou singularidade.

Num dado instante (t = 0), toda essa energia, em rápida expansão, criou o

Universo que se dilatou e se resfriou uniformemente. A redução rápida de temperatura

determinou as sucessivas transformações da energia liberada que se materializou na

forma de partículas (quarks) e antipartículas (antiquarks). A matéria e a antimatéria se

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aniquilam, gerando uma quantidade enorme de energia na forma de fotões e obedecendo

à equação de Einstein: E = m.c². O excesso de matéria em relação à antimatéria deu

origem ao Universo em que hoje vivemos.

O Big-BangOs físicos criaram um modelo para explicar o afastamento das galáxias umas das outras. Estas foram espalhadas devido a uma grande explosão, o Big-Bang (Grande Explosão), que se deu no início do Universo, há cerca de 15 000 milhões de anos (figura 1.36). Nessa altura, os quasares estavam onde está hoje a Galáxia, se admitirmos (uma aproximação grosseira) que a sua velocidade de afastamento foi sempre constante! Ou melhor, tudo estava no mesmo sítio, o ponto de onde o universo nasceu. Há vários outros dados da observação que comprovam a teoria do Big-Bang, pelo que os cientistas a consideram a teoria física do início do mundo. Dizemos que o universo está em expansão.

Figura 1.36 - Representação esquemática do “Big-Bang”, mostrando as galáxias a afastarem-se umas das outras.

É difícil imaginar o Big-Bang. Mas um modelo pode ajudar…

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http://nautilus.fis.uc.pt/astro/hu/viag/images/imagem36.jpg



Figura 1.37 - O balão dilata-se e os pontos marcados afastam-se à medida que se sopra. Com o universo passa-se algo semelhante.

5. Cronologia na criação do Universo

a) Instante t = 0: instante inicial em que ocorreu o Big-Bang; a escala de distâncias vale zero, a densidade do universo é infinitamente elevada e não há ferramentas na Matemática ou na Física, que hoje conhecemos, para estudar este momento. O evento instante zero é tratado como uma singularidade no estudo da evolução do Universo.b) Intervalo de tempo entre t = 0 e t = 10–43s: o que ocorreu neste intervalo é pura especulação teórica sem nenhuma possibilidade de comprovação através de observações físicas.c) Intervalo de tempo entre t = 10–43s e t = 10–35s: neste curto intervalo de tempo os quarks e os antiquarks aniquilaram-se dando origem à radiação, na forma de fotões. A quantidade de quarks é maior que a de antiquarks, de modo a restar matéria na forma de quarks que deu origem ao Universo em que hoje vivemos.O universo está-se resfriando, passando de uma temperatura de 1032K em t = 10–43s para a temperatura de 1027K em t = 10–35s.d) No instante t = 10–30s os quarks remanescentes do processo de aniquilamento começam a se fundir, dando origem aos protões e neutrões.e) No instante t = 10–6s a fusão dos quarks, originando protões e neutrões, é concluída e os quarks desaparecem.Os protões e neutrões podem-se transmutar entre si e vão coexistir com electrões e fotões.f) Após o instante t = 1s, com a queda da temperatura, os protões não podem mais se transmutar, o que não ocorre em relação aos neutrões. É por isso que existem, até hoje, quatro vezes mais protões do que neutrões.g) No intervalo de t = 10s a t = 500s ocorrem as reacções de fusão dos núcleos: 25% dos núcleos de hidrogénio transformam-se em hélio; um milésimo por cento é transformado em deutério e menos de um milionésimo por cento é transformado em lítio.Ao fim de 3 minutos as transformações fundamentais já haviam ocorrido.h) Quando o Universo possui uma idade entre 300 000 anos e 1 milhão de anos, a temperatura já é suficientemente baixa para que os electrões comecem a se associar aos protões para formar os átomos de hidrogénio.i) Antes de atingir a idade de 1 bilhão de anos, a força gravitacional começou a agir e as primeiras galáxias apareceram.

http://www.curso-objetivo.br/vestibular/roteiro_estudos/surgimento_universo.aspx

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Galáxia

Uma galáxia é um sistema complexo composto de numerosos corpos celestes, a maioria estrelas e planetas, com gás disperso e que apresentam uma movimentação própria provocada pela gravidade.

Até ao século XIX, conhecia-se apenas uma a nossa Via Láctea. Era todo o Universo conhecido. Hoje os telescópios possibilitam obter imagens de vários tipos de galáxias. Existem galáxias: elípticas ou circulares, espirais e irregulares.

http://malhatlantica.pt/cnaturais/universo.htm

GaláxiaEm condições normais, vemos cerca de 2000 estrelas no campo, numa noite bem escura, mas, numa cidade, não vemos mais de 200. A estrela Próxima, a Polar, a Sírio (a estrela mais brilhante no céu do hemisfério Norte depois do Sol) e todas as outras que vemos a olho nu, distintas umas das outras, situam-se no interior de um grupo grande de estrelas, chamado Via Láctea ou Galáxia (figura 1.32). Há cerca de 100 000 milhões de estrelas na Via Láctea! Um grupo de muitas estrelas chama-se galáxia, mas a nossa é a única que escrevemos com maiúscula.

Podemos ver a Via Láctea no céu, em noites escuras, como uma enorme mancha esbranquiçada (daí o seu nome). O Sol, tal como as outras estrelas da Galáxia, gira em torno do centro dela, demorando um ano galáctico (220 milhões de anos) a dar uma volta completa. Desde que nasceu, o Sol já deu 25 voltas em torno do centro da Galáxia, isto é, tem 5500 milhões de anos. Conhecemos a idade do Sol porque sabemos quanto hidrogénio já foi transformado em hélio. O Sol está a cerca de 30 000 anos-luz do centro da Galáxia, local onde se acumulam numerosas estrelas, algumas bastante mais pesadas do que o Sol. Está a dois terços do raio da Galáxia, contando a distância a partir do centro, pelo que o raio da Galáxia é 45 000 anos-luz e o seu diâmetro 90 000 anos-luz ou, arredondando para cima, 100 000 anos-luz. Significa isto que, viajando à velocidade da luz, um viajante espacial demoraria cerca de 100 000 anos a ir de um extremo ao outro da Galáxia… De facto, nada nem ninguém pode viajar à velocidade da luz a não ser a própria luz. A Galáxia tem a forma de uma espiral, com três braços principais, e é praticamente plana.

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Figura 1.32 - Via Láctea ou Galáxia vista no céu. Não se vê a forma espiral porque estamos no interior da Galáxia. O aspecto da Galáxia visto de fora é semelhante ao da Andrómeda visto da Terra (figura 1.37). Claro que não temos fotografias da Galáxia vista de fora…

Como é que sabemos a que distância estão as estrelas? Do mesmo modo que os topógrafos (pessoas que fazem mapas) conseguem saber a distância de um certo marco a outro da Terra sem irem lá estender uma fita… Usam um processo indirecto chamado triangulação, que exige alguns conhecimentos matemáticos.

Vamos apresentar algumas unidades de distâncias em Astronomia. Já sabemos que as distâncias no céu são muito grandes comparadas com as distâncias na Terra a que estamos habituados. Chamamos mesmo “astronómica” a qualquer coisa muito grande. Já vimos também que uma unidade para medir distâncias no Sistema Solar é o raio médio da órbita da Terra, chamado uma unidade astronómica, abreviadamente 1 UA:

1 UA = 1,496 x 108 km.

Essa distância estabelece uma escala para o Sistema Solar. Serve para medir, por exemplo, distâncias dos planetas ao Sol ou distâncias entre os planetas. O diâmetro do Sistema Solar é 80 unidades astronómicas (este é o dobro do raio da órbita de Plutão; ver tabela 1.3, onde as distâncias dos planetas ao Sol são dadas tomando a distância Terra-Sol como referência, portanto, em unidades astronómicas).

O ano-luz é uma escala adequada para medir distâncias entre estrelas. O ano-luz é, recapitulemos, a distância que a luz percorre num ano. É fácil converter o ano-luz em unidades-astronómicas e vice-versa (ver tabela 1.4). A estrela Sírio está a 8,6 anos-luz do Sol (ou da Terra, que, para o efeito, dá o mesmo). A estrela Polar está a 820 anos-luz. O diâmetro da Galáxia é, como dissemos, cerca de 100 000 anos-luz.

Para indicar distâncias interestelares, é útil por vezes utilizar o parsec (símbolo pc), que é cerca de três anos-luz:

1 parsec = 3,26 anos-luz = 3,086 x 1013 km.

Na tabela 1.4 indicam-se as principais unidades utilizadas em Astronomia e os seus valores em quilómetros.

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1 UA = 1,496 x 108 km

1 ano-luz = 6,35 x 104 UA = 9,5 x 1012 km

1 parsec = 3,26 anos-luz = 3,086 x 1013 km

Tabela 1.4 - Principais unidades e conversões de unidades em Astronomia. O ano-luz é cinco ordens de grandeza maior que a unidade astronómica e o parsec é da mesma ordem de grandeza que o ano-luz.

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Sistema Solar

O Sistema Solar é o nosso sistema planetário. Foi criado há cerca de 4600 M.a. (Milhões de anos) a partir da contracção de uma nebulosa. Seguiu-se o colapso gravitacional, dessa nuvem, num disco rotativo com a maior parte da massa concentrada na região central. Foi essa concentração que originou o Sol.

Para além do Sol existem oito planetas principais, planetas secundários (satélites naturais) e outros corpos de menor dimensão como os asteróides e cometas. Os planetas principais orbitam em torno da estrela e os secundários possuem órbitas em torno dos primeiros.

Os planetas do Sistema Solar podem ser englobados em interiores e exteriores, no seu conjunto são oito. Existem algumas dúvidas em se considerar Plutão como planeta (é muito pequeno quando comparado com os outros) e já foram descobertos corpos, para além da sua órbita, com dimensão equivalente.*

Os planetas mais próximos do Sol são designados por interiores é o caso de: Mercúrio, Vénus, Terra e Marte. São planetas pequenos e rochosos.

Existe entre Marte e Júpiter um conjunto de corpos que constituem a cintura de asteróides. O maior desses asteróides é Ceres (com 3% da massa da Lua).

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http://malhatlantica.pt/cnaturais/sistema_solar.htm#*

http://malhatlantica.pt/cnaturais/planetas_exteriores.htm

http://malhatlantica.pt/cnaturais/planetas_interiores.htm

http://malhatlantica.pt/cnaturais/movimentos.htm

http://malhatlantica.pt/cnaturais/sol.htm

http://malhatlantica.pt/cnaturais/dadossistemasolar.htm


Os planetas mais distantes fazem parte do grupo dos exteriores, são planetas gigantes, gasosos e gelados: Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno.

Para além da órbita de Plutão existe a chamada cintura de Kuiper, região que contém vários corpos menores gelados. São estes corpos que ao colidirem formam os cometas, pedaços de gelo e poeira, que ao deslocarem-se em direcção do Sol, aquecem e libertam parte do gás que possuem tornando-se por vezes visíveis da Terra a olho nu.

* Desde 24 de Agosto de 2006, a nova definição refere para que um corpo celestial possa ser considerado um planeta deve orbitar em torno de uma estrela, ter massa suficiente para ter gravidade própria e assumir uma forma arredondada e ser dominante na órbita que apresenta. Esta última norma foi determinante para desclassificar Plutão do seu estatuto de planeta.

Comparação dos planetas do Sistema Solar

O Sistema SolarO conjunto do Sol, nove planetas e seus satélites, asteróides, meteoritos e ainda os cometas constituem o chamado Sistema Solar (figura 1.24). O Sistema Solar é um sistema planetário, um conjunto de planetas que andam em torno de uma estrela. A Tabela 1.3 inclui uma série de dados sobre os planetas do Sistema Solar.

O que são meteoritos? São corpos “vagabundos” no espaço, como os asteróides mas ainda mais pequenos.

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E o que são cometas? Ao contrário dos planetas, que são relativamente grandes e têm órbitas praticamente circulares (elipses muito pouco alongadas) e no mesmo plano, os cometas são pequenos astros, constituídos por gelo e poeiras, com órbitas elípticas muito alongadas que se situam, em geral, fora do plano dos planetas. Hoje, sabemos, por observação astronómica, que existem outros planetas em torno de outras estrelas, mas estes não estão habitados... Mas não conhecemos quaisquer formas de vida fora do planeta Terra!

Quase todos os planetas do Sistema Solar já foram visitados por sondas fabricadas e enviadas pelo homem. Por exemplo, neste momento está uma sonda, “Galileo”, cujo nome presta homenagem ao grande físico italiano, em órbita de Júpiter. Algumas dessas sondas – como a “Voyager I” e a “Voyager II” - até já saíram para fora do Sistema Solar e tiraram de longe fotografias dele. As naves que viajaram para fora do Sistema Solar transportam consigo mensagens que mostram que os seus construtores são seres inteligentes...

Figura 1.24 - Sistema Solar, mostrando os tamanhos relativos dos vários planetas.

R / km d (Terra=1) m (Terra = 1) P (Terra =1) v / km/s T translação T rotação

Mercúrio 2439 0,39 0.06 0,39 47,89 88 dias 58,65 dias

Vénus 6050 0,72 0,82 0,95 35,03 226 dias 243,02 dias

Terra 6378 1 1,00 1,00 29,79 365,25 dias 24 horas

Marte 3397 1,52 0,11 0,38 24,13 686 dias 24,6 horas

Júpiter 71 492 5,20 318 2,53 13,06 11,86 anos 9,9 horas

Saturno 60 268 9,54 95 1,07 9,64 29,46 anos 10,7 horas

Úrano 25 559 19,19 15 0,91 6,81 84,01 anos 17,2 horas

Neptuno 24 760 30,06 17 1,14 5,43 164,79 anos 16,1 horas

Plutão 1123 39,53 0,03 0,08 4,74 247,70 anos 6,39 dias

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Tabela 1.3 - Tabela de dados sobre os planetas do Sistema Solar. Para cada planeta indica-se o seu raio equatorial, R (em km), a sua distância média ao Sol, d (considerando que a distância da Terra ao Sol é igual a 1), a massa, m (considerando que a massa da Terra é igual a 1), o peso, P, que um corpo teria à superfície (sendo o peso desse corpo igual a 1 à superfície da Terra), a velocidade de translação, v (em km/s), o período de translação, Ttranslação, e o período de rotação, Trotação.

O que há para além do Sistema Solar? Já falámos de outros sistemas planetários. Qual é a estrela mais perto de nós a seguir ao Sol? Já vamos responder. Porém, antes de falar de outras estrelas, devemos explicar o que é o Sol. Porque é um corpo luminoso? Que luz é essa que nos envia? Qual é a constituição do Sol e como a conhecemos? Que idade tem o Sol?

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MovimentosOs planetas apresentam dois tipos de movimento: translação e rotação.

Os planetas apresentam uma trajectória em torno do Sol, devido à força de gravidade, que se denomina movimento de translação. As órbitas dos planetas são normalmente elípticas, embora os planetas interiores apresentem órbitas quase circulares.

A Terra demora 265,25 dias a efectuar a sua órbita. É este o movimento responsável pelas estações do ano no nosso planeta. *

Dá-se o nome de rotação ao movimento giratório que os planetas realizam ao redor do seu eixo (na Terra o eixo de rotação está inclinado 23º em relação ao eixo de revolução -órbita).

No planeta Terra o seu período (tempo que leva para girar 360 graus - uma volta completa) é de 23 horas 56 minutos 4 segundos e 9 centésimos (23h 56m 04,09s). É o movimento responsável pelo nascer e pôr do Sol.*

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* mais em Dados do Sistema Solar

O movimento dos planetas provoca por vezes uma ocultação de um determinado astro em relação a outro, a esse fenómeno dá-se o nome de eclipse.

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http://malhatlantica.pt/cnaturais/dadossistemasolar.htm


Sol

É a única estrela do Sistema Solar. Encontra-se a 150 milhões quilómetros (km) da Terra. Tal como o Sistema Solar, tem aproximadamente 5 mil milhões de anos e tudo indica estar na meia-idade. É uma estrela de média dimensão. Comparativamente à Terra, o seu diâmetro é aproximadamente 109 vezes maior. É constituído por gás, na sua maioria hidrogénio ionizado. O Sol liberta um conjunto de radiação e partículas carregadas que são ejectadas e se propagam pelo Sistema Solar a que se dá o nome de vento solar.

A gravidade existente origina, no seu núcleo, uma enorme pressão (milhares de milhões de vezes a pressão atmosférica terrestre) e uma temperatura de 16 milhões de graus, o que lhe permite manter a reacção de fusão nuclear que, por sua vez, liberta energia suficiente para impedir o seu colapso gravitacional. A energia libertada corresponde à explosão de 100 mil milhões de toneladas de TNT por segundo. No núcleo produz-se energia, a temperatura atinge 8 milhões de graus e baixa até aos 7000 ºC na superfície. Na superfície do Sol (fotosfera) a radiação solar liberta-se para o espaço. Encontramos, na fotosfera, zonas escuras denominadas manchas solares. Por cima da fotosfera existe uma faixa avermelhada que é envolta pela coroa solar. A coroa só é visível durante um eclipse e atinge normalmente um milhão de graus. O Sol tem períodos de maior actividade, onde surgem manchas e erupções na fotosfera com maior intensidade. Existe um ciclo de 11 anos. As erupções mais violentas libertam energia

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equivalente a milhões de bombas nucleares e podem interferir com os satélites e perturbar as telecomunicações.

O Sol é uma gigantesca bola brilhante de gás ionizado, com cerca de 5 mil milhões de anos de idade e, à distância de aproximadamente 150 milhões de quilómetros, é a estrela mais próxima da Terra. A segunda estrela mais próxima de nós (Proxima Centauri) encontra-se 268 mil vezes mais longe.

Existem provavelmente milhões de estrelas semelhantes ao Sol na Via Láctea (a galáxia onde nos encontramos) e ainda mais galáxias no Universo, mas esta é a estrela mais importante para nós pois permite a existência de vida na Terra. A sua luz possibilita a fotossíntese das plantas e, por isso, é a fonte primordial de todos os alimentos e combustíveis fósseis.

A energia solar é também responsável pelas estações do ano, o clima, as correntes oceânicas, a circulação do ar e a meteorologia.

A massa do Sol é de 1.99 x 1030 Kg, 333 400 vezes a da Terra, e contém 99,86% de toda a massa do Sistema Solar. O seu diâmetro, de 1 400 000 km, corresponde a 109 vezes o da Terra.

A atracção gravítica que o formou provoca, no seu núcleo, uma pressão elevada (milhares de milhões de vezes a pressão atmosférica terrestre) e uma temperatura de 16 milhões de graus, o que lhe permite manter a reacção de fusão núclear que, por sua vez, liberta energia suficiente para impedir o colapso gravitacional do Sol e manter a sua forma gasosa. A energia libertada é de 383 triliões (x 1021) de quilowatts por segundo, o que corresponde à explosão de 100 mil milhões de toneladas de TNT a cada segundo.

Para além do núcleo, onde se produz a energia, o interior solar tem duas camadas distintas: uma zona radiativa, onde a energia se transmite por radiação (não confundir com radioactiva), e uma convectiva, onde porções de gás mais quente se aproximam da superfície à semelhança de água a ferver. Nestas regiões a temperatura desce desde os 8 milhões de graus junto ao núcleo até aos 7 000 graus junto à superfície. Cada fotão

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(aqui interpretado como "partícula" de energia) demora cerca de 10 milhões de anos a atingir a superfície.

A "superfície" do Sol, a que se chama fotosfera, é a camada visível com cerca de 500 km de espessura a partir da qual a radiação solar se escapa para o espaço. Esta camada apresenta, por vezes, algumas manchas escuras, as manchas solares.

Acima da fotosfera encontra-se a cromosfera, uma faixa avermelhada que pode ser vista durante os eclipses totais, composta por hidrogénio à temperatura de 50 mil graus mas 100 mil vezes menos densa que a fotosfera. Acima desta está a coroa, onde a temperatura atinge o milhão de graus, que se extende para fora do Sol sob a forma de vento solar. A coroa só é observável durante um eclipse total, ou com um aparelho que simule os eclipses (coronógrafo).

O vento solar é uma torrente de partículas subatómicas com carga eléctrica, que banha todos os corpos do Sistema Solar. Perto do máximo de actividade, algumas destas partículas são conduzidas pelo campo magnético da Terra até aos pólos provocando as auroras (boreais ou austrais). Este vento é também responsável pelas caudas dos cometas.

Tal como a Terra, o Sol gira sobre o seu eixo, mas como é feito de gás em vez de rochas não gira como uma esfera: o equador gira mais depressa (24 dias) do que os pólos (30 dias). Esta "rotação diferencial", juntamente com um forte campo magnético, provoca o aparecimento das manchas e erupções na fotosfera, que parecem seguir um ciclo de 11 anos. As erupções mais violentas libertam a energia de milhões de bombas nucleares e podem interferir com as emissões de televisão.

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O SolO Sol é uma estrela como muitas outras (figura 1.25). Para nós é especial porque é o centro do nosso sistema planetário, o Sistema Solar. Mas não é o centro do mundo... Sem Sol não haveria energia na Terra nem, portanto, qualquer forma de vida. Sem Sol simplesmente não existiríamos aqui. Não haveria Física e não haveria físicos...

Quando o vemos no céu, parece-nos que o Sol tem o mesmo tamanho que a Lua (os dois discos sobrepõem-se num eclipse total do Sol; ver figura 1.21), mas, de facto, é muito maior que a Lua e mesmo muito maior do que a Terra. O Sol tem um raio 400 vezes maior do que a Lua, mas está a uma distância 390 vezes maior (ver tabela 1.1). No entanto, há estrelas, chamadas anãs, que são do tamanho da Lua ou da Terra, e há estrelas, chamadas supergigantes, que são muito maiores do que o Sol na sua forma actual. O Sol tem um tamanho médio: não é grande nem pequeno quando comparado com a média das estrelas (que nos parecem muito pequenas simplesmente porque estão muito longe).

Figura 1.25 - Fotografia do Sol. A energia do Sol provém de reacções nucleares no seu interior.

O Sol emite luz porque, no seu interior, há reacções nucleares. O que são reacções nucleares? São processos de transformação semelhantes às reacções químicas que ocorrem, por exemplo, numa combustão e que libertam energia. Sabemos, do estudo da Química, que toda a matéria é feita de átomos e que os átomos têm no seu centro um núcleo no seu centro (figura 1.26).

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Figura 1.26 - Representação do átomo. No centro está o núcleo e á volta movem-se os electrões.

E sabemos também que as moléculas são constituídas por átomos. Ao contrário das reacções químicas, nas quais há transformações de moléculas umas nas outras, as reacções nucleares dão-se entre os núcleos atómicos, os pequeníssimos centros dos átomos. As energias libertadas são muito maiores do que em qualquer combustão. Só neste século se compreendeu que a prodigiosa energia libertada pelas estrelas tinha origem nos núcleos atómicos e que o Sol não era uma grande fogueira a carvão... Mas o Sol, tal qual uma fogueira que se apaga quando não há mais carvão ou lenha, irá acabar quando terminar o “combustível nuclear”. Felizmente para nós, essa data ainda está muito longe: será só daqui a cinco mil milhões de anos!

O homem terá problemas de energia muito antes do Sol se acabar. Daqui a algumas dezenas de anos, as reservas de combustíveis fósseis na Terra vão diminuir drasticamente e só haverá uma solução para satisfazer as nossas necessidades de energia: ou aproveitamos directamente a energia solar ou construímos reactores que imitem na Terra as reacções nucleares que se dão no interior do Sol. Já há alguns desses reactores mas eles apenas servem para investigação, não são ainda rentáveis...

O Sol emite luz. Essa luz diz-se visível, porque vemos com a ajuda dela. A luz do Sol não chega instantaneamente mas demora, como dissemos, oito minutos a chegar à Terra. Mas é também luz não visível (figura 1.27), como os raios infravermelhos (que são os raios que permitem acender e fechar a televisão com o comando), raios X (aqueles que permitem aos médicos ver os ossos), ondas de rádio (aquelas que nos permitem ouvir estações de rádio ou permitem aos astronautas no espaço ou na Lua comunicar com a Terra), etc. Sobre a luz visível e não visível ver o final da unidade 4, “A luz e a visão”.

Dado que o Sol emite raios X e uma vez que os raios X são perigosos, como é que nos defendemos deles? Não é preciso fazer nada, porque o ar funciona como um “escudo invisível”: absorve os raios X provenientes do Sol ou de outras estrelas. A luz visível é a luz emitida pelo Sol com maior intensidade. A nossa vista funciona de tal maneira que captamos perfeitamente essa luz... Para detectar os raios X do Sol ou de outras estrelas, temos de colocar detectores de raios X em balões, que sobem na atmosfera a grande altitude, e em satélites artificiais, que sobem acima da atmosfera. Já as ondas de rádio passam pela atmosfera (por isso recebemos as ondas de rádio emitidas da Terra pelas várias estações de rádio). Para captarmos ondas de rádio vindas do Sol ou de

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outras estrelas usamos um tipo especial de telescópio, que parece uma antena parabólica como as que existem em muitas casas para receber imagens de televisão via satélite: esse instrumento é chamado radiotelescópio (figura 1.28). Concluímos que há vários tipos de luz e, portanto, várias maneiras de ver o universo!

Figura 1.27 - Esquema mostrando os vários tipos de luz emitida pelo Sol. A luz visível é apenas uma pequena parte de uma grande variedade de tipos de luz, mas é a luz emitida pelo Sol com maior intensidade. Só a luz visível, parte da luz infravermelha e as ondas de rádio atravessam a atmosfera terrestre com facilidade.

Figura 1.28 - Radiotelescópio para captar ondas de rádio provenientes do espaço. No filme “Contacto”, baseado no romance de Carl Sagan com o mesmo título, uma radioastrónoma procura sinais de vida inteligente no universo.

Sabemos que o Sol é constituído principalmente por hidrogénio e hélio, os dois elementos químicos mais leves, porque analisamos a luz solar com um prisma de vidro e, na luz decomposta (ou espectro), encontramos sinais característicos desses dois elementos. Com efeito, o Sol emite energia porque transforma núcleos de hidrogénio em núcleos de hélio. O elemento hélio é muito raro na Terra e foi pela primeira vez descoberto no espectro solar (hélio significa Sol em grego e agora já podemos entender a palavra “heliocêntrico”). As outras estrelas também são essencialmente “bolas” de hidrogénio e hélio.

As estrelas maiores e mais velhas têm outros elementos além de hidrogénio e hélio, por exemplo carbono. Elas explodem no fim da sua vida, enviando a sua matéria para o espaço (são chamadas supernovas). As moléculas que constituem os organismos vivos na Terra são formadas por átomos que se espalharam na explosão de uma supernova, anterior ao Sol. O Sol terminará um dia mas não vai explodir. Nessa altura pode ser que os habitantes do planeta Terra tenham encontrado um “lar” noutro lado do espaço…

The color of the Sun is actually white.

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http://www.omg-facts.com/view/Facts/15039




It appears to be yellow from the Earth's surface due to scattering of sunlight by molecules in our atmosphere. (source)

The Sun reverses its polarity every 11 years.

The north and south poles of the Sun switch places at the peak of its sunspot cycle. This may seem highly unusual, but Earth's polarity switches also! However, it is not nearly as regular - our planet's magnetism switches every 5,000 to 50 million years. The last reversal took place around 740,000 years ago! (source)

A recent solar flare achieved X-level, the highest rating for solar flares.

Solar flares are caused by the sun's magnetic fields crossing, canceling each other out, and then reconnecting with an explosive release of heat. This most recent flare, a short blast with a temperature of about 35 million degrees Fahrenheit, occurred this past Valentine's Day and was the largest since December 2006! That may seem dramatic, but it is apparently a fairly average-sized flare. The largest one ever recorded occurred in November 2003 and was about ten times as large as Monday's flare.

Check out National Geographic for more about solar flares. Especially check out this with solar flares and other space phenomena.

The Sun actually has its own orbit.

Though we know that moons orbit planets and planets orbit the Sun in our solar system, you probably did not realize that the ENTIRE system is actually revolving around something else! The Sun is actually orbiting the center of the Milky Way galaxy at an astonishing speed of 486,000 miles per hour! In comparison, the Earth is only revolving around the Sun at a speed of 67,000 MPH. Because the Sun is 26,000 light-years away

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http://news.nationalgeographic.com/news/2010/01/photogalleries/100126-week-in-space-pictures-79/#/soho-biggest-flare-two-years_12378_600x450.jpg

http://news.nationalgeographic.com/news/2010/01/photogalleries/100126-week-in-space-pictures-79/#/soho-biggest-flare-two-years_12378_600x450.jpg

http://news.nationalgeographic.com/news/2011/02/110216-largest-biggest-solar-flare-sun-sunspot-1158-science-space-nasa/



http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2001/ast15feb_1/


http://en.wikipedia.org/wiki/Sun


from the center of our galaxy, this solar orbit has only been completed 20.4 times since the Sun was formed 4.6 billion years ago! The Sun has an estimated life expectancy of around 7 billion years more, so it is nearing the halfway point of its existence. This means our closest star will continue fusing hydrogen molecules for about 31 more galactic revolutions! (source)

There is water on the Sun.

Of course, this water is not in liquid form (as you would hopefully expect)! The water can be found as vapor in the dark sunspots on the sun's surface. The vapor absorbs a great deal of the sun's energy in these areas, creating a kind of solar "greenhouse effect." Hot water molecules are also major absorbers of infrared radiation in the atmospheres of cooler stars such as red giants. (source)

If you look at the sun RIGHT NOW, you are technically looking back in time. It takes eight minutes for light from the sun to reach Earth.

Therefore, the image of the sun in the sky outside your window at this moment is actually what the sun looked like about eight minutes ago.

Will the Sun Explode?by Fraser Cain on September 29, 2008

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http://solar-center.stanford.edu/news/sunwater.html


http://www.universetoday.com/18028/sun-orbit/


Planetary nebula. The future for our Sun. Image credit: Hubble

For many stars in the Universe, their final moments come with a supernova; an explosion so powerful it can be seen from millions of light-years away. Is this a fate that awaits the Sun? Will the Sun explode?

Nope.

The single factor that decides whether or not a star is going to explode at the end of its life is mass. If a star has enough mass, around 4 times the mass of the Sun, then it can explode. Since our Sun has a relatively low mass, it’s not going to explode. Let’s take a look why.

As you probably know, the Sun is burning hydrogen in its core, creating helium as a byproduct. This helium is building up in the core of the Sun, and eventually – in about 5 billion years from now – the Sun is going to run out of hydrogen fuel. At that point, the Sun’s gravity is enough to continue fusion reactions in its core, but it’ll be turning helium into carbon, oxygen and nitrogen. The problem is that the Sun doesn’t have enough mass, and so enough gravity, to keep the fusion reaction going once the helium runs out.

The Sun will puff off its outer layers, leaving a carbon rich white dwarf core. This ball of carbon – essentially a gigantic diamond – will then cool down over billions of years until it reaches the background temperature of the Universe. At no time will it actually explode.

But when you’ve got a star with 4 times the mass of the Sun, these fusion reactions can keep going. Carbon, oxygen and nitrogen are fused into heavier and heavier elements until they reach iron. The problem with iron is that it’s the first fusion reaction that actually requires more energy to put in than you get out. At this moment, the energy output of the star stops, and in a faction of a second, the outer layers of the star collapse inward, generating a massive amount of energy. This is a supernova.

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http://www.universetoday.com/wp-content/uploads/2008/04/planetary_nebula.jpg


Since the Sun doesn’t have enough mass to keep fusion reactions going all the way up the periodic table to iron, it can’t reach that explosive point. No, the Sun won’t explode.

We have written many articles about planetary nebulae here on Universe Today (and supernovae too). Here’s an article about the future of our Sun, and another about supernovae.

http://www.universetoday.com/18795/will-the-sun-explode/

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http://www.universetoday.com/18795/will-the-sun-explode/

http://www.universetoday.com/14622/temperature-conditions-of-a-supernova-recreated-in-a-uk-laboratory/

http://www.universetoday.com/14622/temperature-conditions-of-a-supernova-recreated-in-a-uk-laboratory/

http://www.universetoday.com/370/a-glimpse-at-the-future-of-our-sun/

Factos sobre Mercúrio

Distância média do Sol: 58 milhões km.

Distância mais próxima da Terra: 45 milhões km.

Temperatura da face iluminada pelo Sol: 430º C.

Temperatura da face escura: -170º C.

Diâmetro do equador: 4.878 km.

Atmosfera: Quase nenhuma.

Número de luas: 0.

Comprimento do dia: 176 dias da Terra.

Comprimento do ano: 88 dias da Terra.


Mercúrio

O planeta Mercúrio é o mais

pequeno do sistema solar. É também o que

se encontra mais próximo do Sol. Um dia

de Mercúrio dura 176 dias dos nossos.

Durante as longas horas diurnas faz tanto

calor que o chumbo derreter-se-ia. Durante

a longa noite torna-se incrivelmente frio.

Pouco se sabia acerca da sua superfície até

a sonda Marine 10 passar próximo do

planeta. Mostrou que Mercúrio tem uma

atmosfera estreita e enormes crateras

parecidas com a Lua.

Mercúrio circula no espaço a grande

velocidade, entre cerca de 37 e 56 Km por

segundo. Esta enorme velocidade e a sua

proximidade do Sol fornecem-lhe o ano

mais curto de todos os planetas (um ano é

o tempo que o

planeta leva a dar uma volta completa ao sol). O ano de

Mercúrio dura apenas 88 dos nossos dias terrestres.

A sua pequena massa não possui gravidade suficiente

para reter uma atmosfera densa. A ténue atmosfera de Mercúrio

é constituída essencialmente por átomos de árgon, néon e hélio

libertados da superfície pelo vento solar. Não há processos de

erosão nem protecção contra os meteoritos como acontece na

Terra, a sua superfície é muito semelhante à da Lua, marcada

por milhares de crateras de impacto. Este pequeno planeta pode ser visto através de

binóculos mas, como está muito perto do Sol, é difícil de ser encontrado na luz

crepuscular.

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A sua proximidade ao Sol origina uma elevada temperatura à superfície, que

pode atingir os 430 graus centígrados, mas a ausência de uma atmosfera significativa

que retenha o calor provoca um acentuado arrefecimento nocturno, podendo a

temperatura atingir valores tão baixos como 170 graus negativos.

Existe ainda a possibilidade de haver gelo no interior das crateras mais

profundas localizadas nos pólos do planeta. Como Mercúrio não tem estações (o seu

eixo de rotação é perpendicular ao plano da sua órbita), o chão destas crateras nunca

recebe a luz do Sol, podendo assim manter pequenas camadas de gelo.

Uma das maiores formações de Mercúrio, a

Bacia Caloris, tem cerca de 1300 km de diâmetro e é o

resultado do impacto com um asteróide ocorrido ainda

cedo na história do Sistema Solar. Provavelmente

originou algumas das marcas visíveis no lado oposto

do planeta e a reformação da crosta foi o último sinal

de actividade geológica.

Mercúrio é o segundo menor planeta do

Sistema Solar (é maior que Plutão) e o segundo mais

denso (ultrapassado apenas pela Terra), o que sugere

um núcleo rico em ferro, com um raio entre os 1800 e

os 1900 km, cerca de 75% do raio do planeta e praticamente do tamanho da nossa Lua.

A única missão espacial que visitou Mercúrio

foi a Mariner 10 em 1974-75, que revelou a existência

de um fraco campo magnético, confirmou a inexistência

de satélites naturais e obteve imagens de quase metade

da superfície, mostrando que o planeta se aproxima

mais de uma esfera do que a Terra.

Este pequeno planeta pode ser visto através de

binóculos mas, como está sempre muito perto do Sol, é difícil de encontrar na luz

crepuscular.

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Vénus

Segundo planeta do Sistema Solar. Planeta semelhante à Terra na sua constituição e massa, contudo as diferenças são notórias. A sua temperatura ultrapassa os 450 ºC e a sua atmosfera é muito densa constituída principalmente por dióxido de carbono e gotículas de ácido sulfúrico. A pressão atmosférica é 90 vezes superior à terrestre. A sua atmosfera é responsável pelo efeito de estufa que aquece o planeta. As nuvens, que existem na sua atmosfera, reflectem uma grande parte da luz solar, fazendo com que Vénus seja habitualmente o planeta mais visível da Terra.

Vénus, o segundo planeta a contar do Sol, descreve uma órbita quase circular (a menos excêntrica do Sistema Solar) em 225 dias. O seu movimento de rotação já é mais estranho... o planeta gira sobre o seu eixo em 243 dias, e no sentido retrógrado (ao contrário de todos os outros planetas)! Um observador localizado na superfície veria o Sol nascer a Oeste e pôr-se a Este. A composição destes dois movimentos faz com que dia e noite durem 58 dias terrestres. No entanto, por causa da espessa atmosfera, o nosso observador nunca conseguiria ver o Sol.

Apesar de ser muito parecido com a Terra em dimensão e massa, a observação tem revelado que poucas mais semelhanças terá com o nosso planeta.

O planeta encontra-se coberto por uma espessa camada de nuvens que retêm o calor da superficie, gerando assim um fenomenal efeito de estufa responsável pelas elevadas temperatura (suficiente para fundir chumbo) e pressão atmosférica (à superfície é equivalente à pressão a 900 metros de profundidade num oceano terrestre). Estas nuvens reflectem uma grande parte da luz solar, fazendo com que Vénus seja habitualmente o planeta mais brilhante no céu terrestre.

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http://malhatlantica.pt/cnaturais/aquecimento_global.htm

http://malhatlantica.pt/cnaturais/sistema_solar.htm


A atmosfera é constituida principalmente por dióxido de carbono e gotículas de ácido sulfúrico, o que, conjugado com a temperatura superior a 450 graus (maior até que em Mercúrio) e a pressão atmosférica (90 vezes a terrestre), explica porque as sondas enviadas a Vénus sobreviveram apenas algumas horas.

Porque é Vénus tão quente? Os 40 000 000 km que está mais perto do Sol que a Terra fizeram com que a água se perdesse para o espaço, enquanto os vulcões despejavam dióxido de carbono para a atmosfera. Este gás, que constitui 96% da atmosfera de Vénus, é responsável pelo efeito de estufa que aqueceu o planeta. A sua superfície está coberta por nuvens de ácido sulfúrico, que nos impedem a visão; no entanto, é possível observar detalhes da superfície do planeta através do radar (sonda Magalhães).

A densidade e composição química de Vénus não diferem muito da Terra. A superfície, de formação recente (300 a 500 milhões de anos), mostra sinais de vulcanismo, impactos, e deformações da crosta. Apesar de não haver evidência directa da existência de vulcões activos, algumas variações da quantidade de dióxido de enxofre na atmosfera podem ser indícios da sua presença.

Apesar de não haver chuva, oceanos ou ventos fortes à superficie, são visíveis alguns sinais de erosão, como dunas de areia. A densa atmosfera consome os meteoros menores impossibilitando assim a sua queda na superfície, de modo que o planeta não apresenta crateras menores que 2 Km de diâmetro.

Muita da superfície de Vénus está coberta por antigas enchentes de lava. No Norte, uma região elevada de nome Ishtar Terra é uma bacia preenchida com lava, de dimensão comparável à América do Norte. Próximo do Equador, o planalto Aphrodite Terra estende-se por cerca de 10.000 Km. Fluxos de lava também criaram alguns canais sinuosos com centenas de quilómetros de comprimento.

Conhecem-se mais de 100.000 vulcões de "escudo" (de forma achatada), algumas centenas de vulcões maiores e caldeiras gigantes (depressões em forma de bacia, provocadas pelo abatimento da parte central de um vulcão) com mais de 100 Km de diâmetro.

O interior de Vénus é provavelmente muito semelhante ao da Terra, contendo um núcleo rico em ferro com cerca de 3.000 Km de raio e um manto de rocha fundida que constitui a maior parte do planeta.

Vénus não possui satélites naturais, nem um campo magnético próprio.

Como a órbita de Vénus é interior à da Terra, este planeta aparece-nos com fases, tal como a Lua. Na sua posição mais próxima da Terra, o lado que se encontra virado para nós é o nocturno (Vénus nova); na posição mais distante, por detrás do Sol e impossível de observar da Terra, estaria cheia.

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Mariner 2A primeira sonda espacial a visitar outro planeta foi construida como reserva para a Mariner 1, que se avariou pouco depois do seu lançamento. Foi lançada em 27 de Agosto de 1962. Na sua passagem a 34 773 km de Vénus descobriu a lenta rotação retrógrada do planeta (isto é, o movimento de rotação efectua-se no sentido contrário ao da sua translação) e verificou que toda a superfície do planeta se encontra coberta por uma espessa camada de nuvens até uma altitude de 60 km. Não descobriu sinais de um campo magnético venusiano. Perdeu-se o contacto com esta sonda a 3 de Janeiro de 1963.

Mariner5Originalmente preparada como reserva para a Mariner 4 (destinada a Marte), foi modificada para se dirigir a Vénus, passando a 3 990 km do planeta no dia 19 de Outubro de 1967. Com instrumentos mais sensíveis que os da Mariner 2, determinou a composição da atmosfera de Vénus e estudou o espaço interplanetário na proximidade do planeta.

Venera 4 - 6Lançadas em 1967 (Venera 4) e em 1969 (Veneras 5 e 6), enviaram cápsulas para a atmosfera de Vénus, da qual transmitiram informação até serem destruidas pela grande pressão.

Venera 7 - 8Lançadas em 1970 e 1972, enviaram as primeiras cápsulas a conseguir pousar suavemente em Vénus.

Mariner 10Tendo Mercúrio como objectivo principal, foi a primeira nave a utilizar a atracção gravítica de um planeta para alterar a sua trajectória passando, para isso, a 5 800 km de Vénus (a 5 de Janeiro de 1974). Tendo ficado sem combustível para pequenas, mas necessárias, alterações de rota, foram orientados os paineis solares para servirem como vela aproveitando o vento solar.

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Venera 9 - 10Venera 9 foi a primeira missão a conjugar uma nave em órbita de Vénus e uma cápsula que pousou na superfície do planeta, sendo também a primeira a obter imagens da paisagem venusiana, em 1975. Foi seguida pela Venera 10, com apenas uma semana de intervalo.

Pioneer Venus Esta missão dividiu-se em duas componentes: uma nave para orbitar Vénus, e um sistema de sondas para penetrar na atmosfera e atingir a superfície. Foram lançadas separadamente, em Maio e Agosto de 1978, chegando ao planeta no final desse ano. Os seus instrumentos permitiram-lhe obter imagens da superfície através de radar, medir os campos magnético e gravítico, analisar a ionosfera do planeta e analisar o vento solar. As quatro sondas separaram-se do seu transporte cerca de 13 milhões de quilómetros antes de chegar ao planeta, o que lhes permitiu entrar na atmosfera simultaneamente em sítios diferentes e estudar a sua composição até à superfície.

Venera 11 - 14Lançadas em 1978 e 1981, não diferiam muito das missões Venera que lhe precederam. A Venera 13 foi a primeira sonda a analisar o solo de Vénus.

Venera 15 - 16Entraram em órbita de Vénus em 1983 e obtiveram imagens de radar da superfície.

MagellanCom o objectivo de mapear a superfície de Vénus através de radar, foi a primeira sonda planetária a ser lançada a partir de um vaivem espacial em 1989. Obteve mapas detalhados de 98% da superfície e do campo gravítico do planeta.

PIA00007

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A day is longer than a year on Venus.It takes 225 Earth days or 7 1/5 months for Venus to make a complete orbit around the sun (that's 1 Venus year). However, it takes 243 Earth days for Venus to spin around its own axis (1 Venus day).

Therefore: 1 Venus year=225 Earth days and 1 Venus day=243 Earth days.

(source)

All planets rotate counterclockwise, except for one - Venus. Scientists think Venus was struck by an asteroid.

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http://library.thinkquest.org/26490/Venus.html


Estatísticas vitais da terra

Idade: cerca de 4600 milhões de anos.

Peso: cerca de 6000 milhões de toneladas

Diâmetro: de pólo a pólo passando pelo centro da Terra, 12.719 km; do equador passando pelo centro da Terra, 12.757 km.

Circunferência: à volta dos pólos, 40.020 km; à volta do equador, 40.091 km.

Área de água: cerca de 361 milhões Km² - 71%.

Área de solo: cerca de 361 milhões Km² - 29%.

Volume: 1.084.000 milhões Km³.

Altura média do solo: 840 m acima do nível do mar.

Profundidade média dos oceanos:

3795 m abaixo do nível do mar.


Terra

Segundo aquilo que se sabe, a terra é o único planeta que possui vida. O nosso

mundo é um planeta de tamanho médio, que orbita uma estrela (o Sol) em conjunto com

outros oito planetas. O que torna a nossa Terra única é a sua atmosfera e a sua água.

Juntas possibilitam a existência de uma grande variedade de vida animal e vegetal. Vista

do espaço, a terra parece essencialmente coberta de oceanos, envolvidos por nuvens em

espiral. O solo cobre apenas cerca de um quarto da superfície do planeta. Sob a

superfície encontra-se um núcleo intensamente quente e denso.

Se a terra tivesse o tamanho de uma

bola de futebol, as massas de solo mais

elevadas, como os Himalaias, não seriam

maiores do que uma camada de tinta da

bola. As profundas fendas oceânicas

seriam arranhões quase invisíveis na

tinta. Embora a terra tenha entre 4 a 5

biliões de anos, nunca foram encontradas

rochas assim tão antigas. Rochas

encontradas nos EUA datam de há cerca

de 3.800.000.000 anos.

Interior da Terra

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Principais dados da Terra

Monte mais alto: Evereste (Ásia), 8848 m.

Maior Rio: Nilo (África), 6670 km.

Maior profundidade oceânica: Fosso das Marianas (oceano Pacifico), 11.022 m.

Maior deserto: Sara (África), 8.400.000 Km².

Maior oceano: Pacifico, 181.000.000 Km².

Lago navegável mais elevado: Titicaca (América do Sul), 3810 m acima do mar.

Lago mais profundo: Baical (URSS), 1940 m.

Maior lago: Mar Cáspio (Ásia), 438.695 Km².

Maiores quedas-d’água: Quedas do Anjo (Venezuela, América do Sul), 979 m.

Lugar mais quente: Al’Aziziyah (Líbia), onde se registaram 57,7º em 1922.

Lugar mais frio: Vostock (Antárctica), onde se registaram -83,3º C em 1922.

Lugar mais húmido: Monte Waialeale (Havai), com pluviosidade anual de 11.680 mm.

Lugar mais seco: Deserto Atacama (Chile), com uma pluviosidade média anual de apenas 0,76 mm.


Núcleo externo: encontra-se por baixo do manto e por cima do núcleo interno. Tem

2240 Km de espessura. O núcleo externo é constituído essencialmente por metais, sob

enorme pressão e tão quentes que se encontram fundidos (derretidos). Quatro quintos

dele poderão ser ferro e níquel. O restante é provavelmente silício.

Núcleo interno: é uma bola sólida com

cerca de 2440Km de diâmetro. Tal como

o núcleo externo, pode ser constituído

essencialmente por ferro e níquel. A

temperatura do núcleo é de 3700º C e a

pressão que existe é de 3800 toneladas

por centímetros.

Manto: situa-se por baixo da crosta e por

cima do núcleo externo. Com

aproximadamente 2900 Km de espessura,

o manto é constituído por rochas quentes.

Aqui a temperaturas e a pressão são mais

baixas do que no núcleo. Mesmo assim,

grande parte das rochas do manto estão

fundidas.

Crosta: é a camada sólida externa da

Terra. Mede cerca de 30 Km de espessura

abaixo das montanhas, mas apenas 6 Km

para baixo dos oceanos. As suas rochas

flutuam sobre as rochas mais densas do

manto.

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A massa da Terra é de

aproximadamente

6.580.798.520.700.000.000.000

toneladas.

A Terra é também o planeta mais denso

no nosso sistema solar a 5,5 gramas por

centímetro cúbico. Mercúrio é o segundo mais

denso dos nossos vizinhos, e seria muito mais

se não fosse tão pequeno. Terra tem uma

grande vantagem porque seu tamanho faz tanta

gravidade que ele compacta-se para baixo

muito mais apertado do que os planetas

menores.

Terra o planeta azul. É o terceiro planeta mais próximo do Sol e apresenta um

satélite natural, a Lua.

É o quinto maior planeta do Sistema Solar e a sua distância ao Sol é de

150.000.000 de km. A esta distância chama-se unidade astronómica (UA). A luz

(velocidade da luz = 300 000 km/s), emitida pelo Sol, demora oito minutos a chegar à

Terra. Este facto faz com que se observe o Sol como ele era há 8 minutos. O planeta

gira sobre si próprio (movimento de rotação) em aproximadamente 24h e demora

365,25 dias a dar a volta ao Sol (movimento de translação). O planeta é geologicamente

activo apresentando sismos e vulcões, possui igualmente um campo magnético. A

atmosfera é constituída por 78% de azoto, 21% de oxigénio e 1% de outros gases (vapor

de água, dióxido de carbono, etc.). Cerca de 71% da superfície terrestre encontra-se

coberta por água, sendo único planeta do Sistema Solar cuja temperatura permite a

existência de água nos três estados físicos.

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A camada de ozono é tão grossa como dois cêntimos

empilhados em cima uns dos outros.

A espessura média da camada de ozónio em todo o

mundo é de apenas 3 milímetros ou ⅛ polegadas.

A gravidade é mais fraca na América do Norte do que na Europa, na Ásia

Oriental, Austrália e África do Norte.

Isto é porque a Terra não é uma esfera perfeita, e

sua massa interior não é uniformemente distribuída. Há

pequenas variações da força gravitacional.

GOCE é um satélite que orbita a uma baixa

altitude (o mais baixo de sempre para um satélite, em

254,9 km ou 158 milhas) que usa um gradiómetro para

detectar a força gravitacional em diferentes partes da

Terra. Devido a isso, os dados colhidos a partir de GOCE

são os dados mais precisos sobre a gravidade da Terra. Foi

mesmo capaz de colher dados de áreas difíceis de chegar

como a Antárctida, Himalaias, Andes, e Sudeste Asiático.

Estamos mais próximos do espaço do que do centro da Terra.

A distância entre a superfície da Terra e o seu núcleo é de cerca de

sessenta vezes mais do que a partir da superfície para o espaço sideral!

Espaço começa a apenas 62 milhas acima da superfície. Por outro lado, o

núcleo da Terra é de 3.963 milhas abaixo do solo.

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Rotação da Terra está a abrandar.

A dinâmica de rotação do nosso

planeta está sendo gradualmente transferida

para a Lua como dinâmica orbital. Isso

também resulta na lua à deriva e cerca de 4

cm mais longe da Terra a cada ano. Esta

rotação lenta faz com que os nossos dias e

meses crescendo gradualmente mais!

Quando o comprimento de um dia e

um mês na Terra tornarem-se equivalentes (milhares de milhões de anos no futuro),

Essa mudança impulso vai acabar. Por esse tempo, no entanto, um dia na Terra será

igual a 47 dos nossos dias actuais! A Lua também se moveu distanciando-se cerca de

35%.

É também o planeta mais próximo do Sol com uma Lua. Esta tem ¼ do diâmetro

da Terra e orbita-a a uma distância média de 380 000 km (de carro são 130 dias de

viagem). No seu movimento em torno da Terra, que demora 27,5 dias, a Lua apresenta

várias fases e pode provocar eclipses do Sol ou ser encoberta pela sombra da Terra -

eclipse lunar. Pode também provocar a ocultação de outros corpos celestes.

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A Lua

A lua é a nossa vizinha espacial mais próxima. Gira em volta

da Terra, nunca se aproxima mais de 355.000 Km. Gira à velocidade

de cerca de 3.660 Km/h e leva 27,3 dias para completar o circuito.

As pessoas têm adorado a Lua, feito promessas à Lua (Devido

a superstições) e até caminhado sobre a Lua. É o único satélite natural da Terra e

formou-se provavelmente ao mesmo tempo que o nosso planeta. Mas as rochas da

superfície lunar são mais antigas do que as da superfície da Terra porque a Lua não

sofreu alterações durante mais de quatro mil milhões de anos. A Lua é um mundo seco e

sem vida, onde não existe atmosfera. A gravidade na Lua é apenas um sexto da

gravidade da Terra, no entanto a sua atracção gravitacional afecta-nos diariamente. È a

atracção da Lua que origina as subidas e as descidas das marés. Em 1969, astronautas

americanos pisaram a Lua para a explorarem. Um dia, no futuro, poderão ser ali

construídas bases permanentes.

Tem um tamanho muito menor do que o da Terra.

A Lua está a 380 000 km da Terra e tem um raio de 1700

km, que é praticamente um quarto do raio da Terra. O

primeiro astronauta a caminhar na Lua, o norte-americano

Neil Armstrong, fê-lo em 20 de Julho de 1969, um dia

histórico para a Humanidade. Os astronautas que foram à

Lua demoraram cerca de 4 dias a chegar lá. Mas a luz do

Sol (corpo luminoso) reflectida na Lua (corpo iluminado)

demora só cerca de um segundo a chegar à Terra. Essa luz

chama-se, como sabemos, luar.

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Dados comparativos da Lua, da Terra e do Sol

Raio Massa Distância à Terra Período de rotação Período de translação

Terra 6400 Km 6,0 x 1024 kg 0 Km 24 H 1 Ano

Lua 1700 Km 7,3 x 1022 kg 384 000 Km 27,3 H 27,3 H

Sol 700 000 Km 2,0 x 1030 kg 150 x 106 km 30 Dias 2,2 x 107 anos

Desde 1972 que o homem não voltou à Lua. Mas a imagem e o som dos

astronautas, quando estes emitiam ondas de televisão ou de rádio da Lua para a Terra,

demorava cerca de um segundo a chegar até nós. Um raio laser (luz muito concentrada)

enviada da Terra a um espelho que os astronautas deixaram na Lua demora também esse

tempo a ir e o mesmo tempo a voltar.

A Lua apresenta diferentes aspectos ou fases quando vista da Terra:

Lua Cheia (disco cheio).

Quarto Minguante (com a forma de um C; é fácil de fixar pois Minguante

significa Decrescente, o contrário de crescente; diz-se que a Lua “é mentirosa”).

Lua Nova (disco escuro).

Quarto Crescente (com a forma de um D).

Cada uma dessas fases demora cerca de uma semana, de modo que o conjunto das

quatro fases demora um período lunar, quase um mês (o nosso calendário está pois

baseado na Astronomia). Essas fases explicam-se pela posição relativa do Sol, da Terra

e da Lua. Quando esses três astros estão em

linha, há Lua Cheia ou Lua Nova, conforme a

Terra esteja entre o Sol e a Lua ou a Lua esteja

entre o Sol e a Terra. Os Quartos Crescente e

Minguante correspondem a posições

intermédias respectivamente entre Lua Nova e

Lua Cheia e entre Lua Cheia e Lua Nova.

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Dados sobre a Lua

A Lua está a 384.400 km da Terra.

A Terra pesa 81 vezes mais que a Lua.

O diâmetro (distância de um lado ao

outro) da Lua mede 3.476 km.


A Lua entra em fenómenos curiosos,

chamados eclipses. Nessa altura, deixamos de ver

um astro no céu, pois foi tapado por outro. Os

eclipses em que entra a Lua são de dois tipos,

conforme se deixar de ver o Sol ou a Lua:

Eclipse do Sol, Eclipse da Lua.

A lua a 95% iluminada é metade do brilho de uma lua cheia.

Há uma diferença considerável - 0,7 magnitudes. A magnitude

aparente de qualquer corpo celeste é uma medida de quão brilhante

essa parece ser vista da Terra.

Levaria centenas de milhares de luas para igualar o brilho do Sol.

A relação entre o brilho do Sol para que da Lua é cerca de

398.110 para 1. Isso significa que era necessário cerca de 400 mil luas

para igualar o brilho do sol. O céu contém mais de 41.200 graus

quadrados de área. No meio grau de diâmetro, a Lua ocupa uma área

total de cerca de 0,2 graus quadrados. Portanto, pode preencher todos

os 360 graus do céu, com 206.264 luas cheias em uma tentativa de

igualar o brilho do Sol, mas você ainda faltariam 191.836!

A Lua tem o seu próprio fuso horário.

Em 1970, Kenneth L. Franklin, o astrónomo ex-chefe do Planetário Hayden, em

Nova York, fez um relógio para as pessoas na lua.

Os cientistas sabem mais sobre a superfície da Lua do que do fundo dos oceanos.

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Dados sobre a Lua

A Lua está a 384.400 km da Terra.

A Terra pesa 81 vezes mais que a Lua.

O diâmetro (distância de um lado ao

outro) da Lua mede 3.476 km.

Explorando a Lua

1609 – Galileu estuda a Lua através do

recém-inventado telescópio.

1647 – Johannes Hevelius cartografa a Lua.

1860 – Primeiras fotografias da Lua.

1959 – O Luna 2 Russo é obrigado a pousar

na superfície Lunar. O Luna 3 sobrevoa a

face oculta da Lua.

1966 – As naves Orbiter dos EUA

fotografam a Lua em detalhe a fim de

procurarem os melhores locais para lá

aterrarem.

1968 – Os astronautas da Apollo 8 dos EUA

voam à volta da Lua.

1969 – Os astronautas da Apollo 11 pousam

na Lua.

1972 – A nave Apollo aterra pela última vez

na Lua.


Marte

O planeta Marte tem apenas metade

do tamanho da Terra. Leva cerca de dois

anos a orbitar em volta do sol. A

superfície da Marte contém vulcões

enormes e grandes ravinas, muito

maiores do que as existentes na Terra.

Grande parte de Marte está coberta de

rochas soltas. Este é o motivo pelo qual

Marte é conhecido por «Planeta

Vermelho». Tem um Pólo Norte e um Pólo Sul, ambos cobertos de neve ou gelo.

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Factos sobre Marte

Distância média do Sol: 228 milhões km.

Distancia mais próxima da Terra: 78 milhões km.

Temperatura da face iluminada pelo Sol: 25º C.

Temperatura da face escura: -120º C.

Diâmetro do equador: 6.794 km.

Atmosfera: dióxido de carbono.

Número de luas: 2.

Comprimento do dia: 24 horas e 41 minutos.


Vista através de um telescópio, a superfície vermelha de Marte é entrecruzada

por linhas cinzentas finas. Alguns dos primeiros astrónomos pensavam que estas linhas

eram canais escavados por seres inteligentes. Diziam que estes canais tinham sido

escavados para irrigar o solo, uma vez que em Marte existe muito pouca água. Mas as

sondas espaciais enviadas a Marte em 1965, 1969 e 1976 não encontraram qualquer

vestígio de canais. A nave espacial americana Viking pousou em Marte e tirou algumas

amostras do solo do planeta, mas não encontrou qualquer forma de vida.

O planeta tem duas

pequenas luas: Fobos e

Deimos. Fobos, a maior

das duas, mede apenas

20 Km de diâmetro.

Porque a massa de

Marte é mais pequena

do que a da Terra, os

objectos na sua

superfície pesam cerca de 40% do que pesariam na

terra.

É o quarto planeta a contar do

Sol, que orbita à distância de 1,52 UA e em 687 dias, que em Marte são

41 minutos mais longos. A temperatura varia entre os -120 ºC e os

25 ºC, e a pressão atmosférica é 0,6% da Terra.

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Há já muito tempo que se especula sobre a

existência, actual ou passada, de vida em Marte. Talvez

por isso tem sido o planeta preferido dos autores de

ficção científica, que imaginam desde pequenos seres

verdes de intenções hostis a bases avançadas de

exploração humana, passando por antigas civilizações

lutando contra a evolução climática do planeta pela sua

sobrevivência.

Não existe qualquer sinal de antigas civilizações,

sendo também muito improvável a existência de qualquer forma de vida. É no entanto

possível que esta tenha existido quando o clima marciano era mais ameno, podendo

nesse caso existir vestígios fósseis no planeta.

A superfície de Marte exibe muitas semelhanças com a terrestre. Possui dois

Pólos, leitos secos de antigos rios, que provam a abundância de água no estado líquido

por todo o planeta há milhões de anos. Actualmente, a temperatura é demasiado baixa e

a atmosfera demasiado fina para permitir a existência de, água à superfície, sendo no

entanto possível que esta exista no subsolo.

O vulcanismo também deixou as suas marcas no

planeta, sendo uma delas o Monte Olimpo que, com 27

km de altitude e 600 km de diâmetro, é o maior vulcão

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do Sistema Solar. O complexo vulcânico no norte da região Tharsis é tão grande que

estraga a forma esférica do planeta. O Vale Marineris também não lhe fica atrás em

grandiosidade: com 5.000 km de comprimento parece atravessar o planeta de um lado

ao outro!

Marte parece ser percorrido periodicamente por grandes tempestades de areia,

que formam dunas e outras marcas na superfície. Esta tem uma cor avermelhada devido

à abundância de óxidos ferrosos na constituição da areia que a

cobre.

As duas pequenas luas de Marte não são mais que

grandes rochedos, escuros e crivados de crateras. O maior,

Fobos (medo), tem cerca de 20 km de diâmetro e dá uma

volta ao planeta em menos de 8 horas. Deimos (pavor) tem

cerca de 13 km. A sua forma e constituição parece indicar que

se tratam de asteróides capturados pela gravidade do planeta.

Fobos

Deimos

Devido aos movimentos dos dois planetas em torno do Sol, Marte aproxima-se

da Terra a cada dois anos, sendo a sua observação favorável durante um curto período.

Diz-se que Marte está em oposição.

Mariner 4

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Foi a primeira sonda planetária a observar Marte de perto, passando apenas a

9 846 km do planeta em 1965. Mostrou a superfície cor de ferrugem com vestígios de

antigos cursos de água.

Mariner 6 – 7

Estas duas naves idênticas foram lançadas em 1969

com 31 dias de intervalo, com o objectivo de obterem

imagens da superfície de Marte e a composição química da

sua atmosfera.

Mariner 9

Com instrumentos semelhantes aos das suas antecessoras,

foi a primeira nave a orbitar outro planeta (1971). Devido a uma

grande tempestade de poeira que obscureceu a superfície do

planeta, a sonda foi reprogramada para esperar quase dois meses

antes de começar a obter imagens. Ao fim de 349 dias em órbita,

transmitiu para a Terra 7 329 imagens representando 80% da

superfície e as duas luas marcianas.

Viking 1 – 2

A missão Viking consistiu em duas naves, cada

uma formada por um módulo orbital e um módulo de

pouso, que chegaram a Marte em 1976. Os módulos

orbitais obtiveram imagens de alta resolução (para a

época) de toda a superfície, mediram o vapor de água da

atmosfera e observaram as duas luas marcianas, passando

a Viking 1 a 90 km de Fobos enquanto a Viking 2

fotografou Deimos à distância de 22 km. Os módulos de

pouso recolheram e analisaram amostras do solo marciano,

enquanto realizavam observações meteorológicas.

Mars Pathfinder

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Com o objectivo principal de testar meios de

baixo custo para explorar outros planetas, esta missão

consistiu num pequeno veículo telecomandado que

analisou algumas rochas nas vizinhanças do local de

pouso, enquanto o módulo de transporte, baptizado

em honra do astrónomo Carl Sagan com o seu nome,

servia de elo nas comunicações com a Terra e de

estação meteorológica. Chegou a marte em Julho de

1997.

Mars Global Surveyor

Em órbita à volta de Marte, esta nave veio substituir a Mars Observer, perdida

pouco antes de entrar em órbita em Agosto de 1993. Colocada numa órbita muito

elíptica, de forma a economizar combustível, esta foi depois tornada quase circular

usando o atrito provocado pela atmosfera marciana para reduzir a velocidade da nave.

Na sua nova órbita definitiva pode obter mapas de alta resolução de todo o planeta em

cada semana.

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Ao contrário de Vénus, o planeta Marte, irá um dia ser alcançado e mesmo

habitado pelo homem. É um pouco mais frio do que a Terra (a sua temperatura varia de

-120º C a 25º C, conforme o sítio e a época do ano, ao passo que a temperatura da Terra

varia entre -40º C e 45º C). Pensa-se que a ligeira atmosfera de Marte será um dia

transformada de modo a ficar igual ou parecida com a da Terra e que se poderão criar

lençóis de água na superfície (esta operação é chamada “terraformação” de Marte).

Existe, de facto, água em Marte, embora não na forma líquida à superfície (a água

líquida só foi vista até agora à superfície da Terra). Conhecemos a superfície de Marte

porque várias sondas não tripuladas lá pousaram, enviando dados para a Terra.

Uma viagem tripulada a Marte, que se deverá realizar cerca do ano 2020,

demorará cerca de dois anos, usando a tecnologia das actuais naves espaciais. A volta

demorará, obviamente, outros dois anos. Porque havemos de ir a Marte? Em primeiro

lugar pela curiosidade e aventura que sempre presidiram aos maiores empreendimentos

humanos... Depois, por necessidades de ordem prática, uma vez que o nosso planeta

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deve, dentro de alguns séculos, estar menos habitável do que hoje, devido à poluição, ao

esgotamento de recursos naturais e à sobrepopulação.

Marte tem as tempestades de poeira maiores e mais violentos em nosso sistema

solar.

As tempestades de Marte podem durar semanas ou até meses! Os ventos podem

soprar a poeira até 6-10 mph. A energia das tempestades de poeira vem do sol. As

tempestades de poeira começam depois de Marte está mais próximo ao sol. Marte tem

tempestades de poeira muito pior do que a Terra porque não tem oceanos ou água na

atmosfera.

O maior desfiladeiro conhecido para a humanidade é em Marte.

Valles Marineris têm cerca de 2.500 Km de

comprimento e que se estendem por todo o Estados

Unidos se sobre a Terra! Em alguns lugares, este

canyon têm mais de 6 Km de profundidade - quase

sete vezes mais profundo que o Grand Canyon. Esta

grande estrutura, pensa-se que tenha sido formado

por uma combinação de falhas e erosão,

provavelmente pela água.

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Alguns dos meteoritos encontrados na

Terra são na realidade partes do

planeta Marte. Até o mês de Setembro

de 1998, treze "Meteoritos Marcianos"

haviam sido encontrados.

Júpiter

É o maior planeta do Sistema Solar, com uma massa 318 vezes superior à da Terra. No seu interior caberiam todos os outros planetas do Sistema Solar. Júpiter se fosse mais maciço, não seria um planeta mas uma estrela.

Júpiter, Urano e Neptuno possuem anéis não tão evidentes como os de Saturno.

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Possuí uma grande mancha vermelha que é formada por uma tempestade existente nas suas nuvens há mais de 300 anos.

O astrónomo Galileu Galilei, em 7 de Janeiro de 1610, no seu jardim em Pádua (Itália), observou pela primeira vez quatro luas (satélites naturais) de Júpiter. Actualmente, com os novos telescópios e sondas, foram descobertos muitos mais.

Júpiter com os seus 63 satélites constitui um pequeno sistema planetário. Muitas das luas exteriores são provavelmente asteróides capturados pela gravidade do planeta gigante. Destacam-se os seguintes satélites: Io (astro do Sistema Solar com a maior actividade vulcânica), Europa (encontra-se debaixo da sua crosta gelada um oceano líquido), Ganimede (o maior de todos os satélites, maior que Mercúrio e Plutão) e Calisto.

Topo

Chegámos ao reino dos gigantes gasosos. Júpiter orbita o Sol a 5.2 UA (800 000 000 km) e a essa distância recebe apenas 4% da luz que chega à Terra, de modo que a temperatura no cimo das nuvens é de -143 ºC. Demora quase 12 anos a dar uma volta em torno do Sol. O dia joviano dura cerca de 10 horas e, tal como no Sol, é mais curto no equador que nos pólos.

Júpiter é mais de 1000 vezes maior que a Terra e tem 318 vezes a massa desta. Na realidade tem mais do dobro da matéria de todos os outros planetas juntos. No cimo das nuvens a força de gravidade é mais de duas vezes a terrestre.

A atmosfera de Júpiter é imensa e complexa, salpicada de relâmpagos e rodopiando em grandes tempestades. Uma destas tempestades é visível da terra como uma grande mancha vermelha, e terá sido observada pela primeira vez por Galileu, há quase 400 anos! Visíveis com um pequeno telescópio são também as bandas escuras criadas por fortes ventos Este-Oeste.

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Não é certo que por baixo da atmosfera se esconda um núcleo sólido, no entanto as condições extremas de pressão (trinta milhões de vezes superior à pressão atmosférica terrestre) e temperatura que se supõem existir no centro do planeta prestam-se a variadas teorias, desde metal líquido até hidrogénio metálico (que poderá ser super-condutor), passando por carbono cristalino (diamante).

O campo magnético joviano é gigantesco, mesmo em proporção à dimensão do planeta, estendendo-se ao longo de milhões de quilómetros pelo Sistema Solar. Aprisionadas nesta magnetosfera encontram-se muitas partículas carregadas (capturadas do Vento Solar ou espalhadas pelos vulcões de Io), que originam uma cintura de radiação capaz de danificar equipamento electrónico e perigosa para eventuais viajantes humanos. A "cauda" deste campo magnético (a parte que é empurrada pelo Vento Solar no sentido oposto ao do Sol, à semelhança das caudas dos cometas) pode atingir a órbita de Saturno.

Com as suas 16 luas e vários anéis, Júpiter parece um sistema solar em miniatura. Cada uma das luas é um mundo diferente: cobertas de gelo, rochosas, crivadas de crateras ou com superfícies suaves.

As quatro maiores luas, Io, Europa, Ganimedes e Calisto, foram descobertas em 1610 por Galileu, sendo por isso chamadas frequentemente as "luas de Galileu".

A atmosfera de júpiter é constituida principalmente por hidrogénio (81%) e hélio (18%), uma constituição muito semelhante à das estrelas. Se Júpiter fosse entre 50 e 100 vezes mais massivo seria uma estrela e não um planeta. Do restante 1% da constituição fazem parte vestígios de metano, amónia, fósforo, vapor de água e hidrocarbonetos.

São facilmente visíveis padrões alternados de bandas escuras e de zonas claras. As localizações e dimensões destas bandas e zonas varia gradualmente ao longo do tempo. Nestes locais existem tempestades que podem durar anos, uma delas, a grande mancha vermelha, existe há já alguns séculos, tendo sido observada pela primeira vez por Galileu. Esta mancha roda no sentido contrário ao dos ponteiros do relógio com um período de seis dias, e como se situa no hemisfério sul trata-se de um sistema de altas pressões, aquilo a que na Terra chamamos de anti-ciclone.

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Em Júpiter existe cerca de uma dúzia de ventos dominantes, com velocidades que podem atingir 150 m/s no equador. Na Terra os ventos são provocados pela grande diferença de temperatura entre os pólos e o equador (cerca de 40º Celsius), mas os pólos e o equador jovianos estão à mesma temperatura (pelo menos no topo das nuvens).

Supõe-se que a atmosfera de Júpiter possua três camadas de nuvens. No topo estão as nuvens de gelo de amónia, no meio as de cristais de "ammonium-hydrogen sulfide" e, na camada mais baixa, de gelo (de água) e talvez até água no estado líquido. As cores vivas das tempestades de Júpiter são provavelmente devidas à sua composição química. Apesar de não existir muito carbono na atmosfera, este combina-se facilmente com hidrogénio e pequenas quantidades de oxigénio para formar vários compostos orgânicos. As cores laranja e castanha das nuvens de Júpiter podem ser devidas à presença destes compostos orgânicos, ou de enxofre e fósforo.

Com os seus 39 satélites (dos quais apenas 27 têm nome) e vários anéis, Júpiter parece um sistema solar em miniatura. Cada uma das luas é um mundo diferente: cobertas de gelo, rochosas, crivadas de crateras ou com superfícies suaves.

As quatro maiores luas, Io, Europa, Ganimedes e Calisto, foram descobertas em 1610 por Galileu, sendo por isso chamadas frequentemente as "luas de Galileu".

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Pouco maior que a "nossa" Lua, Io é a terceira maior das luas de Júpiter, a quinta em distância ao planeta, e o corpo geologicamente mais activo que se conhece; quando a sonda espacial Voyager 1 a fotografou em 1979 foram descobertos nove vulcões em actividade, alguns deles espalhando gases e partículas sólidas a altitudes de 300 quilómetros e a velocidades superiores a 1 km/s.

Apesar de Io mostrar sempre o mesmo lado a Júpiter durante a sua órbita (à semelhança da Lua relativamente à Terra), as outras luas maiores, Europa e Ganimedes, perturbam a sua órbita tornando-a numa elipse irregular. Assim, a variação da distância a Júpiter provoca um gigantesco efeito de maré, fazendo com que a superfície de Io se deforme verticalmente em cerca de 100 metros.

Estas distenções/contracções geram imenso calor no interior de Io, mantendo assim a camada inferior da sua crosta no estado líquido e procurando chegar à superfície para aliviar a pressão. Desta forma a superfície de Io está em constante renovação, sendo qualquer cratera de impacto rapidamente preenchida com lagos de lava. Não se sabe ao certo qual a composição desta lava, mas supõe-se que seja constituida principalmente por enxofre e alguns dos seus compostos (explicando assim a coloração variada) ou por silicatos. O dióxido de enxofre é o principal constituinte da ténue atmosfera. Dados recolhidos pela sonda Galileo sugerem que exista um núcleo rico em ferro, justificando assim a existência de um campo magnético.

Europa é um mundo que tem cativado a curiosidade dos cientístas. É possível que, sob a sua crosta gelada, exista um oceano de água em estado líquido. Como recentemente foram descobertas formas de vida nos locais mais inóspitos da Terra, alguns tão escuros e frios como se pensa que Europa seja, ressurgiu a esperança de encontrar vida extra-terrestre no Sistema Solar.

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As imagens obtidas pelas sondas Voyager mostram planícies geladas amareladas com algumas zonas vermelhas ou castanhas. Existem fendas com milhares de quilómetros por toda a superfície, que é a mais suave do Sistema Solar.

Olhando com mais atenção para a superfície, reparamos que esta parece ser formada por "cacos", colados com algum material proveniente de debaixo da superfície. Linhas, direitas ou curvas, riscam a superfície em todas as direcções. Fracturas, fossos e até "poças" congeladas indiciam uma história geológica única. Existem algumas grandes marcas circulares que podem ter tido origem em impactos.

À semelhança de Io, a força gravítica exercida por Júpiter e pelas outras luas origina um efeito de maré que estica e comprime Europa em algumas dezenas de metros, fracturando assim a superfície gelada e permitindo que esta se renove com matéria que flui através das fendas.

Uma possibilidade interessante é a de o calor produzido pelas constantes dilatações/contracções derreter parte da crosta sob a superfície, originando assim lagos ou até oceanos. A possível existência de água no estado líquido leva logo à possibilidade de existência de vida, talvez à semelhança do que acontece nas profundezas oceânicas terrestres junto a fontes hidrotermais.

Com um diâmetro de 5268 Km, Ganimedes é a maior lua do Sistema Solar, maior até que Mercúrio e Plutão. É provavelmente constituído por um núcleo rochoso, um manto de gelo e silicatos e uma crosta de rocha e gelo.

A superfície de Ganimedes exibe montanhas, vales, crateras e fluxos de lava. As zonas mais escuras têm muitas crateras de impacto, revelando assim a sua maior idade. As zonas mais claras estão marcadas por cristas e depressões, aparentando origem mais recente.

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Calisto é o terceiro maior satélite do Sistema Solar, quase do tamanha de Mercúrio. É o mais exterior dos satélites descobertos por Galileu, orbitando Júpiter para lá das principais cinturas de radiação. Dos quatro é o que tem a menor densidade e a superfície mais escura. A sua constituição deverá ser semelhante à de Ganimedes, mas com um núcleo menor e um grande manto gelado.

Calisto tem ainda a maior densidade de crateras do Sistema Solar, provavelmente devido à ausência de actividade geológica à superfície. É o único corpo com mais de 1000 Km que não mostra quaisquer sinais de renovação da superfície, desde a sua formação, tendo assim a paisagem mais antiga do Sistema Solar.

A maioria das luas não passa de asteróides que se aventuraram demasiado perto de Júpiter e foram capturados pela gravidade do planeta. São os casos de Metis, Adrastea, Amalthea e Thebe.

As sondas Voyager também revelaram o sistema de anéis, provavelmente formado por poeiras libertadas de algumas luas por impactos de meteoritos.

Pioneer 10Lançada em 2 de Março de 1972, a Pioneer 10 foi a primeira nave espacial a atravessar a cintura de asteróides e a atingir o sistema solar exterior, passando a cerca de 130000 km de Júpiter em Dezembro de 1973. Durante este encontro a sonda fotografou Júpiter e as suas luas, recolheu dados sobre a sua magnetosfera, cinturas de radiação, campo

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magnético, atmosfera e interior. As informações obtidas foram muito importantes para o desenvolvimento das sonda Voyager e Galileo. Foi também a primeira nave a utilizar a atracção gravítica de um planeta para alterar a sua velocidade e é actualmente o segundo artefacto humano mais distante da Terra.

Pioneer 11Seguindo no encalço da sua "irmã" mas com um ano de diferença, a Pioneer 11 foi a segunda sonda espacial a visitar Júpiter e, com a ajuda deste, seguiu em direcção a Saturno. Na viagem para Júpiter os seus instrumentos mediram os campos magnéticos interplanetário e planetário, o vento solar, os raios cósmicos, a zona de transição entre a heliosfera e a magnetosfera de Júpiter, a abundância de hidrogénio neutro, características das partículas de poeira, a atmosfera e superfícies de Júpiter e alguns dos seus satélites. Ficou sem energia em 1995, pelo que já não é possível comunicar com a sonda.

Voyager 1Lançada em Setembro de 1977, passou a 349000 km de Júpiter em Março de 1979. Em poucos dias seguiu os ventos e tempestades violentas na atmosfera de Júpiter, descobriu relâmpagos entre as nuvens, descobriu o sistema de aneis, obteve imagens espectaculares das quatro maiores luas, descobriu novas luas e confirmou a existência da "cauda" magnética de Júpiter. Apesar de ter partido 16 dias depois da sua "gémea" Voyager 2, foi colocada numa trajectória mais rápida que lhe permitiu chegar a Júpiter com quatro meses de vantagem. Em Novembro de 1980 passou próxima da maior lua de Saturno, Titã. Em Fevereiro de 1991, então a seis mil milhões de quilómetros da Terra, a Voyager 1 obteve uma imagem histórica de quase todos os planetas do Sistema Solar. É actualmente a nave espacial mais distante da Terra, prosseguindo a sua viagem pelo espaço interestelar.

Voyager 2A Voyager 2 conseguiu realizar o grande cruzeiro pelo Sistema Solar exterior, aproveitando um raro alinhamento planetário para visitar os quatro planetas gigantes.

http://nautilus.fis.uc.pt/astro/ss/html-pt/jupiter/galeria.php

Even though Jupiter is made of hydrogen and helium, the lightest gasses, it is the heaviest planet in the Solar System.

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http://nautilus.fis.uc.pt/astro/ss/html-pt/jupiter/galeria.php


Jupiter is a giant ball of gas and liquid, with barely any solid surface to stand on. Astronomers believe that Jupiter is primarily made up of hydrogen and helium, the two lightest elements. However, Jupiter has the most mass of any planet in the solar system. It weighs as much as 318 Earths! It also would take 1,000 Earths to fill up the volume of Jupiter.

Jupiter's characteristic features are the Great Red Spot, and a complex system of red belts that look like stripes on the surface of the planet. Jupiter recently lost one of its stripes, and NO ONE KNOWS WHY.

(sources: 1, 2)

You can fit all the planets in our solar system into Jupiter and there still would be room.

Jupiter has a volume of 1.4313×10^15 km3 or equivalent 1321.3 Earths. The combined volume of all the other planets in our solar system, Mercury, Venus, Earth, Mars, Saturn, Uranus, and Neptune is only equivalent of 886.48 Earths. Adding in Pluto, which has only 0.0059 the volume of Earth, doesn’t help much either. Not only that, but the mass of Jupiter is more than twice the combined mass of the rest of the solar system’s planets.

Learn more about Jupiter here.

It takes nearly 12 Earth years for Jupiter to orbit the Sun.

(source)

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http://library.thinkquest.org/C005921/Jupiter/jupiLocOrb.htm



http://www.solarviews.com/eng/jupiter.htm

http://en.wikipedia.org/wiki/Pluto

http://en.wikipedia.org/wiki/Neptune

http://en.wikipedia.org/wiki/Uranus

http://en.wikipedia.org/wiki/Saturn

http://en.wikipedia.org/wiki/Mars

http://en.wikipedia.org/wiki/Earth

http://en.wikipedia.org/wiki/Venus

http://en.wikipedia.org/wiki/Mercury_(planet)

http://en.wikipedia.org/wiki/Jupiter

http://www.dailymail.co.uk/sciencetech/article-1277734/Jupiter-loses-stripes-scientists-idea-why.html

http://www.nasa.gov/worldbook/jupiter_worldbook.html

http://www.omg-facts.com/viewer/?image_location=http://thebigfoto.com/wp-content/uploads/2009/04/jupiter.jpg


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Saturno

Dos cinco planetas conhecidos desde a antiguidade, Saturno é o mais distante. É conhecido como o planeta dos anéis.

Galileu em 1610, observou Saturno através de um telescópio e verificou qualquer coisa que o rodeava. Em 1659, o astrónomo holandês Christiaan Huygens anunciou que, o observado por Galileu, era um anel. Na verdade não existe um, mas sim um conjunto de vários anéis.

Possuí pelo menos 46 satélites.

Topo

Saturno é o sexto planeta do Sistema Solar quando contados a partir do Sol e o último dos conhecidos na antiguidade, mas talvez o primeiro em majestade e beleza.

Apesar de todos os planetas gigantes possuirem anéis, os de Saturno são, sem dúvida, os mais espectaculares. Foram observados pela primeira vez em 1610 pelo astrónomo italiano Galileu Galieli mas apenas em 1659 Huygens, utilizando um telescópio aperfeiçoado, verificou que se tratava de uma "estrutura" separada do planeta. Em 1676 Cassini descobriu divisões entre os anéis, da qual a maior tem hoje o seu nome.

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Com uma largura de 270 000 km e cerca de 1 km de espessura são formados principalmente por partículas de gelo que variam em tamanho desde grãos de poeira até ao de uma casa.

A atmosfera deste gigante gasoso apresenta faixas semelhantes às de Júpiter, apesar de menos coloridas, resultantes de fortes ventos cujo sentido (este-oeste ou oeste-este) depende da latitude. Consiste essencialmente de hidrogénio e hélio e apresenta vestígios de outros elementos que, segundo processos químicos, formam outras substâncias detectáveis no cimo das nuvens, como amónia e metano.

Outras semelhanças com Júpiter são as tempestades de forma oval, o visível achatamento nos pólos (é o mais achatado de todos os planetas) e o grande número de satélites (18 são já conhecidos) dos quais o maior, Titã, é rodeado por uma atmosfera de azoto semelhante à que terá existido na Terra pouco depois da sua formação.

http://nautilus.fis.uc.pt/astro/ss/html-pt/saturno/galeria.php

Saturn has a lasting hexagon shape at its north pole.

The geometric mystery was first discovered during the NASA Voyager missions of the 1980s, and it has survived for the three decades that have followed. In 2006, Oxford scientists were able to simulate the phenomenon using circulating water and a bit of green dye. They found that they were

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able to manipulate the central ring of green water into nearly any shape by altering its speed relative to the water moving around it. Apparently, this sort of phenomenon is not nearly as rare as they would have thought - in fact, geometric configurations are quite commonplace within the realm of fluid dynamics. These shapes can even be seen in hurricanes here on Earth!

(source)

There could be life on one of Saturn’s moons!

Though no sunlight reaches the moon Enceladus, there could be microbial life there, just like the microbial life on Earth that can exist without sunlight. On Earth, there are types of bacteria that can survive without absorbing oxygen or consuming photosynthetic life forms. These bacteria have existed for millions of years, before the Earth had the oxygen-rich atmosphere that it has today. They lived by consuming methane. These bacteria still exist today in volcanic rocks along the Columbia River. The ecosystem of Enceladus resembles those ecosystems.

Recently, researchers have discovered water ions in Enceladus. This suggests that there may be liquid water on the moon, lending further credibility to the idea that there is life on it.

You can read more about methanogenic bacteria in this NASA article. For more about the Cassini-Huygens mission that found water on Enceladus, read this article.

And while there may be life on Saturn's moon, there's no way there's life on Saturn itself. The planet is less dense than water.

Saturn's rings and the gaps between the rings both have names.

The rings are not so creatively named, though. Each ring has been assigned a letter from A to G in the order that they were originally discovered. Inexplicably, scientists decided to get fancier with the empty space between rings

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http://www.omg-facts.com/view/view/OMG/5885

http://www.omg-facts.com/view/view/OMG/5885

http://www.sciencedaily.com/releases/2010/02/100209144657.htm

http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/enceladus-f20080326.html

http://news.discovery.com/space/saturns-north-pole-hexagon-mystery-solved.html


than the rings themselves! Each gap is named after a famous astronomer that historically was associated with studies of Saturn.

Read more about the rings of Saturn at NASA's website.

Saturn could float in the water.Saturn is the least dense planet in our solar system. It's only 1/10 as dense as Earth and about 2/3 as dense as water. If you're less dense than water, you can float.

However, Saturn is 95 times as massive as Earth. It's the second most massive planet after Jupiter. Still, the force of gravity on Saturn is only a little more than on Earth. A 100-lb object on Earth would weigh 107 lbs on Saturn. (source)

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http://www.nasa.gov/worldbook/saturn_worldbook.html




http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Saturn&Display=Rings

http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Saturn&Display=Rings

http://www.omg-facts.com/viewer/?image_location=http://whyfiles.org/wp-content/uploads/2009/02/saturn-in-eclipse.jpg


Urano

Foi o primeiro planeta descoberto com a ajuda de um telescópio. A sua descoberta deve-se a William Herschel, em 1781.

O planeta tem uma inclinação de 98%, em relação ao plano da sua órbita, o que significa que o planeta praticamente está deitado de lado, enquanto gira em torno do Sol. Tem um movimento retrógrado tal como Vénus.

Possuí 27 satélites.

Topo

Urano é o sétimo planeta a contar do Sol, em torno do qual efectua a sua translação em 84 anos, a uma distância de 19,2 UA. Com 60 vezes o volume da Terra e 14 vezes a sua massa, é o terceiro maior do Sistema Solar.

Tal como os outros planetas gigantes, não tem superfície sólida e a sua atmosfera é composta principalmente por hidrogénio e hélio. A sua cor azulada revela a presença de

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metano acima das camadas de nuvens. Apesar de, da terra, não se notarem detalhes nesta atmosfera, a sonda Voyager 2 descobriu algumas nuvens ténues que se deslocavam para oeste a velocidades entre os 100 e os 600 quilómetros por hora.

Este planeta tem, no entanto, algo de peculiar. O seu eixo de rotação faz com o plano da sua órbita um ângulo de 97 graus. Assim o planeta parece rolar como uma bola ao longo da órbita, em contraste com os restantes que giram como piões. Isto poderá ter sido provocado por uma colisão com um corpo celeste de dimensão planetária, ainda na juventude do Sistema Solar.

Urano foi o primeiro planeta a ser descoberto através de observação telescópica, em 1781 por William Herschel, e foi inicialmente confundido com um cometa.

Em 1977, ao observar a passagem de Urano em frente de uma estrela (ocultação), verificou-se que esta desaparecia e reaparecia quando o planeta se aproximava da localização aparente da estrela. Isto só seria possível se Urano estivesse rodeado de um sistema de anéis, como foi posteriormente confirmado. O número de anéis conhecidos, que começou por ser 6, aumentou para 11 aquando da passagem pelo planeta da sonda Voyager 2,em 1986.

Conhecem-se 17 satélites em torno deste planeta, dos quais os maiores têm menos de metade do tamanho da nossa Lua.

http://nautilus.fis.uc.pt/astro/ss/html-pt/urano/galeria.php

Winter on Uranus lasts 21 years!

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http://nautilus.fis.uc.pt/astro/ss/html-pt/urano/galeria.php


Because it takes Uranus 84 Earth-years to orbit the Sun, each of its seasons lasts for a quarter of this time, or 21 years. A two-decade winter sounds bad to begin with, but if you could live on Uranus I guarantee it would be even more brutal than you realize! This is because, unlike Earth’s axis, which is slightly tilted off vertical (relative to the Sun), the axial tilt of Uranus is nearly perpendicular to the Sun. This means that for two of those four 21-year seasons, one of the poles will NEVER see the Sun! This sort of thing happens on Earth too, but winter near our poles means they get very little sunlight for a few weeks, not none at all for 21 years! (source)

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http://earthsky.org/space/what-are-the-seasons-like-on-uranus


Neptuno

É o oitavo planeta do Sistema Solar.

Foi o primeiro planeta a ser previsto através de cálculos matemáticos mesmo antes da sua observação. Urano possui uma trajectória só explicada pela existência de outro planeta. Foi descoberto em 1846, dezassete dias mais tarde a sua maior lua Tritão foi descoberta.

Actualmente são conhecidos 13 satélites.

Topo

Neptuno foi, até 1999, o planeta mais distante do Sol, tendo sido então "ultrapassado" por Plutão. A 30 UA do Sol, que orbita em 165 anos, está tão longe de Urano como este de Saturno. Tem quase o mesmo tamanho, massa, densidade, composição química e estrutura interna que Urano, o que os torna os planetas mais parecidos do Sistema Solar.

A principal diferença está na meteorologia, pois Neptuno apresenta frequentemente nuvens brancas que denunciam os ventos mais fortes do Sistema Solar (cerca de 2400 km por hora!) e, à semelhança de Júpiter, tem uma gigantesca tempestade visível como uma grande mancha azul escura.

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Neptuno foi o primeiro planeta a ser descoberto com o auxílio de cálculos matemáticos, depois confirmados com a observação telescópica. Como Urano mostrava algumas irregularidades na sua órbita, os matemáticos LeVerrier e Adams, tabalhando independentemente, propuseram que haveria um outro planeta cuja influência gravítica afectava a órbita de Urano e calcularam a sua posição. Esta previsão foi recebida com algum cepticismo, mas em 1846 foi descoberto este planeta, por Galle, muito próximo da posição calculada.

Com cerca de 60 vezes o volume da Terra, Neptuno é o menor dos planetas gigantes. A sua atmosfera de hidrogénio, hélio e metano extende-se até grande profundidade, fundindo-se gradualmente com um núcleo líquido que terá aproximadamente o tamanho da Terra. O metano é o responsável pela cor azulada do planeta, mais evidente do que em Urano.

O eixo de rotação deste planeta encontra-se inclinado 30 graus em relação ao plano da órbita, o que origina quatro estações com a duração de 40 anos. Á semelhança da Terra, em que no pólo do hemisfério em que é verão o "dia" dura seis meses, nas regiões polares de Neptuno este "dia" dura 40 anos!

Em 1989, quando Neptuno foi visitado pela sonda Voyager 2, foi descoberta uma grande mancha oval no hemisfério sul do planeta. esta "Grande Mancha Escura", como foi então denominada, é um gigantesco ciclone que poderia conter a Terra, girando no sentido contrário ao dos ponteiros do relógio e que se move para oeste a 1200 km por hora. Ao contrário da Grande Mancha Vermelha, visível em Júpiter desde que o planeta foi observado telescopicamente pela primeira vez há mais de 400 anos, esta parece ser de curta duração pois as imagens recentes obtidas pelo Telescópio Espacial Hubble não mostram sinais da sua presença. No entanto surgiu uma mancha semelhante no hemisfério norte de Neptuno.

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A sonda Voyager 2 detectou também uma mancha escura de menor dimensão e uma nuvem de movimento muito rápido e forma triangular a que se chamou "Scooter" (visível nesta imagem entre as duas manchas escuras), para além de núvens a grande altitude sobre a camada de hidrogénio e hélio.

Neptuno tem pelo menos oito luas, das quais a maior, Tritão, foi descoberta apenas 17 dias depois do planeta. Seis destas luas foram descobertas em 1989 pela Voyager 2.

Tritão orbita Neptuno no sentido contrário ao da rotação do planeta, do qual se vai aproximando gradualmente. A sua queda, que acontecerá nos próximos 10 a 100 milhões de anos, formará um grande sistema de anéis que se poderá tornar mais espectacular que o de Saturno. É o corpo mais frio já observado no Sistema Solar, com uma temperatura à superfície de 235 graus centígrados negativos. Nesta superfície, coberta de azoto gelado, a exposição solar provoca por vezes "geysers" de azoto que levam consigo partículas de poeira, que caiem depois na superfície provocando os riscos escuros que foram observados um pouco por todo o satélite.

Neptuno tem um pequeno sistema de 5 anéis, de larguras diferentes, e aos quais foram dados nomes. O mais exterior é Plateau, que não é mais do que uma cintura de poeiras algo dispersas com 5800 km de largura. Ao anel Adams (que contém três arcos por vezes chamados de Liberdade, Igualdade e Fraternidade, mas são mais conhecidos por "arcos do anel"), seguem-se um ainda sem nome onde se encontra a lua Galateia, depois

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LeVerrier (as zonas exteriores deste anel chamam-se Lassel e Arago) e finalmente Galle. Supõe-se que estes anéis sejam de curta duração.

http://nautilus.fis.uc.pt/astro/ss/html-pt/neptuno/galeria.php

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Plutão *

É o menor de todos os planetas do Sistema Solar, o mais frio e mais distante do Sol. Foi descoberto em 1930.

Possui uma órbita elíptica muito pronunciada, o que faz com que por vezes esteja mais próximo do Sol do que Neptuno.

Possuí um satélite: Caronte.

Alguns astrónomos referem que Plutão não deveria ser considerado um planeta devido à sua pequena dimensão. Faz parte de uma zona a que se dá o nome de Cintura de Kuiper. As dúvidas aumentaram com as mais recentes descobertas.

A Cintura de Kuiper existe entre a órbita de Neptuno e aproximadamente 30 UA (unidades astronómicas), onde aparecem mais de 1000 objectos. É um mundo gelado e daqui surgem alguns cometas, outros provêm da mais longínqua Nuvem de Oort.

Uma das recentes descobertas da Cintura de Kuiper é "Quaoar" (Kwa-whar), conhecido oficialmente como 2002 LM60, com um diâmetro de 1.300 km, metade do tamanho de Plutão.

Astrónomos norte-americanos anunciaram recentemente ter descoberto um novo planeta no Sistema Solar. É maior que Plutão e está a 14,5 mil milhões de quilómetros do Sol. É o primeiro corpo, do Sistema Solar, maior que Plutão descoberto no século XXI. O planeta tem o nome provisório de 2003-UB313 e foi confirmado no dia 8 de Janeiro de 2005, através do Telescópio Samuel Oschin, no observatório de Monte Palomar (Califórnia). O corpo celeste é um membro típico da cintura de asteróides Kuiper, mas que se pode classificar de planeta devido ao seu tamanho, mais do dobro do tamanho de Plutão. O novo astro já tinha sido fotografado no dia 31

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de Outubro de 2003, mas estava muito distante e só foi possível determinar o seu movimento através da análise de novas imagens.

* Plutão perdeu estatuto de planeta

Desde 24 de Agosto de 2006, a nova definição refere para que um corpo celestial possa ser considerado um planeta deve orbitar em torno de uma estrela, ter massa suficiente para ter gravidade própria e assumir uma forma arredondada e ser dominante na órbita que apresenta. Esta última norma foi determinante para desclassificar Plutão do seu estatuto de planeta.

Plutão está a uma distância média de 39,5 UA do Sol e é geralmente o planeta mais remoto do Sistema Solar.

Este planeta foi descoberto apenas em 1930 e por acaso: devido a perturbações nos movimentos de Urano e Neptuno foi sugerida a existência de um décimo planeta; apesar dos primeiros cálculos estarem errados, Clyde Tombaugh descobriu que um ponto luminoso se deslocava perto da posição prevista (este deslocamento só é perceptível comparando imagens obtidas com o intervalo de algumas semanas). Actualmente, com o novo valor para a massa de Neptuno obtido pela sonda Voyager 2, a discussão encontra-se encerrada: não existe décimo planeta!

Na sua longa órbita elíptica em torno do Sol, a distância ao astro-rei varia de 30 a 50 AU, tendo sido mínima em 1989. De facto, entre 1979 e 1999 Plutão esteve mais próximo do Sol que Neptuno, o que acontece durante 20 anos em cada órbita, que demora 248 anos a completar.

Como ainda não foi visitado por nenhuma sonda terrestre, o que sabemos de Plutão provém de observações telescópicas, do Satélite Astronómico de InfraVermelhos (IRAS) e do Telescópio Espacial Hubble (HST). Muitas questões importantes sobre este planeta esperam por uma missão espacial que nos ajude a compreender este mundo distante.

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Plutão parece ter à superfície uma camada de metano, azoto e monóxido de carbono congelados. Quando se aproxima do Sol algum deste gelo sublima e forma uma ténue atmosfera, cuja pressão é apenas um milionésimo da atmosfera terrestre. Ao afastar-se do Sol esta atmosfera congela e volta a cair sobre o planeta como neve.

Supõe-se que tenha um núcleo rochoso, rodeado por um manto composto principalmente por gelo de água. A massa deste planeta é apenas um sexto da massa da nossa lua, enquanto o planeta tem dois terços do diâmetro desta (2300 km).

A lua de Plutão, Caronte, tem quase metade do tamanho do planeta. Os dois astros estão em ressonância gravítica, o que faz com que tenham sempre as mesmas faces viradas um para o outro. A superfície de Caronte parece ter principalmente gelo de água.

http://nautilus.fis.uc.pt/astro/ss/html-pt/plutao/galeria.php

When Pluto lost its planethood it also lost its name.

Back in 2006 Pluto was reclassified as a dwarf planet, much to the dismay of elementary school students across the globe. What you may not have known about this decision is that the former planet was also given a number to replace its name!

Following the International Astronomical Union’s decision, our former ninth planet was assigned the asteroid number 134340 by the Minor Planet Center, a subdivision of the IAU that is in charge of compiling information about asteroids and comets in our solar system. Its companion satellites, formerly known as Charon, Nix, and Hydra, have also been numbered: 134340 I, 134340 II, and 134340 III, respectively. The decision was made to reinforce Pluto’s demotion - every asteroid in our solar system is given a number, so the same process was taken to officially ‘dwarf’ the former planet. (source)

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http://www.cosmosmagazine.com/news/656/134340-the-planet-formerly-known-pluto

http://nautilus.fis.uc.pt/astro/ss/html-pt/plutao/galeria.php


Pluto's name was invented by an 11-year-old girl.

Venetia Burney, from Oxford, England, named the newly discovered planet in 1930. The name comes from Pluto, the Roman god of the underworld, not Pluto, Mickey Mouse's pet dog.

In 2006, Burney said "The name had nothing to do with the Disney cartoon. Mickey Mouse's dog was named after the planet, not the other way around." (source)

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http://www.telegraph.co.uk/news/obituaries/science-obituaries/5280426/Venetia-Phair.html




Os cometas são uma mistura de gelo e pedra, que se mantêm quase inalterados desde a formação do Sistema Solar. Consistem num núcleo sólido, geralmente com apenas alguns quilómetros de diâmetro, formado essencialmente por pedaços de gelo e rocha aglutinados, podendo possuir um centro rochoso. Quando se aproximam mais do que a órbita de Júpiter o calor do Sol vaporiza parte do gelo, que forma uma nuvem em torno do núcleo a que se chama cabeleira. Frequentemente, muito do gelo encontra-se aprisionado em cavidades rochosas e a sua sublimação provoca jactos de gás que o espalham por milhares de quilómetros, contribuindo assim para a difusão da cabeleira. A pressão da luz solar e o vento solar empurram o material da cabeleira na direcção oposta ao Sol, formando a cauda. A cauda do cometa pode estar dividida em duas, uma formada por poeiras e que pode ser curva, a outra formada por partículas electricamente carregadas e de forma rectilinea, mas ambas apontam sempre no sentido oposto ao do Sol, qualquer que seja o movimento do cometa. Depois de várias órbitas todo o gelo e poeira foi perdido para o espaço e tudo o que resta é uma rocha escura.

As particulas de poeira que os cometas libertam sao as principais responsaveis pelos meteoros, tambem conhecidos por estrelas cadentes. Quando a Terra atravessa uma zona do espaço percorrida por um cometa, onde estas particulas se encontram mais concentradas, os meteoros sao muito mais frequentes originando, assim, as famosas "chuvas de estrelas".

Para além da órbita de Plutão existe uma cintura de pequenos asteróides e cometas, a cintura de Kuiper, que conterá vários milhares de milhões de cometas. As diferentes excentricidades das suas órbitas faz com que as suas durações sejam muito diferentes, o que leva à divisão em cometas de curto período (uma revolução em menos de 200 anos) e de longo período (uma revolução pode demorar 30 milhões de anos).

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Apesar de a grande maioria de cometas passar a uma distância "segura" do Sol (se não fosse assim, ao longo dos 4500 milhões de anos de existência do Sistema Solar já teriam sido quase todos destruidos), por vezes a interacção gravítica com os planetas pode alterar as suas orbitas e causar a sua destruição no Sol.

Da mesma forma, estas alterações orbitais podem levar um cometa a colidir com um planeta, como foi possivel observar recentemente em Júpiter. Um dos cometas mais famosos é o de Halley, isto por ter sido o primeiro cuja reaparição no firmamento foi prevista, pelo astrónomo de quem herdou o nome. Edmund Halley acreditava que alguns dos cometas brilhantes que tinham sido já registados não eram mais do que passagens sucessivas do mesmo cometa, e reparou que alguns dos registos tinham datas espaçadas de aproximadamente 76 anos. Particularmente, se os cometas de 1531, 1607 e 1682 fossem o mesmo corpo celeste, então ele deveria passar novamente em 1758. Na realidade, todas as passagens do cometa Halley desde o ano 248 AC foram registadas. A sua última visita ao centro do Sistema Solar foi em 1986, esperando-se o seu regresso em 2061. Cometas como o Hyakutake ou o Hale-Bopp, que nos visitaram recentemente, têm a sua origem na Nuvem de Oort, uma concha de "detritos", que contém, estima-se, um bilião de cometas (milhão de milhões) e começa a cerca de 100 000 UA em todas as direcções, envolvendo o centro do Sistema Solar e marcando o limite onde a influência gravitacional do Sol deixa de se sobrepor à das outras estrelas vizinhas. O Sistema Solar termina "oficialmente" na heliopausa, uma região onde o vento solar encontra a resistência e se mistura com os ventos das restantes estrelas da galáxia. A sonda Voyager 1, lançada em 1977, atingirá a heliopausa em cerca de 20 anos.

http://nautilus.fis.uc.pt/astro/ss/html-pt/cometas/galeria.php

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http://nautilus.fis.uc.pt/astro/ss/html-pt/cometas/galeria.php


Comet tails always face away from the Sun.

This seems more than a bit counter-intuitive, so let me explain. A comet's tails are made up of materials breaking of off it, such as water droplets, dust, or carbon dioxide vapor. These materials actually separate into TWO different tails - a dust tail and a plasma tail made of ionized gas (the dust tail is far brighter because its solid particles reflect sunlight better than gases in the other tail. Being that they are each called a 'tail,' one would naturally infer that the particle trail would be located 'behind' the comet, that is to say that they would be located OPPOSITE the direction in which the comet is moving.

However, this is not the case. The tails are not created by the comet's momentum, they are actually produced by energy from the Sun often referred to as the "solar wind." The solar wind is what melts the ice and sublimates the comet's frozen gases. The reason every comet tail faces away from the Sun is because this solar wind actually moves much faster than the speed of the comet itself. This is why some comets can be seen traveling INTO their own tails!

More info about comets can be found at NASA.

Only one satellite has ever been destroyed by a meteor.

This occurred in 1993 during the annual Perseid meteor shower. Surprisingly, the main threat is not the meteor's impact, but the dusty plasma cloud that forms as a result of the collision! That year, an Olympus communications satellite was struck, and the resultant plasma cloud messed with the electrical system and zapped its control system, rendering it useless. Meteor impacts are remarkably rare - one scientist estimates that 150,000 rocks pass the satellites each hour, making the odds of a crash somewhere between one in ten thousand and one in a million! (source)

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http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/1999/ast10nov99_1/



http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Comets&Display=OverviewLong





On November 30, 1954 Ann Hodges became the only person in the world to be injured by a meteorite.

While taking a nap on her couch November 30, 1954, an 8-pound meteorite crashed through the living room ceiling and injured her on the hip. It left her with a grapefruit-sized bruise on her hip. (source)

The odds of a meteor landing on your house are 1 in 182,138,880,000,000.

Your odds of becoming the President of the United States, dating a supermodel, or contracting mad cow disease are much much better than your odds of your house getting hit by a meteor. You're also more likely to to witness a UFO or die from either a shark attack or from contact with hot tap water.

http://www.nasa.gov/topics/nasalife/features/worldbook.html

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http://www.nasa.gov/topics/nasalife/features/worldbook.html



http://legacy.decaturdaily.com/decaturdaily/news/061130/meteorite.shtml






Os Asteróides são fragmentos rochosos que "sobraram" da formação do Sistema Solar, há cerca de 4 500 milhões de anos. Muitos destes corpos celestes orbitam o Sol numa região situada entre as órbitas de Marte e Júpiter, a que se chama a Cintura de Asteróides. Esta "cintura" contém milhares de asteróides, que variam em dimensão desde os 940 km de diâmetro de Ceres até objectos com menos de um quilómetro.

Na sua órbita elíptica em torno do Sol um asteróide pode, ocasionalmente, passar suficientemente perto de um planeta de modo que a interacção gravítica deste altere a sua órbita e o "atire" para outra região do Sistema Solar. Poderá acontecer que a nova órbita se cruze com a de um planeta, aumentando assim a probablilidade de uma colisão.

Colisões destas foram já responsáveis pelo desaparecimento de formas de vida na Terra, como a que vitimou dois terços das espécies existentes há 65 milhões de anos, entre as quais os dinossauros. Já anteriormente, há mais de 300 milhões de anos, uma outra colisão provocou a extinção de 90 por cento das espécies na Terra. Muitas destas extinções não são causadas pelo impacto em si, que provoca extinções entre as espécies locais, mas sim pela rápida mudança de condições climatéricas que se lhe seguem às quais muitas espécies não se conseguem adaptar.

Os primeiros asteróides foram observados no princípio do sécule dezanove, surgindo a própria palavra "asteróide", que deriva do grego "semelhante a estrela", apenas em 1802.

Muito do que sabemos acerca destes objectos provém de observações telescópicas realizadas nos últimos 200 anos, mais recentemente da passagem de sondas exploratórias nas proximidades (Galileu e Clementina) e, há bem pouco tempo, numa operação espectacular que terminou com o primeiro pouso de um objecto terrestre num asteróide, da sonda NEAR (Near-Earth Asteroid Rendez-vous), que orbitou o asteróide Eros durante um ano.

Através da análise espectral da luz solar difundida pelos asteróides é possível saber a sua constituição química e mineral. Uma outra forma de obter informação acerca destes objectos é a análise de meteoritos, pequenos fragmentos rochosos que, após deambularem pelo Sistema Solar, acabaram por cair no nosso planeta.

As primeiras imagens próximas de um asteróide foram obtidas quando a sonda Galileu passou por Gaspra em 1991 e depois por Ida em 1993, na sua viagem para Júpiter. Verificou-se que têm formas irregulares, à semelhança de batatas, crivados de crateras e fracturas. Uma descoberta inesperada foi a de Dactyl, o pequeno satélite de Ida, talvez um fragmento resultante de uma colisão.

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http://nautilus.fis.uc.pt/astro/ss/html-pt/asteroides/galeria.php

NASA is preparing to land astronauts on asteroids!

In fact, NASA has been looking into the feasibility of sending manned spacecraft to near-Earth objects (NEOs) for years. The advantages for such a mission when compared to a moon landing or a Mars landing is that asteroids are smaller targets with weaker gravitational fields, making it more energy efficient to fly to and from an asteroid. Currently NASA is still shopping around for the ideal asteroid for a landing. There are nine asteroids that will be accessible targets for manned missions over the next 2 decades. The current goal is to send astronauts onto one of those asteroids by 2025. This would be seen as a baby-step toward sending a mission to Mars.

Check out this Discovery interview with a NASA engineer about future asteroid missions Or you can just read this article from Space.com.

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http://www.omg-facts.com/view/Facts/%22http:/www.space.com/11189-nasa-asteroid-choice-astronauts-deep-space.html%22

http://www.omg-facts.com/view/Facts/%22http:/dsc.discovery.com/space/im/asteroid-nasa-missions.html%22

http://nautilus.fis.uc.pt/astro/ss/html-pt/asteroides/galeria.php


Outras estrelasNo tempo de Galileu, pensava-se que as estrelas se situavam todas a igual distância da Terra (figura 1.29): estavam sobre a chamada esfera celeste, para além de Saturno, o último planeta conhecido na época.

Figura 1.29 - Gravura antiga mostrando o homem a sair para fora do Sistema Solar. Até ao século XVII pensava-se que o mundo era finito e que as estrelas estavam todas fixas, imóveis, na superfície de uma esfera (“esfera celeste”). Só depois se começou a supor que havia mais mundo e que as estrelas estavam a diferente distância de nós…

De facto, as outras estrelas estão muito para além do Sistema Solar. A estrela mais próxima de nós depois do Sol chama-se Próxima do Centauro e encontra-se a uma distância de muitos milhões de quilómetros: 40,85 milhões de milhões de quilómetros ou, se escrevermos os zeros todos,

dSol-Próxima = 40 850 000 000 000 km.

Podemos usar uma potência de dez: 4,085 x 1013 km. Mas preferimos, em vez de indicar essa distância em quilómetros, dizer que ela é de 4 anos-luz, o que significa que a luz dessa estrela demora quatro anos a chegar até nós, do mesmo modo que dizemos que a Lua está a 1 segundo-luz, porque o luar demora um segundo a chegar até nós, e o Sol está a 8 minutos-luz, porque a luz solar demora oito minutos a chegar à Terra. Se a estrela Próxima se apagasse (o que não vai acontecer assim de repente!) passariam 4 anos antes de o sabermos. A Próxima não se vê a olho nu mas só com um telescópio, no céu do hemisfério Sul. No entanto, há outras duas estrelas, Alfa e Beta do Centauro, que estão perto da Próxima e se vêem a olho nu, desse hemisfério.

Essas três estrelas dizem-se “do Centauro” porque estão numa zona do céu onde se situa uma constelação chamada Centauro (um ser imaginário metade homem e metade animal, representado na figura 1.30). As constelações, em geral, são grupos de estrelas que assinalam zonas do céu. Já as vamos estudar.

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Figura 1.30 - Constelação do Centauro. É precisa muita imaginação para conseguir ver o centauro, ser metade homem e metade cavalo, ao olhar apenas para as estrelas.

As constelações, como a do Centauro, são grupos de estrelas que a vista e a imaginação humana associam a certas figuras. Há várias dezenas no céu, que facilmente são identificadas à vista desarmada, ou melhor ainda com binóculos, recorrendo a cartas celestes (mapas do céu, ver figura 1.12). De facto, as estrelas de uma constelação não estão juntas, como parece, situando-se umas mais perto de nós e outras mais longe. Como as estrelas se movem realmente no espaço (sim, o Sol move-se no espaço, levando com ele o Sistema Solar!), as constelações actuais vão-se desfazendo... para eventualmente se criarem outras. Este processo é muito lento; não houve grandes alterações houve desde que o homem existe na Terra há mais de um milhão de anos! Uma das constelações mais conhecidas é a Ursa Maior, apenas visível do hemisfério Norte. A partir da Ursa Maior, é fácil encontrar a estrela Polar, que faz parte da constelação chamada Ursa Menor (figura 1.31).

Figura 1.31 - Ursa Maior, Ursa Menor e estrela Polar. Para encontrar a estrela Polar a partir da Ursa Maior, prolonga-se cinco vezes o segmento que une as duas estrelas do trapézio da Ursa Maior do outro lado da cauda.

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Outras galáxiasExistem outras galáxias para além da nossa? Sim, muitas. Observam-se bem com telescópios. Em particular, o telescópio espacial “Hubble” que está em órbita da Terra, fora da atmosfera, consegue registar um enorme número de galáxias. Os radiotelescópios na Terra também captam ondas de rádio que vêm das galáxias (mas são ruído e não sinais que pessoas inteligentes tenham emitido...). A galáxia mais próxima de nós a Grande Nuvem de Magalhães – está a

1,62 x 1018 km = 170 000 anos-luz

do centro da Galáxia (figura 1.33). É apenas visível do hemisfério Sul e foi identificada no tempo do navegador português Fernão de Magalhães. De facto, parece uma nuvem e nesse tempo não se imaginava que era um grupo de estrelas. Mas a Grande Nuvem de Magalhães é, apesar do nome, uma galáxia pequena, comparada com outras como, por exemplo, a nossa. Existe uma outra Nuvem de Magalhães, próxima da primeira, que se chama Pequena Nuvem de Magalhães. Ambas têm uma forma irregular.

Figura 1.33 - Grande Nuvem de Magalhães, uma pequena galáxia, vizinha da nossa, só visível do hemisfério Sul.

Uma galáxia semelhante mas maior do que a nossa e que à vista desarmada é apenas uma pequena mancha no céu é Andrómeda (figura 1.34). É preciso saber onde está e ter um bom olho para a encontrar: situa-se na constelação de Andrómeda, no céu do hemisfério Norte. Trata-se do objecto mais longe que se consegue ver a olho nu. Essa galáxia está a cerca de 2,2 milhões de anos-luz e tem o mesmo aspecto que a nossa: uma espiral, que roda em torno do seu centro.

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Figura 1.34 - Andrómeda. É uma galáxia maior do que a nossa e visível do hemisfério Norte. Alguns escritores de ficção científica situam em Andrómeda as suas histórias.

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Os confins do universoO que há para além de Andrómeda? Mais galáxias, que não passam de “partículas” no grande espaço vazio. Os objectos mais longínquos que foram observados no céu têm o nome de quasares (objectos quase-estelares, que parecem ser centros activos de galáxias, mas não se sabe bem o que são). Estão a cerca de 15 000 milhões de anos-luz. A luz de objectos tão distantes como esses (figura 1.35) só é captada com a ajuda de potentes radiotelescópios (figura 1.28). Essa luz, captada hoje, partiu há cerca de 15 000 milhões de anos.

Figura 1.35 - Quasar. Os quasares são objectos misteriosos nos confins do universo. Afastam-se em relação à Galáxia com grande velocidade.

Será o universo finito ou infinito? Não sabemos com certeza absoluta, mas parece, de acordo com os dados mais recentes, que o universo é infinito. De qualquer modo, só podemos ver directamente uma parte do universo e os quasares já estão praticamente no limite daquilo que conseguimos ver (horizonte do universo, usando-se aqui a mesma palavra, horizonte, que se usa na Terra para designar o limite da paisagem). E porque é que não podemos ver o universo para além de um certo limite?

Por meio de observações cuidadosas das galáxias, concluiu-se não só onde estavam mas que velocidade elas tinham relativamente a nós. Verificou-se que, em média, as galáxias se estão a afastar da nossa (que não está no centro do mundo mas simplesmente no centro daquilo que dela se vê). De facto, afastam-se não só da nossa mas umas das outras. E afastam-se tanto mais rapidamente quanto mais longe estão. Os quasares estão a afastar-se da Via Láctea com uma velocidade que é 99% da velocidade da luz...

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Forças gravitacionaisVimos como é o movimento da Terra em torno do Sol ou o da Lua em torno da Terra, ou ainda o da Galáxia em torno de si própria. Mas ainda não falámos de uma questão importante. Porque é que isso acontece? Os cientistas não ficam contentes em saber como, querem saber porquê... Não se contentam em descrever, pois querem também explicar.

Desde sempre que o homem observa movimentos, seja o movimento dos astros no céu seja o movimento de objectos na Terra. A partir do século XVII, começou a relacionar o movimento dos astros no céu com o movimento dos objectos na Terra. Essa ligação foi essencial para se desenvolver a Física. Qual é a causa do movimento e das alterações do movimento, quer na Terra quer no céu?

O que é uma Força Força de gravitação Universal Peso

O que é uma forçaOs físicos criaram o conceito (ou noção, ideia científica) de força para explicar as interacções (acções recíprocas) entre corpos e a consequente existência de movimentos mais ou menos complicados, no céu ou na Terra. De facto, Galileu foi o primeiro cientista a estudar em pormenor os movimentos na Terra, para além de os ter observado no céu. Não conseguiu perceber a causa dos movimentos no céu, mas concluiu que, na Terra, um corpo permanece imóvel (quer dizer, com velocidade nula) se não for empurrado nem puxado, isto é, se não sofrer forças, ou se as forças nele aplicadas se compensarem. Esta afirmação parece clara, sendo fácil colocar um corpo imóvel em relação à Terra. Se esse corpo parado sofrer forças, passa então a mover-se com uma certa velocidade. Força tem, portanto, a ver com velocidade, embora seja diferente de velocidade: uma força pode mudar a velocidade de um corpo, passando a velocidade do valor zero para outro valor qualquer.

Um puxão ou um empurrão são exemplos de forças. Quando puxamos ou empurramos um corpo qualquer existe uma interacção entre nós e esse corpo: um exemplo é um pontapé que damos numa bola. Forças desse tipo em que o agente, que exerce a força, e o objecto, onde ela está aplicada, se contactam chamam-se forças de contacto. Por outro lado, há forças que não são de contacto pois se exercem à distância: chamam-se mesmo forças à distância. Neste caso não há nada no meio entre o agente e o objecto que sirva para transmitir a força. As forças da experiência seguinte são forças à distância.

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http://nautilus.fis.uc.pt/astro/hu/gravi/peso.html

http://nautilus.fis.uc.pt/astro/hu/gravi/gravitacao_universal.html

http://nautilus.fis.uc.pt/astro/hu/gravi/uma_forca.html


Figura 1.38 - Atracção e repulsão de dois magnetes. Estas forças são magnéticas.

Figura 1.39 - Atracção de papelinhos por um balão. Estas forças são eléctricas.

A força (símbolo F, em itálico) está relacionada com a velocidade, uma vez que uma força produz uma alteração de velocidade. Vejamos, em pormenor, como indicar velocidades e forças.

A velocidade de um corpo (símbolo v, em itálico) é uma grandeza física que indica se um corpo se move mais depressa ou mais devagar. Mas, para indicar completamente a velocidade, é preciso ainda dizer em que direcção e para que lado se move o corpo. Assim, uma bola de futebol disparada da marca de “penalty” para a baliza tem um certo valor (com uma certa unidade, por exemplo metros por segundo, m/s), uma certa direcção e um certo sentido. Indicamos essa velocidade por uma seta ou vector e dizemos que a velocidade é uma grandeza vectorial.

A força é, tal como a velocidade, uma grandeza física que se representa por uma seta ou vector. Significa isto que são características importantes de uma força não só o valor ou intensidade (com a respectiva unidade, que estudaremos adiante) mas também a direcção e o sentido. Convém sempre indicar, além do valor da força, a direcção e o sentido da força, isto é, a linha recta onde se situa a seta e o lado para onde esta aponta (figura 1.40). Por vezes interessa ainda dizer o ponto onde está aplicada, o chamado ponto de aplicação da força.

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http://nautilus.fis.uc.pt/astro/hu/gravi/images/imagem38.jpg



Figura 1.40 - Uma força representa-se por um vector

Quando temos duas ou mais forças a actuar sobre o mesmo corpo ele fica sujeito a uma força total ou resultante. Temos, por isso, de saber somar forças (atenção: só se podem somar forças com forças, velocidades com velocidades e nunca forças com velocidades!). Por exemplo, um carrinho sobre uma mesa pode ser empurrado para um certo lado por uma pessoa e empurrado para o outro lado por outra pessoa. Se os dois empurrões se compensarem, o carrinho fica sujeito a uma força resultante nula. Não se move então! Mas se um empurrão for maior do que o outro, o carrinho move-se no sentido para o qual é mais empurrado. Em geral, duas forças com a mesma direcção somam-se de uma maneira simples: se apontarem para o mesmo lado, basta somar os tamanhos das duas setas; mas se apontarem para lados diferentes, subtrai-se o tamanho da seta menor ao da seta maior (figura 1.41). Existe uma regra para somar forças quando elas não estão sobre a mesma linha: é a chamada regra do paralelogramo. Para obter a força soma ou resultante de duas forças aplicam-se as duas no mesmo ponto, constrói-se um paralelogramo com esses dois lados e obtém-se a soma unindo o ponto origem das duas forças com o vértice oposto (figura 1.42).

Figura 1.41 - Soma de duas forças com a mesma direcção, com o mesmo sentido e com sentidos diferentes.

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Figura 1.42 - Regra do paralelogramo para somar duas forças com direcções diferentes.

Como sabemos que as forças se somam pela regra do paralelogramo? Esta regra tem uma justificação experimental. Todas as grandezas físicas se podem medir e as forças medem-se com um aparelho chamado dinamómetro. Um dinamómetro consiste de uma mola que se pode esticar ou encolher conforme a sua ponta é puxada ou empurrada. O dinamómetro mede um puxão ou um empurrão, porque um puxão ou um empurrão fazem a mola, respectivamente, encolher ou esticar. Se puxarmos um carrinho sobre uma mesa em duas direcções diferentes, tal é equivalente a puxar segundo uma única direcção dada pela regra do paralelogramo, sendo o valor da força resultante indicado pelo tamanho da diagonal. Este resultado pode ser obtido com um dinamómetro.

O valor da força, como o da maior parte das grandezas físicas, é indicado não apenas por um número mas por uma unidade, que nos indica o padrão de medida. A unidade de força, num conjunto de unidades aceites internacionalmente que se designa por Sistema Internacional (SI), é chamada newton, em homenagem ao físico inglês Isaac Newton (a unidade newton escreve-se com minúscula mas o respectivo símbolo é a maiúscula N). Já vamos compreender melhor o que significa essa unidade.

Galileu afirmou que um corpo parado continuava parado enquanto não actuassem forças sobre ele, podendo as forças ser tanto de contacto como à distância. Mas Galileu concluiu também o seguinte: se um corpo tiver velocidade de valor constante e direcção e sentido também constantes (a trajectória é uma linha recta), permanece com esse movimento se não for actuado por uma força ou se existirem forças que se compensem (isto é, cuja resultante seja nula). Diz-se então que o movimento é rectilíneo e uniforme (figura 1.43). Segundo Galileu, não são necessárias forças para haver movimento rectilíneo e uniforme, mas sim e apenas para o alterar!

Figura 1.43 - Movimento rectilíneo e uniforme de um corpo. A velocidade é constante, tanto em valor como em direcção e sentido. Não existe então nenhuma força a actuar sobre o corpo (ou existem várias forças e a resultante é nula).

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Por outro lado, se um corpo tiver movimento rectilíneo mas acelerar (aumentar de velocidade) ou travar (diminuir de velocidade), ou ainda se tiver um movimento curvilíneo (com trajectória curva), então existe uma força a actuar. Galileu estudou a queda dos corpos na superfície da Terra, caso em que a velocidade não é constante, pois uma pedra que se deixa cair do cimo de uma torre acelera, isto é, desloca-se cada vez mais depressa (figura 1.44).

Figura 1.44 - Queda de corpos na Torre de Pisa. Conta a lenda que Galileu deixou cair pedras do cimo de uma torre da cidade italiana de Pisa, para estudar os movimentos. A velocidade cada vez maior é indicada por uma seta vertical, a apontar sempre para baixo, com um tamanho cada vez maior. Existe uma força a actuar sobre o corpo.

O movimento de queda de uma pedra é acelerado, porque há uma força, a que chamamos força gravitacional ou gravítica, que puxa a pedra para baixo. Chamamos habitualmente peso à força gravítica exercida por um certo astro (grave significa pesado em latim). No caso da pedra, o peso é devido à Terra mas está exercido sobre a pedra. Os corpos caem, portanto, porque têm peso, porque são pesados.

O movimento da Terra em volta do Sol é praticamente circular e não rectilíneo. Assim, também deve ser explicado por uma força. Podemos observar uma situação semelhante se prendermos um fio a uma pedra e a pusermos a andar à volta, na horizontal, por cima da nossa cabeça (essa arma chama-se funda, e terá sido usada pelo pequeno David para vencer o gigante Golias, figura 1.45). Neste caso, a força sobre a pedra é exercida pela mão e comunicada através do fio (é uma força de contacto), mas, no caso da Terra e do

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Sol, não existe nenhum fio entre a Terra e o Sol que prenda um astro a outro. De facto, a força entre a Terra e o Sol é uma força à distância, de certo modo semelhante à força de um íman sobre um clip ou à força de um balão esfregado numa camisola de lã sobre um pedacinho de papel (experiência 1.5).

Figura 1.45 - Funda, uma arma muito antiga. Está indicado o vector velocidade.

A funda é uma arma perigosa, porque a pedra pode ser lançada a grande velocidade. Vamos construir uma funda inofensiva pois o corpo na ponta do fio não é largado.

Figura 1.46 - Modelo da funda.

Não há nenhum fio entre a Terra e o Sol. Que força é então responsável pelo movimento de translação da Terra em torno do Sol? A solução para este problema foi dada pelo grande físico inglês, que viveu depois de Galileu, Isaac Newton (1642 - 1727, figura 1.47). Newton nasceu no ano em que Galileu morreu e, por isso, os dois não se conheceram. Mas Newton pegou nas ideias de Galileu e desenvolveu-as.

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Figura 1.47 - Sir Isaac Newton, físico inglês dos séculos XVII e XVIII. Sir é um título dado pelo rei ou rainha de Inglaterra. Newton foi, com Galileu, um dos fundadores da Física.

Força de gravitação universalLembremos que a força gravitacional traduz uma interacção à distância. Uma pedra largada na Terra é puxada para a Terra devido à força gravítica ou peso que actua sobre ela. Mas o mesmo acontece com a Lua!

Conta a lenda que Newton percebeu um dia, quando estava debaixo de uma macieira e uma maçã lhe caiu na cabeça, que a força que fazia cair a maçã era do mesmo tipo da força que puxava a Lua para a Terra (figura 1.48). Newton descobriu, portanto, que a força gravítica não existe apenas à superfície da Terra: existe em todo o lado do universo, pelo que se diz universal. Assim, a Lua está sujeita à força gravítica da Terra e é puxada para a Terra do mesmo modo que uma maçã. A Lua é como uma maçã, apesar de maior... Do mesmo modo, a Terra está sujeita à força gravítica do Sol. E o Sol está sujeito à força gravítica das pesadas estrelas no centro da Galáxia. A força de gravitação, como é universal, também existe fora da nossa Galáxia. A Nuvem Grande de Magalhães é atraída pela nossa Galáxia e a nossa Galáxia é atraída pela Andrómeda.

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Figura 1.48 - Isaac Newton debaixo da macieira. A maçã cai na vertical por cima da cabeça de Newton. Mas se fosse dado um piparote muito violento à maçã na horizontal, ela podia ficar em órbita, imitando a Lua.

Por que é que a Lua não cai para a Terra tal qual uma pedra? Por que é que a Terra não cai para o Sol? E por que é que o Sol não cai para o centro da Galáxia?

É que o movimento tem de obedecer à força mas não tem de seguir a força! Repare-se numa pedra que se atira ao ar. A pedra começa por subir, apesar da força gravítica ser vertical e para baixo (figura 1.49). Se ignorarmos a força de resistência do ar, a única força actuante é a força gravítica, sempre praticamente constante, a apontar para o centro da Terra. A pedra sobe em virtude das condições com que foi lançada. A certa altura, a pedra inverte o sentido da sua velocidade e começa a descer, caindo cada vez mais depressa. Ou repare-se numa pedra enviada obliquamente para o ar: a pedra segue uma linha curva, apesar da força gravítica ser sempre para baixo (figura 1.50). Também neste caso, se ignorarmos a força de resistência do ar, a força gravítica é sempre constante, mas a pedra sobe em virtude das condições com que foi lançada.

Figura 1.49 - Lançamento vertical de uma pedra. Desprezamos a força de resistência do ar. A figura indica os vectores velocidade e força.

Figura 1.50 - Lançamento oblíquo de uma pedra. Desprezamos a força de resistência do ar. A figura indica os vectores velocidade e força.

A Terra e a Lua têm movimentos circulares devido ao que chamamos condições iniciais: quando se formou o Sistema Solar, há cerca de 4 500 milhões de anos, a Terra

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ficou a circular em volta do Sol e a Lua ficou a circular em volta da Terra. As velocidades da Terra em volta do Sol e da Lua em volta da Terra eram já nessa altura como são hoje (figura 1.51): mantêm o seu valor mas mudam permanentemente de direcção. A velocidade é sempre tangente à trajectória. A força gravitacional, que aponta sempre para o centro da órbita, mantém tal situação. Assim tem sido e assim continuará a ser… Se imaginarmos que a força gravitacional cessava de repente (não, isso não vai acontecer!), a Lua sairia disparada da sua órbita caminhando para a frente, em linha recta, com a mesma velocidade com que tinha quando a força tinha acabado (figura 1.51). Do mesmo modo, a Terra sairia disparada da sua órbita (figura 1.51). E o Sol sairia da sua órbita em torno do centro da Galáxia. Sem forças gravíticas, os astros ficariam todos com movimento rectilíneo e uniforme.

Figura 1.51 - Órbita da Terra em volta do Sol. Estão representadas a velocidade e a força que se exerce sobre a Terra. Na direita mostra-se o que aconteceria se as forças gravitacionais acabassem de repente. A Terra seguiria em frente em linha recta e com velocidade constante.

Já dissemos que a força de gravitação universal traduz uma interacção à distância e aponta para o centro do astro que exerce a força. Mas como é exactamente a força de gravitação universal? E de que depende essa força? Para saber isso temos de medir a força. Como se mede essa força?

Uma afirmação da Física que se aplica da mesma maneira a muitos objectos e situações é uma lei física. A lei da gravitação universal de Newton descreve a força de gravitação universal (figura 1.52):

Um corpo qualquer atrai outro exercendo sobre ele uma força gravitacional, dirigida ao longo da linha recta imaginária que une os dois corpos. O valor da força é directamente proporcional às massas dos dois corpos e é inversamente proporcional ao quadrado da distância entre os corpos.

As forças aparecem aos pares: se um corpo atrai outro, é também atraído pelo outro.

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Figura 1.52 - Força gravitacional exercida pelo Sol sobre a Terra. Dirige-se ao longo da linha entre os centros dos dois astros. Aponta no sentido da Terra para o Sol (o Sol puxa a Terra à distância: é uma força de atracção). A Terra não cai para cima do Sol, em virtude das condições iniciais.

A Matemática ajuda a descrever a lei de gravitação universal. A linguagem matemática é a maneira mais adequada para exprimir as leis da Física porque é resumida, clara e elegante. Em linguagem matemática, o valor da força gravitacional é:

em que G é uma constante, M é a massa do primeiro corpo, m é a massa do segundo corpo e d é a distância entre os centros dos dois corpos. A constante G é a mesma em todo o universo e em todas as ocasiões, chamando-se por isso constante de gravitação universal.

A fórmula anterior contém resumidamente a lei de gravitação universal. Quem souber Matemática olha para essa fórmula e enuncia logo a lei da gravitação universal. O que significa que a força é directamente proporcional a cada uma das massas? Significa que, para obter o valor da força F, temos de multiplicar a constante G pelas duas massas, M e m, que estão no numerador do lado direito da fórmula. E o que significa que a força é inversamente proporcional ao quadrado da distância? Significa que a força F diminui do seguinte modo quando a distância d aumenta: temos de elevar a distância d ao quadrado, no denominador, e, no fim, dividimos o numerador pelo denominador. Assim, se a distância entre dois corpos dados passar para o dobro, a força entre eles passa a ser quatro vezes mais pequena! E se passar para o triplo, a força passa a ser nove vezes mais pequena. Etc.

PesoEm vez da Lua, que é puxada pela Terra, vejamos em mais pormenor o caso, bem mais simples e próximo de nós, de uma pedra, também puxada para a Terra. Tanto num caso como no outro, a força gravítica tem a direcção da linha que liga a pedra ao centro

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da Terra ou a Lua ao centro da Terra. Nos dois casos aponta para o centro da Terra. Dizemos que um corpo é mais pesado do que outro se a força com que a Terra o atrai no mesmo lugar for maior. De acordo com a equação, escrita em cima, que exprime a lei de gravitação universal, o valor da força gravítica ou peso de uma pedra à superfície da Terra é

onde M é a massa da Terra, m é a massa da pedra e d=R é o raio da Terra, isto é, a distância aproximada da pedra ao centro da Terra (Newton descobriu que podíamos considerar que a massa da Terra estava toda concentrada no seu centro).

Se escrevermos,

vem simplesmente que o peso é dado por

P = m g.

O peso é directamente proporcional à massa. A constante g é chamada aceleração da gravidade na Terra. Como

g =

esta constante é o peso por unidade de massa. Podemos calcular o valor de g a partir da constante de gravitação universal, do raio da Terra e da massa da Terra. O resultado é

Como depende de propriedades do planeta Terra, a aceleração da gravidade não é uma constante universal. O valor de g é, portanto, característico do planeta Terra, ao contrário de G. À superfície de outros satélites, planetas ou estrelas a constante de proporcionalidade entre peso e massa é diferente, pois a massa e o raio dos vários astros são diferentes dos da Terra. Por exemplo, na Lua a força gravítica exercida sobre um objecto (ou peso) é seis vezes menor do que na Terra, pelo que os astronautas conseguiam dar grandes passadas e mesmo dar saltos com relativa facilidade (ver tabela 1.3, que contém uma coluna que compara o peso à superfície de cada planeta do Sistema Solar com o peso à superfície da Terra).

O peso na Terra é dirigido para o centro da Terra, ao longo de uma linha chamada vertical do lugar (figura 1.53). Essa direcção pode, pois, ser identificada pelo fio de prumo, um objecto pendurado de um fio, que é usado pelos pedreiros para construir paredes verticais. Ao longo dessa linha, distingue-se o sentido para cima, para o céu, e para baixo, para o centro da Terra. O significado de “em cima” e “em baixo” depende, como dissemos, do ponto da Terra onde estamos colocados, de modo que a força

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gravitacional aponta para baixo tanto para nós como para os habitantes da Terra nos antípodas de nós (as pessoas do outro lado da Terra; a palavra antípoda significa com os pés em posição oposta).

Figura 1.53 - Vertical e plano do horizonte. A linha vertical aponta para o centro da Terra e é perpendicular ao plano do horizonte. Este plano é é tangente à superfície da Terra.

O plano perpendicular à vertical é o plano horizontal ou plano do horizonte, que é tangente à Terra num dado lugar. A superfície da água parada indica esse plano.

Todos os corpos à superfície da Terra têm peso, porque todos eles são atraídos, com maior ou menor intensidade, pela Terra. Mas, se estão sujeitos a essa força, porque é que não têm todos um movimento acelerado no sentido para baixo? Alguns corpos estão imóveis porque outra força se opõe ao respectivo peso. Por exemplo, uma pessoa de pé no chão está sujeita a uma força, exercida pelo chão, que equilibra o seu peso. Outro exemplo: uma pedra pousada sobre uma mesa está sujeita a uma força, exercida pela mesa, que equilibra o peso da pedra (senão a pedra entrava mesmo para dentro da mesa!). A resultante das duas forças é nula (figura 1.54).

A força de atracção universal existe entre quaisquer dois objectos, não sendo necessário que um deles seja um planeta. Por exemplo, entre uma pedra em cima de uma mesa e uma pessoa próxima há uma força gravitacional. Mas essa força é muito pequena comparada com a força gravitacional que a Terra sobre a pessoa ou sobre a pedra, porque a Terra tem uma massa muito maior do que a pessoa ou a pedra. As forças gravitacionais entre objectos pequenos não têm nenhuns efeitos visíveis. Mesmo a força entre corpos grandes mas muito distantes, como Júpiter e Saturno, e a Terra é desprezável quando comparada com a força entre a Terra e Sol.

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Figura 1.54 - Pedra sobre uma mesa sujeita a duas forças opostas. A força total é nula e a pedra não se move.

Já falámos de massa de um corpo. A massa de um corpo é uma grandeza física (símbolo m) que caracteriza esse corpo. Quanto mais massa tem um corpo, mais difícil é movê-lo... A unidade de massa no Sistema Internacional é o quilograma (símbolo kg). A unidade de massa define-se como a massa de um cilindro que está guardado num museu perto de Paris, o quilograma-padrão (figura 1.55).

Figura 1.55 - Quilograma-padrão, um objecto que tem a massa de 1 kg. Em Portugal existe uma cópia dessa medida.

O valor do peso é proporcional à massa mas peso e massa são grandezas físicas distintas! No dia-a-dia as duas grandezas confundem-se: por exemplo, uma pessoa pesa-se numa balança e diz que “pesa 70 kg”. Mas, de facto, 70 kg é o valor da sua massa; o peso vale 70 x 9,8 = 700 N. Em Física é importante a distinção entre peso e massa. O peso é uma força – um vector - que depende do sítio onde está o objecto (o peso é seis vezes menor na Lua do que na Terra) mas a massa é uma propriedade do objecto que tem sempre o mesmo valor onde quer que o objecto se encontre (a massa é a mesma na Terra e na Lua). Os químicos sabem isso mas usam muitas vezes o termo “pesar” para se referirem à operação de determinar a massa de uma amostra.

Todas as grandezas físicas se podem medir e o peso não é excepção. Como determinar o peso de um corpo? Podemos usar uma balança. Mas um dinamómetro é um medidor de forças e permite também medir o peso de um objecto pequeno.

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Figura 1.56 - Medindo o peso de um objecto com um dinamómetro. Quanto mais a mola estica mais pesado é o objecto.

A massa é uma quantidade física e também se pode medir. Determina-se a massa logo que se saiba o peso num certo lugar, pelo que ao pesar se determina não apenas o peso mas também a massa. Sabendo o peso P e a aceleração da gravidade g ficamos a saber a massa. Resolvemos em ordem a m a equação P = m g, vindo:

m =

Normalmente, um objecto com maior tamanho tem mais peso e, portanto, mais massa. Mas nem sempre é assim! Só é sempre verdade para objectos feitos do mesmo material. Um objecto feito de outro material pode ser mais pequeno e pesar mais do que um outro maior: dizemos então que a massa é maior mas está concentrada num volume menor; o objecto diz-se mais denso. Conhecemos da Química a noção de densidade. Por exemplo: qual pesa mais, um quilograma de algodão ou de ferro? Pesam o mesmo! Mas o ferro ocupa menos espaço porque é mais denso.

Todos os corpos têm massa e, se estiverem perto de um planeta (ou mesmo estrela), têm também peso uma vez que são atraídos por ele. Vemos na televisão imagens de astronautas a bordo de uma nave em órbita da Terra, onde eles aparecem a flutuar, como se não tivessem peso (figura 1.57). É a situação chamada “falta de peso” ou imponderabilidade. Porém, este nome engana... uma vez que os astronautas têm peso: são atraídos para a Terra, tal qual a nave onde se situam (astronautas e nave têm movimento circular, com a força apontar para o centro da órbita). O peso é apenas um pouco menor do que na Terra.

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Figura 1.57 - Astronauta a flutuar no espaço montando a futura estação espacial. Dizemos que está numa situação de imponderabilidade mas, de facto, o astronauta tem peso.

Forças magnéticasComo vimos, há outras forças além da força gravitacional. Exemplos são as forças entre um magnete e um clip, entre um balão e um papelinho, ou ainda a força que o tampo de uma mesa exerce sobre uma pedra ou que o chão exerce sobre nós quando estamos de pé. Estas forças exercidas pela mesa ou pelo chão são devidas, em última análise, a repulsões entre cargas eléctricas.

As forças do universo podem ser dos seguintes tipos:

1. Forças gravitacionais, que já estudámos. São descritas pela lei de gravitação universal. 2. Forças eléctricas e magnéticas. Estas forças relacionam-se de perto. Alguns dos

efeitos das forças eléctricas serão estudados na próxima unidade,“Electricidade: da produção à distribuição. As forças magnéticas são tratadas nesta secção.

3. Forças nucleares. Estas são responsáveis pelas reacções que se dão nas estrelas no céu ou nas centrais nucleares que produzem energia na Terra.

As forças magnéticas são as forças que se exercem, por exemplo, entre um íman e um clip, ou entre dois ímans. Íman é o mesmo que magnete; a palavra íman significa “pedra que ama e a palavra magnete vem de Magnésia, região da Ásia onde há rochas que são magnetes. Na experiência 1.6 já vimos exemplos de forças magnéticas.

Há uma lei, também universal como a da gravitação, para as interacções entre cargas eléctricas: cargas eléctricas de sinal contrário atraem-se e cargas eléctricas do mesmo sinal repelem-se. Há ainda uma lei universal para as interacções entre pólos magnéticos: pólos do mesmo tipo repelem-se e pólos de tipo diferente atraem-se. A força gravítica, ao contrário das forças eléctricas e forças magnéticas, é sempre atractiva.

Acontece que a Terra é, toda ela, um gigantesco magnete (o que se deve a fenómenos em parte desconhecidos que se dão na zona central do nosso planeta). O magnete Terra exerce atracções sobre outros ímanes à sua volta. A Terra tem um pólo sul magnético,

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que, na realidade, está próximo do pólo Norte de que atrás falámos (chamado, mais precisamente, pólo Norte geográfico) e um pólo norte magnético, que está perto do pólo Sul de que atrás falámos (chamado pólo Sul geográfico). O pólo sul magnético da Terra atrai o pólo norte de qualquer magnete, pelo que o pólo norte do magnete aponta para o Norte magnético. A linha que une os dois pólos magnéticos faz actualmente um ângulo de 6º com o eixo de rotação da Terra. Esse ângulo, chamado declinação magnética, varia com o tempo (figura 1.58). Dizemos que o magnete Terra (conjunto dos dois pólos Norte e Sul magnéticos da Terra) exerce forças à distância, da mesma maneira que a massa da Terra origina forças gravitacionais à distância. Existe uma interacção magnética entre a Terra e, por exemplo, uma agulha magnética (uma agulha com um pólo Norte numa ponta e um pólo Sul na outra ponta, que é, portanto, um magnete), que faz a agulha rodar.

Figura 1.58 - A Terra como um magnete gigante, com o pólo sul magnético, perto do pólo Norte geográfico, e o pólo norte magnético, perto do pólo Sul geográfico. A Terra exerce forças magnéticas sobre uma agulha magnética.

Bússola e Orientação

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http://nautilus.fis.uc.pt/astro/hu/magn/bussola_orientacao.html

http://nautilus.fis.uc.pt/astro/hu/magn/images/imagem58.jpg


http://news.bbc.co.uk/2/hi/3492919.stm

Diamond star thrills astronomers Twinkling in the sky is a diamond star of 10 billion trillion trillion carats, astronomers have discovered.

The cosmic diamond is a chunk of crystallised carbon, 4,000 km across, some 50 light-years from the Earth in the constellation Centaurus.

It's the compressed heart of an old star that was once bright like our Sun but has since faded and shrunk.

Astronomers have decided to call the star "Lucy" after the Beatles song, Lucy in the Sky with Diamonds.

Twinkle twinkle

"You would need a jeweller's loupe the size of the Sun to grade this diamond," says astronomer Travis Metcalfe, of the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, who led the team of researchers that discovered it.

The diamond star completely outclasses the largest diamond on Earth, the 546-carat Golden Jubilee which was cut from a stone brought out of the Premier mine in South Africa.

The huge cosmic diamond - technically known as BPM 37093 - is actually a crystallised white dwarf. A white dwarf is the hot core of a star, left over after the star uses up its nuclear fuel and dies. It is made mostly of carbon.

For more than four decades, astronomers have thought that the interiors of white dwarfs crystallised, but obtaining direct evidence became possible only recently.

The white dwarf is not only radiant but also rings like a gigantic gong, undergoing constant pulsations.

"By measuring those pulsations, we were able to study the hidden interior of the white dwarf, just like seismograph measurements of earthquakes allow geologists to study the interior of the Earth.

"We figured out that the carbon interior of this white dwarf has solidified to form the galaxy's largest diamond," says Metcalfe.

Astronomers expect our Sun will become a white dwarf when it dies 5 billion years from now. Some two billion years after that, the Sun's ember core will crystallise as well, leaving a giant diamond in the centre of the solar system.

"Our Sun will become a diamond that truly is forever," says Metcalfe.

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A diamond that is almost forever




Black holes are theoretically formed every second.

There are so many black holes in the universe that counting them would be comparable to attempting to count grains of sand on a beach! One out of every thousand stars is large enough to potentially become a black hole, but humans have identified only about a dozen. The nearest of these is a full 1,600 light-years away from Earth! (source)

Although a typical neutron star is only 20 km in diameter, its mass is 1.4 times greater than that of the Sun.

These bodies are so dense that on Earth a teaspoonful of neutron star would weigh a billion tons! As you would expect, this also comes with a gravitational field far stronger than that of our home planet. A neutron star's surface gravity is about 200,000,000,000 stronger than that of Earth!

A neutron star is what happens when a star that is 4 to 8 times the size of the sun runs out of nuclear fuel and undergoes a supernova explosion. The central region of the star collapses in on its own gravity so and the protons and electrons are forced to turn into neutrons.

More about Neutron Stars can be found on the NASA website.

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http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/pulsars.html




http://hubblesite.org/explore_astronomy/black_holes/encyc_mod3_q7.html





The recently discovered "Goldilocks Planet" is so named because its conditions are "just right" for life to exist there.

The Goldilocks Planet (scientific name: Gliese 581-g) is a planet 20 light-years away that scientists say has the right conditions for life. It's the perfect distance from its sun for liquid water to exist.

This is still purely speculative though, since there's no evidence that there actually is any water on the planet. We also don't know whether there is any oxygen on the planet. Interestingly enough, the planet's solar system appears to be a miniature version of our own, with the equivalent of Mercury, Venus, Earth, Mars, Jupiter, etc.

More about the Goldilocks Planet in this NPR story.

Scientists have discovered a planet that's 7 times larger than Jupiter, but they don't understand how it was formed.

Astronomers recently found a fourth planet in orbit around the star HR 8799, but they cannot explain its existence! The other three planets, nearly 130 light-years from Earth, were discovered by scientists in Hawaii two years ago. This extremely large fourth planet does not follow any of the established rules for planet formation currently known to humankind!

Scientists have two theories that may account for the existence of this celestial giant. The first involves the rapid collapse of gas around a dense region called a graviational instability. The alternative explanation posits a core formed from accumulated dust, followed by gradual atmosphere accumulation. However, neither of these theories are able to explain the planet's formation in relation to its three neighbors! (source)

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http://www.msnbc.msn.com/id/40571736/ns/technology_and_science-space




http://www.npr.org/templates/story/story.php?storyId=130215192





NASA's Voyager 1 spacecraft has reached the edge of our solar system.

It has taken 33 years, but the space probe has finally done it. The craft was first launched on September 5th, 1977 and 27 years later it finally reached what is called the heliosheath - the turbulent outer shell of the sun's influence. After traveling for 10.8 billion miles, Voyager 1 has reached the outer edge of the heliosheath and our solar system - the point at which the velocity of hot ionized gas radiating from the Sun (called the solar wind) has slowed to zero. Scientists believe that the solar wind in this area is turned sideways by the pressure from the interstellar wind that travels between other stars. (source)

A space vehicle must travel at a rate of 7 miles per second in order to escape Earth's gravity.

The speed required to break free of the gravitational pull of a planet or moon is called its escape velocity. If a plane were traveling at this speed, it could go from Philadelphia to New York City (a distance of 81 miles as the crow flies) in under 12 seconds!

Ever heard of a Cryovolcano? It's a volcano that shoots out ICE rather than lava.

Cryovolcanoes only exist in outer space. They can be found on icy moons. (source)

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http://www.spaceflightnow.com/news/n0707/17charon/




http://www.travelmath.com/flight-distance/from/Philadelphia,+PA/to/New+York,+NY

http://www.travelmath.com/flight-distance/from/Philadelphia,+PA/to/New+York,+NY

http://www.nasa.gov/audience/forstudents/k-4/dictionary/Escape_Velocity.html




http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2010-415&cid=release_2010-415&msource=vgr20101213&tr=y&auid=7497953



http://www.omg-facts.com/viewer/?image_location=http://geology.com/articles/active-volcanoes/artists-rendering-of-an-enceladus-cryovolcano-nasa-david-seal.jpg


There's alcohol IN SPACE!

In 2006, astronomers discovered a cloud of alcohol in part of the Milky Way where stars are forming from gas and dust. The good news: the alcohol cloud is 463 billion kilometers (about 288 miles) across. The bad news: the cloud is made of methyl alcohol, the undrinkable cousin of ethyl alcohol (drinking alcohol).

This discovery challenges the old conventional view that complex organic molecules, like alcohol, couldn't exist in the middle of space. It's possible that molecules like the ones found in this cloud helped create life on Earth.

Click the image for an amazing Hubble telescope photo.

Astronauts grow taller in space.

Believe it or not, this is true! On space missions of 12 weeks or longer, astronauts have been known to grow up to an additional two inches taller! For this reason, space suits are fitted to each astronaut with two inches of room to grow. The reason for this phenomenon is not known for certain, but scientists believe it is due to the lack of gravity in space. This weightlessness can also cause astronauts to lose bone mass! The lack of gravity prevents the compression of the spine which would otherwise occur on Earth. Once fully extended, the spine can apparently lengthen up to 2 full inches! (source)

The Andromeda Galaxy contains a trillion stars, while our Milky Way Galaxy only has 200 to 400 billion.

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http://www.helium.com/items/552958-getting-taller-in-outer-space


http://www.abc.net.au/news/newsitems/200604/s1607840.htm

http://www.omg-facts.com/viewer/?image_location=http://space.about.com/library/graphics/galaxiesgalore.jpg


Of these, a total of less than 8,000 stars are visible from Earth's surface and around 2,500 can be seen at any given time in the night sky.

More info about the Andromeda galaxy.

More info about the Milky Way.

For the first time in history, two planets have been discovered that share the same orbit.

The pair of planets are part of a four-planet solar system called KOI-730. They orbit a sun-like star, one 60 degrees ahead of the other, with a full revolution taking 9.8 days. The reason this phenomenon is possible is because there are two gravitational "sweet spots" called Lagrange points along a planetary body's orbit where another body can share the same orbit. These points are located 60 degrees ahead of and 60 degrees behind the orbiting object.

This even occurs within our solar system - group of asteroids called Trojans inhabit the Lagrange points of Jupiter's orbit! The existence of this pair of planets also supports an existing theory that the moon was formed by the collision of the Earth and a Mars-sized planet that once shared its orbit.

(source)

Any unrestrained liquid in space will form a perfect sphere.

I guess first off I should define what is meant by 'unrestrained.' Here on Earth, whenever we see falling liquids they obviously do not take the form of a perfect sphere (have you ever drawn a round raindrop before?). This is not for a lack of 'trying' on the liquid's part; there are simply other forces at work here on Earth that do not allow liquids to become completely spherical. The two culprits that 'restrain' liquids on Earth are gravity and the atmosphere. Gravity keeps the liquid moving toward the Earth and the gases in the atmosphere provide an uneven drag, with both factors resulting in raindrops that are flattened out and deformed.

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http://www.newscientist.com/article/dn20160-two-planets-found-sharing-one-orbit.html





http://www.universetoday.com/22380/how-many-stars-are-in-the-milky-way/

http://www.newscientist.com/article/dn9282-andromeda-galaxy-hosts-a-trillion-stars.html


Out in space, neither gravity nor an atmosphere are present, which allows liquid to take a perfectly round form. But without either of these constraints, what is left to hold it together? The answer is a phenomenon called surface tension, which is present in all liquids. Molecules in a liquid state are bound together by strong cohesive forces. These forces are even more powerful among molecules at the surface of a liquid because they are not completely surrounded by other molecules. This forms an outer 'tension' which makes it more difficult to move an object through the surface of a liquid than if it were completely submerged.

Starting in 2014, there will be gas stations in outer space.

These gas stations will actually be for satellites. A Canadian company (MacDonald, Dettwiler, and Associates) is working on an orbiting refueling station. When satellites that are orbiting the planet run out of fuel, the refueling station will retrieve the satellites and give them more fuel so they can keep going. Currently, without this, satellites that can cost anywhere between hundreds of millions to billions of dollars are only good for the extent of their fuel tank. After orbiting the planet for 10-15 years, they run out of fuel and either burn up in the atmosphere as they come crashing down to Earth, or they drift away as useless space junk.

Since this could potentially save telecommunications companies and governmental intelligence agencies billions in satellite replacement costs, a $280 million contract with MDA for access to their fuel is actually quite a bargain. (source)

M&M’s have been eaten in space!

The beloved candy that ‘melts in your mouth, not in your hand’ was chosen by astronauts as part of the food supply for the inaugural space shuttle voyage in 1981. To commemorate this historic event, M&M’s are also permanently on display at the National Air and Space Museum in Washington, D.C. as part of the space food exhibit Not only that, but apparently they are still a popular item in space exploration to this day. Former astronaut John Grunsfeld (who retired in 2009) considers them a must-have item on the menu for any

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http://www.jsc.nasa.gov/Bios/htmlbios/grunsfel.html

http://theweek.com/article/index/213256/the-galaxys-first-space-gas-station


space flight. Seeing as Grunsfeld is a veteran of five space flights with over 58 days logged in space, I trust his judgment!

Read more wild M&M's facts in this timeline of M&M's history. Click here for more surprising information about what astronauts' favorite things are to do in space.

The largest known black hole has a mass of 18 billion Suns!

Located 3.5 billion light years away, this black hole is SO massive that it weighs six times as much as the previous record-holder and is contains about the same mass as a small galaxy! The gravitational field of the giant is so strong that it actually causes a smaller black hole with the mass of 100 million Suns to orbit it! At two points in every 12-year orbit, the smaller hole gets close enough to break through the matter on the outer edge of the larger hole, which causes an outburst that makes the surrounding quasar suddenly brighten. A quasar is a bright celestial object into which matter entering a black hole emits large amounts of radiation. (source)

Every three minutes someone in the world reports a UFO.

More info: A Roper poll in 1991 said that 4 million Americans believe they have been abducted.

A Gallup poll in 1996 said that 71 percent of Americans believe the government knows more than it is telling us about UFOs. UFO sightings have been claimed by former President Jimmy Carter, Clyde Tombaough (the astronomer who discovered Pluto) and William Shatner (who claims to have been rescued by aliens who pointed him in the right direction when he was lost in the Mojave Desert).

Coca-Cola was the first soft drink to be consumed in space.

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http://www.newscientist.com/article/dn13166

http://abcnews.go.com/Technology/Space/story?id=7623825&page=1

http://m-ms.com.au/about/history/index.html#yws


On July 12, 1985, astronauts aboard the space shuttle Challenger tested the “Coca-Cola Space Can”, making Coke the first soft drink to be consumed in space. Pepsi also produced their own space can that was used on the same flight, but this was a move purely for the sake of promotion and competition with its archrival. The Coca-Cola Company, on the hand, made a serious investment in the research, contributing over $250,000 to the initial development of the technology. Neither experiment proved to be very successful, as the lack of gravity and proper refrigeration produced beverages that were rather warm and fizzy.

Coca-Cola was not done just yet. In 1995, they came back with the “Fluids Generic Bioprocessing Apparatus 1 (FGBA-1)”, a soda dispenser designed to allow astronauts to enjoy 1.65 liters of either Coke or Diet Coke at their leisure. The cola was dispensed into a special cup based on the design of the Space Can that kept the liquid and carbonation from separating. To save on power, the liquids were chilled on demand by being run through cooling coils that led from the storage container to the dispenser. This successful design was improved the following year with the production of the FGBA-2, which was designed to see if carbonated beverages could be produced in space from separately stored water, carbon dioxide, and flavored syrup. This second machine ultimately proved to be a failure though, as the resulting liquid contained a great deal of foam. Sources: (1,2,3)

The universe is beige-colored!

Our cosmic hue was determined by combining light from more than 200,000 galaxies within two billion light-years of Earth. Initially, the universal color was mistakenly determined to be turquoise, but this was due to a bug in the computer system used to combine the light spectrums. (source)

There are more stars in the universe than all the grains of sand on earth.

In fact, astronomers say that there are 10 times as many stars in the “visible universe” (that is, the parts of the universe near enough so that light can still reach Earth) as there are grains of sand on all the world’s beaches, sand dunes, deserts, etc. Australian astronomers concluded that the visible universe contains 70,000,000,000,000,000,000,000 (70 sextillion) stars.

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http://www.newscientist.com/article/dn2013-the-universe-is-not-turquoise--its-beige.html

http://articles.latimes.com/1985-08-14/news/mn-2677_1_carbonated-beverages

http://nasacac.files.wordpress.com/2009/05/cacin_april2009_fullquality.pdf

http://www.thecoca-colacompany.com/presscenter/presskit_120_time_line.html


They did this by measuring the amount of brightness from distant galaxies and determining from that how many stars there are. Without all that equipment, however, the best the naked human eye can do is to find about 5,000 stars. That number goes down to 100 if you’re trying to find stars from a brightly lit city street. (source)

Russian scientists have predicted that humanity will encounter aliens by 2031.

According to the director of the Russian Academy of Sciences’ Applied Astronomy Institute, we will discover life on other planets within the next couple of decades! The academy’s director, Andrei Finkelstein, made this claim as a global forum on the search for extraterrestrial life. He went on to say that the formation of atoms constitutes the genesis of life, and with 10 percent of all known solarcentric planets resembling Earth, Finkelstein believes life on other planets is a foregone conclusion. “If water can be found there, then so can life,” he said, also adding that aliens would probably be humanoid in nature with two arms, two legs, and a head.

(source)

There's a black hole at the centre of our galaxy.

This black hole is expected to be roughly as massive as 4 billion suns! Thus, the presence of this black hole in our galaxy lays to rest the question of whether a super-massive black hole (a black hole that is hundreds of thousands or billions of solar masses) actually exists.

Scientists spent 16 years confirming the existence of this black hole by tracking the movement of stars in our galaxy with two telescopes in Chile. Don’t worry, though. The black hole is 27,000 light years away from us. Also, rather than posing an existential threat to our galaxy, it’s

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http://www.howtodothings.com/pets-and-animals/a4682-how-to-clean-up-cat-urine.html

http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/3085885.stm


actually possible that the black hole helped form our galaxy in the first place! (source)

There’s a real-life Tatooine.

For the first time ever, astronomers have found a planet with two suns! The Kepler-16 system is a pair of binary stars with a large planet orbiting them both. The astronomers found the planet is 200 light-years away from Earth, using NASA’s Kepler space telescope.

This lends some credibility to the imaginings of George Lucas. Luke Skywalker’s home planet, the desert planet Tatooine, has two suns, something that was unheard of in the real world until now. However, while Tatooine was crawling with all sorts of alien life, there’s no indication that Kepler-16 is capable of sustaining any life on it at all. (source)

Astronauts on the International Space Station see around 15 sunrises and sunsets every day.

The ISS is located about 220 miles above the Earth and is traveling at a speed of around 17,211 miles per hour, which means that it completes an orbit every hour and a half! Because of this, the astronauts and cosmonauts aboard the station see either a sunrise or a sunset approximately every 45 minutes. This makes for 15 to 16 sightings of the sun "rising" and "setting" every single day. Space sunsets are said to be even more spectacular than any that can be viewed here on Earth. This is because from space you can see all the detail within each of the Earth’s atmospheres in breathtaking bands of pink, orange and blue!

(source)

In space, no one can hear you whistle.

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http://www.omg-facts.com/view/Facts/www.todayifoundout.com/index.php/2011/02/astronauts-on-the-international-space-station-see-numerous-sunrises-sunsets-everyday/

http://news.yahoo.com/planet-star-wars-tatooine-discovered-orbiting-2-suns-181404397.html



We all know that you can’t hear sound in the vacuum of space, but the old adage “in space, no one can hear you scream” doesn’t apply when talking about astronauts in spacesuits talking through microphones. However, even under those same circumstances you can’t hear a whistle. In fact, in a vacuum, you can’t whistle, even while wearing a space suit. Recently, astronauts on the shuttle Atlantis tried whistling in an airlock waiting for the right conditions before beginning a space walk. (source)

http://malhatlantica.pt

http://www.universetoday.com/14482/mass-of-the-earth/

http://www.spacetoday.org/SolSys/Earth/AltitudesChart.html

http://www.physlink.com/education/askexperts/ae695.cfm

http://www.space.com/11162-10-surprising-moon-facts-full-moons.html

http://oceanexplorer.noaa.gov/history/quotes/explore/explore.html

http://nautilus.fis.uc.pt/astro/ss/html-pt/marte/galeria.php

http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2001/ast16jul_1/

http://astrogeology.usgs.gov/Projects/VallesMarineris/

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http://astrogeology.usgs.gov/Projects/VallesMarineris/

http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2001/ast16jul_1/

http://nautilus.fis.uc.pt/astro/ss/html-pt/marte/galeria.php

http://oceanexplorer.noaa.gov/history/quotes/explore/explore.html

http://www.space.com/11162-10-surprising-moon-facts-full-moons.html

http://www.physlink.com/education/askexperts/ae695.cfm

http://www.spacetoday.org/SolSys/Earth/AltitudesChart.html

http://www.universetoday.com/14482/mass-of-the-earth/

http://malhatlantica.pt/

http://news.discovery.com/space/in-space-no-one-can-hear-you-whistle-110712.html

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