ASTRONOMIA E ASTROFÍSICA

Apresentação em tema: "ASTRONOMIA E ASTROFÍSICA"— Transcrição da apresentação:

1 ASTRONOMIA E ASTROFÍSICA
CICLO DE PALESTRAS DE ASTRONOMIA E ASTROFÍSICA Ruth Bruno Abertura

2 A ORIGEM DO SISTEMA SOLAR
SISTEMA TERRA-LUA E A ORIGEM DO SISTEMA SOLAR A Lua em órbita ao redor da Terra. Imagem obtida em 16/12/1992 pela sonda Galileu, a uma distância de cerca de 6,2 milhões de quilômetros. Ruth Bruno IF/UFF Primeira Palestra ssdc.gsfc.nasa.gov

3 A LUA A Lua é o corpo celeste mais próximo da Terra. Sua distância média é de cerca de km, que corresponde a 1,28 segundos-luz. Seu diâmetro é de 3476 km (~ ¼ d ) e sua massa é 1/81 M  . MOVIMENTOS DA LUA: Translação: órbita elíptica de excentricidade e = 0,0549 (cerca de 3 vezes maior que a excentricidade da órbita da Terra ao redor do Sol e 4,5 vezes menor que a de Plutão). O movimento de translação da Lua se dá de Oeste para Leste, no sentido anti-horário, visto por um observador situado acima do pólo Norte da Terra. Entretanto, devido ao movimento de rotação da Terra também de Oeste para Leste, o movimento da Lua observado de um ponto da Terra parece ser de Leste para Oeste. Ruth Bruno IF/UFF A Lua

4 A figura abaixo ilustra o movimento de translação da Lua ao redor da Terra. Note que o plano orbital da Lua tem uma inclinação de cerca de 5o em relação à eclíptica Translação da Lua Ruth Bruno IF/UFF

5 Período Sideral da Lua O período sideral da Lua, ou mês sideral, é o tempo necessário para a Lua completar uma volta em torno da Terra, em relação a uma estrela distante. Sua duração é de 27d 7h 43m 11s. Período sideral da Lua Astronomy Today Ruth Bruno IF/UFF

6 As Fases da Lua créditos: Fases da lua A figura acima mostra as quatro principais fases da Lua, vistas por um observador no Hemisfério Sul. Como as fases ocorrem simultaneamente, da mesma forma no mundo todo, as horas das fases em tempo universal podem ser utilizadas em qualquer ponto da superfície da Terra, após a correção do fuso horário Ruth Bruno IF/UFF

7 Simulação do movimento de translação da Lua e suas fases.
Simulação das fases da Lua Ruth Bruno IF/UFF

8 E uma grande Lua saiu do mar...
Lunação Lunação Ruth Bruno IF/UFF apod.nasa.gov E uma grande Lua saiu do mar... Fotografia/Tom Jobim

9 Rotação da Lua O tempo que a Lua leva para orbitar em volta da Terra (27,3 dias) é igual ao tempo que ela leva para girar em torno do seu eixo. Por este motivo, a mesma face da Lua está sempre voltada para nós. A face oculta da Lua só pode ser vista ou fotografada por astronautas ou satélites em órbita da Lua. Rotação da lua nssdc.gsfc.nasa.gov Face oculta da Lua tirada por ocasião da missão Apolo 16 em 1972. Ruth Bruno IF/UFF

10 Rotação sincronizada e os efeitos de maré
Rotação sincronizada As deformações tipo bojos causadas na superfície da Lua pelas marés frearam sua rotação até ela ficar com o bojo sempre voltado para a Terra, com o período de rotação igual ao de translação. Ruth Bruno IF/UFF

11 Forças de maré Acredita-se que, no passado, o período de rotação da Lua era menor do que o seu período de translação em torno da Terra. Ao girar, ela tentava arrastar consigo os bojos de maré, que sempre ficavam alinhados na direção da Terra. Assim, havia um movimento relativo entre as diferentes partes da Lua, o qual gerava atrito, que por sua vez tendia a frear a rotação. Devido aesse atrito a Lua foi perdendo energia de rotação até ficar com a rotação sincronizada, estado em que o período sideral é exatamente igual ao período de revolução. Forças de maré physics.fortlewis.edu Ruth Bruno IF/UFF

12 Alteração na órbita da Lua
Com o achatamento da Lua causado pelas marés, sua rotação teria diminuído até alcançar o mesmo período de translação. Para conservar o momentum angular, a perda de rotação teria provocado o afastamento maior entre a Lua e a Terra. Logo, para compensar a diminuição no momentum angular de rotação, o momentum angular de translação da Lua (L) aumenta e, conseqüentemente, r aumenta. Conservação de momentum angular Ruth Bruno IF/UFF

13 Imagem obtida pela Apolo 17
A TERRA A Terra antwrp.gsfc.nasa.gov Imagem obtida pela Apolo 17 Ruth Bruno IF/UFF

14 Marés Um importante fenômeno terrestre causado pelas forças gravitacionais do Sol e da Lua é a subida e a descida dos oceanos, duas vezes em um dia. Maré em Porto Seguro Ruth Bruno IF/UFF

15 Forças de maré provocadas pela Lua sobre a Terra
A atração gravitacional sentida em cada ponto da Terra, devido à Lua, depende da distância do ponto à Lua. No lado da Terra mais próximo à Lua, a atração gravitacional é maior do que a sentida no centro da Terra. No lado da Terra mais afastado da Lua, a força gravitacional é menor do que a sentida no centro da Terra. Assim, em relação ao centro da Terra, um lado está sendo puxado em direção da Lua, e o outro lado está sendo puxado na direção contrária. Forças de maré Astro.if.ufrgs.br Ruth Bruno IF/UFF

16 Marés na Terra Marés na Terra br.geocities.com/saladefisica5/leituras/mares.htm Devido à rotação da Terra, a combinação desse movimento com o de translação da Lua resulta em duas marés altas e cada 24h e 50m, que é a duração do dia lunar. Ruth Bruno IF/UFF

17 Entendendo as forças de maré
Ruth Bruno IF/UFF

18 Forças de maré provocadas pelo Sol sobre a Terra
Quando a Lua é Nova ou Cheia, o efeito do Sol reforça o efeito da Lua, produzindo marés relativamente altas. São as chamadas marés de primavera ou marés de águas vivas. Por outro lado, quando a Lua se encontra nas fases correspondentes aos primeiros e terceiros quartos, ocorrem as marés das águas mortas. Marés provocadas pelo Sol Ruth Bruno IF/UFF

19 Comparação entre as marés produzidas pelo Sol e pela Lua
Devido à distância do Sol à Terra, o efeito gravitacional do Sol produz marés cujas intensidades são aproximadamente a metade das marés devido à Lua Comparação entre as forças de maré Ruth Bruno IF/UFF

20 A Terra não é perfeitamente esférica (d = 40 km).
Precessão da Terra O movimento de precessão da Terra é causado pelas forças diferenciais exercidas pelo Sol e pela Lua. Por que as forças diferenciais são importantes no movimento de precessão? A Terra não é perfeitamente esférica (d = 40 km). O plano do equador (do bojo equatorial) está inclinado de 23,5o em relação à eclíptica. O plano da órbita da Lua está inclinado 5o em relação à eclíptica. Precessão da Terra plato.if.usp.br/ Ruth Bruno IF/UFF

21 Efeitos das forças diferenciais
Precessão Tendem a achatar a Terra ainda mais. Tendem a “endireitar” o eixo da Terra, alinhando-o com o eixo da eclíptica. O que de fato ocorre? Ruth Bruno IF/UFF

22 Devido ao movimento de rotação da Terra, seu eixo não se alinha com o eixo da eclíptica, mas precessiona em torno dele. Em outras palavras, as forças diferenciais gravitacionais da Lua e do Sol produzem um torque que tende a alinhar o eixo de rotação da Terra com o eixo da eclíptica, mas como este torque é perpendicular ao momentum angular de rotação da Terra, seu efeito é mudar a direção do eixo de rotação, sem alterar sua inclinação. Ruth Bruno IF/UFF astro.if.ufrgs.br/fordif/precessao.jpg

23 Atmosfera Terrestre Diagrama da atmosfera terrestre, mostrando as variações de temperatura e pressão da superfície até a camada superior da ionosfera. Avião comercial: km Composição química: N (78%) O (21%) Ar (0,9%) CO2 (0,03%) Zonas da atmosfera terrestre physics.uoregon.edu Ruth Bruno IF/UFF

24 Estrutura atmosférica
A troposfera é a região da atmosfera terrestre onde ocorre o processo de convecção, provocado pelo calor da superfície aquecida da Terra. A convecção atmosférica contribui não apenas para o aquecimento atmosférico, mas também é responsável pelos ventos na superfície. convecção Ruth Bruno IF/UFF Pearson Prentice Hall

25 Destruição do ozônio: compostos constituídos pelo clorofluorcarbonos
Camada de Ozônio Na região da estratosfera se encontra a camada de ozônio, onde, a uma altitude de cerca de 50 km, a temperatura do ar aumenta quando a radiação ultravioleta proveniente do Sol é absorvida pelo oxigênio, ozônio e nitrogênio da atmosfera. O3 + radiação UV O + O2 Destruição do ozônio: compostos constituídos pelo clorofluorcarbonos CFC + radiação UV Cl (O Cl é um poderoso catalizador da destruição do O3) Cl + O ClO + O2 ClO + O Cl + O2 Camada de ozônio Ruth Bruno IF/UFF

26 A uma altitude de cerca de 100 km, a atmosfera é significativamente ionizada pela radiação altamente energética proveniente do Sol. Essa energia desassocia as moléculas em átomos e os átomos em íons, e o grau de ionização aumenta com a altitude. Ionosfera A luz do Sol que não é refletida pelas nuvens alcança a superfície da Terra, aquecendo-a. A radiação infravermelha re-emitida da superfície é parcialmente absorvida pelo vapor d’água e o dióxido de carbono existentes na atmosfera, fazendo com que a temperatura global da superfície aumente. Efeito estufa Ionosfera e efeito estufa

27 Origem da atmosfera terrestre
Ruth Bruno IF/UFF Origem da atmosfera terrestre Atmosfera primária: quando a Terra se formou a atmosfera era constituída pelos gases mais comuns existentes no Sistema Solar primordial (gases leves como hidrogênio, hélio, metano, amônia e vapor d’água). Quase todos os elementos leves, principalmente o H e o He, escaparam para o espaço durante o primeiro meio bilhão de anos depois que a Terra se formou. Atmosfera secundária: teve origem no interior do planeta como um resultado das atividades vulcânicas. Os gases vulcânicos são ricos em vapor de água, metano, dióxido de carbono, dióxido sulfúrico e compostos contendo nitrogênio. A radiação ultravioleta solar decompôs os gases mais leves, ricos em hidrogênio, que acabaram por escapar para o espaço, e liberou grande parte do nitrogênio de suas ligações com outros elementos. Origem da atmosfera terrestre

28 Com a diminuição da temperatura da superfície da Terra e a condensação do vapor d’ água, os oceanos se formaram. Uma grande parte do dióxido de carbono e do dióxido sulfúrico se dissolveram nos oceanos ou se combinaram com as rochas da superfície terrestre. Como o oxigênio é um gás altamente reativo, qualquer oxigênio livre que apareceu nos tempos primordiais foi removido tão logo tenha se formado. Uma atmosfera formada essencialmente por nitrogênio lentamente apareceu. A vida apareceu nos oceanos mais de 3,5 bilhões de anos atrás, e os organismos começaram a produzir o oxigênio atmosférico. O oxigênio presente na atmosfera atual é uma conseqüência direta da evolução da vida na Terra. Ruth Bruno IF/UFF Origem da vida

29 Magnetosfera A magnetosfera é a região ao redor da Terra, bem acima da atmosfera, influenciada pelo campo magnético terrestre. Esta região, assim como a camada de ozônio, também nos protege da radiação do Sol, nociva à vida na Terra. magnetosfera Ruth Bruno IF/UFF Astronomy Today

30 Cintos de Van Allen Ruth Bruno IF/UFF Os cintos de Van Allen são zonas da magnetosfera que contêm partículas altamente energéticas. Estes cintos protegem a Terra do bombardeamento de partículas carregadas, com altas velocidades. Cintos de Van Allen O que originou a magnetosfera e os cintos de Van Allen? Metais condutores de eletricidade, em rotação, existentes no interior do núcleo da Terra, induzem correntes elétricas poderosas que produzem o magnetismo do planeta.

31 Armadilha para as partículas carregadas
Ruth Bruno IF/UFF Campo magnético Uma partícula carregada, em um campo magnético, é espiralada em torno das linhas de campo, ficando aprisionada.

32 Auroras auroras

33 As auroras - boreais no Hemisfério Norte, e austrais no Hemisfério Sul – são fenômenos luminosos que ocorrem na atmosfera superior da Terra, entre 100 e 1000 km, causadas pelas partículas carregadas solares que excitam os átomos do ar. As auroras são observadas principalmente nas regiões polares, uma conseqüência do efeito do campo magnético terrestre que deflete as partículas para estas regiões. Cores das auroras: verde, vermelho e azul – correspondem às linhas de emissão do oxigênio e nitrogênio. auroras Ruth Bruno IF/UFF

34 Planetologia comparada
Ruth Bruno IF/UFF Órbitas dos planetas: exceto por Mercúrio e Plutão, as órbitas dos planetas se situam aproximadamente em um mesmo plano. Planetologia comparada Astronomy Today O Sistema Solar inteiro se estende por aproximadamente 80 UA.

35 Propriedades planetárias
Volume do Sistema Solar: diâmetro = 1/3.000 a distância até a estrela mais próxima. Massas relativas: Sol - 99,85% Júpiter- 0,10% Júpiter d = 1/10 dsol m = 1/1000 Msol Propriedades planetárias Astronomy Today Ruth Bruno IF/UFF

36 Planetas terrestres e jovianos
Terrestres: Mercúrio, Vênus, Terra e Marte Jovianos: Júpiter, Saturno, Urano e Netuno Ruth Bruno IF/UFF

37 Propriedades fundamentais
Propriedades fundamentais dos planetas Ruth Bruno IF/UFF

38 Movimento Orbital Todos os planetas movem-se ao redor do Sol na mesma direção (sentido anti-horário quando visto de cima) e todos, menos Vênus e Urano, giram em torno de seus eixos também nesta direção.

39 Estrutura interna Estrutura interna http://astro.if.ufrgs.br
Ruth Bruno IF/UFF

40 Estrutura interna dos planetas gasosos
Ruth Bruno IF/UFF

41 Ruth Bruno IF/UFF Retenção das atmosferas: a energia cinética das moléculas do gás e a velocidade de escape do planeta são responsáveis pela retenção da atmosfera junto ao planeta. Como a energia cinética depende da temperatura e a velocidade de escape depende da massa do planeta, estes parâmetros são importantes na determinação dos gases que compõem a atmosfera. Atmosferas Retenção das atmosferas

42 Atmosfera de Vênus Como a atmosfera de Vênus é muito menos espessa e é muito mais densa que a da Terra, uma fração muito menor da radiação radiação infravermelha emitida pela superfície do planeta, escapa para o espaço. Como conseqüência, ocorre o efeito estufa numa intensidade muito maior do que ocorre na Terra e o planeta torna-se mais quente. Atmosfera de Vênus Astronomy Today Ruth Bruno IF/UFF

43 Efeito Estufa em Vênus Efeito Estufa em Vênus Ruth Bruno IF/UFF

44 Atmosferas dos planetas terrestres
Propriedades físicas e composição das atmosferas dos planetas terrestres Vênus Terra Marte Pressão Sup. (bar) 92 1,0 0,007 Temperatura (K) 737 288 210 CO2 (%) 96,5 0,033 95,3 N (%) 3,5 78,1 2,7 O (%) 0,00 20,9 0,13 H2O (%) 0,02 0,1 a 3 0,03 Ar (%) 0,93 1,6 SO2 (%) 0,015 Atmosferas dos planetas terrestres Ruth Bruno IF/UFF

45 Similaridades e diferenças entre Vênus, Terra e Marte
Estrutura interna: composição química – semelhantes massa – Vênus e Terra : semelhantes Atmosfera: atmosfera secundária – Vênus, Terra e Marte atmosfera atual – Vênus e Marte: semelhantes pressão superficial – muito diferentes Estes planetas tiveram no passado atmosferas similares em composição e quantidade, mas hoje suas atmosferas são muito diferentes. Vênus, Terra e Marte

46 Escapamento das atmosferas: Vênus retém sua atmosfera mais efetivamente do que Marte.
Atmosferas de Vênus e Terra: evoluíram de forma muito diferente, provavelmente devido às suas distâncias ao Sol. Chuvas: a maior parte do vapor d’água presente na atmosfera terrestre transformou-se em chuva que preencheu os oceanos; em Vênus as águas provenientes das chuvas evaporaram-se devido às altas temperaturas de sua superfície. chuvas Ruth Bruno IF/UFF

47 Origem do Sistema Solar
A hipótese moderna para a origem do sistema solar é baseada na hipótese nebular, sugerida em 1755 pelo filósofo alemão Immanuel Kant, e desenvolvida em 1796 pelo matemático francês Pierre-Simon de Laplace. Ruth Bruno IF/UFF

48 Modelo para a teoria de formação do Sistema Solar
Fatos observacionais: 1- Cada planeta está relativamente isolado no espaço 2- As órbitas dos planetas são aproximadamente circulares Órbitas dos planetas Ruth Bruno IF/UFF

49 3- As órbitas dos planetas se situam praticamente em um mesmo plano
Astronomy Today Ruth Bruno IF/UFF

50 4 - A direção do movimento de translação dos planetas em sua órbitas ao redor do Sol é a mesma que a de rotação do Sol em torno do seu eixo. 5- A direção do movimento de rotação da maioria dos planetas é a mesma que a de rotação do Sol em torno do seu eixo. Movimento orbital dos planetas Ruth Bruno IF/UFF

51 7- O sistema planetário é altamente diferenciado
6- A maioria das luas orbitam em torno dos seus planetas no mesmo sentido em que os planetas giram em torno dos seus eixos. 7- O sistema planetário é altamente diferenciado 8- Os asteróides são objetos muito velhos e exibem uma série de propriedades que não são características nem dos planetas terrestres, nem dos jovianos ou de suas luas. 9- Os cometas são fragmentos gelados, primitivos, cuja órbita não é a da eclíptica e devem ter se originado em regiões muito afastadas do Sol. Asteróides e planetas Ruth Bruno IF/UFF

52 Teoria da Condensação Conservação de momentum angular: a nebulosa de gás e poeira gira cada vez mais rápido à medida que se contrai. Teoria da condensação Astronomy Today Ruth Bruno IF/UFF

53 Origem dos planetas A nuvem de gás e poeira, em rotação, se contrai e assume uma forma discoidal. Os grãos de poeira atuam como núcleos de condensação, formando aglomerados de matéria que colidem, se juntam, e crescem, dando origem aos planetas. Na região central da nuvem, onde se encontra a maior parte da massa, surge o Sol. Origem dos planetas Astronomy Today Ruth Bruno IF/UFF

54 Localização dos planetas terrestres e jovianos
Devido às diferentes temperaturas ao longo do disco, os materiais que se condensam em cada região são aqueles capazes de sobreviver às temperaturas características destas regiões. Materiais refratários: suportam altas temperaturas sem fundir ou vaporizar. Materiais voláteis: permanecem na forma sólida apenas se suas temperaturas forem bem baixas. Astronomy Today Ruth Bruno IF/UFF

55 Décimo planeta do Sistema Solar?
O novo planeta, por enquanto denominado 2003UB313, se encontra a uma distância de 97 UA do Sol (Plutão se situa a 40 UA) NASA/JPL-Caltech. Telescópio Samuel Oschin, Observatório Palomar

56 Referências 1- Chaisson, Eric; McMillan Steve, Astronomy Today, 1996, Prentice Hall, New Jersey 2- Hester Jeff et al, 21st Century Astronomy, 2002, Norton & Company, London 3- Oliveira Filho, Kepler de Souza, Oliveira Saraiva, Maria de Fátima, Astronomia e Astrofísica, 2004, Editora Livraria da Física 4- 5- 6- 7- 8- 9- 10- Ruth Bruno IF/UFF