Ruth Bruno.

Apresentação em tema: "Ruth Bruno."— Transcrição da apresentação:

1 Ruth Bruno

2 SISTEMA SOL-TERRA-LUA
Primeira Palestra 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

3 Unidades de Distâncias
Ano-luz: distância percorrida pela luz em um ano. 1 ano-luz = x = c x t onde: c = velocidade da luz = m/s t = 1 ano = 365 dias x 24 horas x 60 min x 60 s Assim, 1 ano-luz = x 365 x 24 x 3600 = 9,46 x m (cerca de 10 trilhões de km)

4 Distâncias de alguns objetos astronômicos
8,3 minutos-luz 1,3 segundos-luz 4,3 anos-luz 11 horas-luz jumk.de/astronomie/img/naechste.jpg 2,3 milhões de anos-luz 100 mil anos-luz

5 E uma grande Lua saiu do mar...
LUNAÇÃO Lunação Ruth Bruno IF/UFF Lunation - Credit & Copyright:Astronomy Picture of the Day and Antonio Cidadao E uma grande Lua saiu do mar... Fotografia/Tom Jobim

6 AS FASES DA LUA Fases da lua (créditos: 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.

7 Nova, Crescente, Cheia e Minguante
MÊS SINÓDICO Nova, Crescente, Cheia e Minguante Período da lunação : 29,53 dias

8 Simulação do movimento de translação da Lua e suas fases.

9 Face oculta da Lua tirada por ocasião da missão Apolo 16 em 1972.
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/imgcat/hires/a16_m_3021.gif Face oculta da Lua tirada por ocasião da missão Apolo 16 em 1972.

10 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, Prentice Hall,Inc. Ruth Bruno IF/UFF

11 Rotação sincronizada e os efeitos de maré
astro.if.ufrgs.br/lua/rotlua.gif 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

12 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 a esse 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 Astronomy Today, Prentice Hall,Inc. Ruth Bruno IF/UFF

13 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

14 MARÉS NA TERRA 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 Marés na Terra 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

16 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 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 Astronomy Today, Prentice Hall,Inc.

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 ECLIPSES

21 GEOMETRIA DOS ECLIPSES

22 TIPOS DE ECLIPSES DO SOL

23

24 Quando ocorrem os eclipses

25 Periodicidade dos eclipses
Ocorrem no mínimo 2 eclipses por ano (que são solares) e, no máximo, 7 eclipses por ano: 2 lunares e 5 solares, ou 3 lunares e 4 solares. Apesar dos eclipses ocorrerem em algum lugar da Terra a cada dezoito meses, é estimado que eles recaem em um dado lugar apenas a cada trezentos ou quatrocentos anos O eclipse total do Sol dura apenas alguns minutos, pois a umbra da Lua move-se a mais de 1700 km/h. A escuridão total não dura mais que 7 minutos e 40 segundos. A cada milênio ocorrem menos que 10 eclipses totais do Sol que ultrapassam mais de 7 min de duração

26 Eclipse solar de 11 de agosto de 1999, visto da estação espacial MIR
Eclipse solar de 11 de agosto de 1999, visto da estação espacial MIR. A sombra da Lua sobre a Terra moveu-se com uma velocidade aproximada de km/h. Somente os observadores no centro do círculo escuro viram o eclipse total do Sol. antwrp.gsfc.nasa.gov

27 ECLIPSES LUNARES

28 Eclipse Total do Sol, em 4 de novembro de 1994 , em Criciúma, Santa Catarina.

29 Simulação do eclipse solar total visível do Brasil em 3 de novembro de A umbra é um pontinho preto que aparece no centro da penumbra. Cada imagem está separada por 10 min e a simulação total dura 2h 20m.

30 AURORAS auroras

31 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. auroras Cores das auroras: verde, vermelho e azul – correspondem às linhas de emissão do oxigênio e nitrogênio.

32 A coloração verde indica a presença de oxigênio, a baixas altitudes
Canadá, outubro de 2001 A coloração verde indica a presença de oxigênio, a baixas altitudes apod.nasa.gov

33 As cores das auroras variam de acordo com a altitude em que a maioria das colisões ocorrem.
A cor mais comum é o amarelo ou verde, causadas pelo oxigênio, a baixas altitudes. O oxigênio, em grandes altitudes (acima de 300 km), produz auroras vermelhas. O nitrogênio, a altitudes de cerca de 100 km, produz auroras também vermelhas

34 Wisconsin, 8 de novembro de 2004
Wisconsin, 8 de novembro de 2004

35 Aurora Austral

36 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 -