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PLANETA TERRA - PLANETA VIDA I - INTRODUÇÃO I - INTRODUÇÃO : studar, conhecer e amar, algo que muito nos interessa, é como a gente conhecer a si próprio,

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Apresentação em tema: "PLANETA TERRA - PLANETA VIDA I - INTRODUÇÃO I - INTRODUÇÃO : studar, conhecer e amar, algo que muito nos interessa, é como a gente conhecer a si próprio,"— Transcrição da apresentação:

1 PLANETA TERRA - PLANETA VIDA I - INTRODUÇÃO I - INTRODUÇÃO : studar, conhecer e amar, algo que muito nos interessa, é como a gente conhecer a si próprio, conhecer a origem, a natureza, as ações e as reações, é como um estímulo para prosseguirmos almejando sempre o êxito nosso, e resume-se em um fator importantíssimo que conhecemos e obedecemos sem contrariar, sem poder modificar, e muito menos manipular, isso é puro e simplesmente o que denominamos de tempo. E studar, conhecer e amar, algo que muito nos interessa, é como a gente conhecer a si próprio, conhecer a origem, a natureza, as ações e as reações, é como um estímulo para prosseguirmos almejando sempre o êxito nosso, e resume-se em um fator importantíssimo que conhecemos e obedecemos sem contrariar, sem poder modificar, e muito menos manipular, isso é puro e simplesmente o que denominamos de tempo. Seja o tempo cronológico ou tempo do firmamento, ninguém consegue alterar ou modificar ! ! ! ! Seja o tempo cronológico ou tempo do firmamento, ninguém consegue alterar ou modificar ! ! ! !

2 PLANETA TERRA - PLANETA VIDA A minha proposta é tentarmos juntos entender e conhecer o nosso PLANETA TERRA de forma física e técnicamente. A minha proposta é tentarmos juntos entender e conhecer o nosso PLANETA TERRA de forma física e técnicamente. Para isso ser possível, esse material didático está infundado em várias literaturas e em minha vivência prática nas observações, conclusões e afirmações que a minha própria vida ensinou, mas, afirmo categóricamente que ¨NUNCA OUSEI-ME A TENTAR MUDAR O TEMPO¨, pois sei que é impossível. Para isso ser possível, esse material didático está infundado em várias literaturas e em minha vivência prática nas observações, conclusões e afirmações que a minha própria vida ensinou, mas, afirmo categóricamente que ¨NUNCA OUSEI-ME A TENTAR MUDAR O TEMPO¨, pois sei que é impossível.

3 BIG BANG – TEORIA DA ORIGEM DO UNIVERSO Em 1948 pelo cientista russo naturalizado norte-americano George Gamow. O Universo teria se formado entre 13 bilhões e 20 bilhões de anos atrás, a partir de uma concentração de matéria e energia extremamente densa e quente. Haveria um instante-limite em que a distância entre as partículas do Universo seria zero e a temperatura infinita. Nesse momento, ocorre uma explosão, o instante zero do Big Bang, que desencadeia a expansão do Universo, verificada até hoje. Formação do Universo – Desde sua formação, o Universo tem-se expandido e se resfriado, passando por diversas fases.

4 EXPANSÃO DO UNIVERSO – Baseado em sua Teoria da Relatividade Geral (1916), o físico Albert Einstein desenvolveu as Equações Cosmológicas, que descrevem a evolução do Universo. Em 1922, o físico e matemático russo Alexander Friedmann (professor de Gamow) descobre uma solução para as Equações Cosmológicas correspondentes a um Universo em expansão. Em 1929, a descoberta da expansão das galáxias, pelos astrônomos Edwin Hubble ( ) e Milton Humason ( ), atesta a expansão do cosmo e permite estabelecer a Lei de Hubble. Segundo ela, as outras galáxias se afastam da nossa galáxia, a Via Láctea, numa velocidade proporcional a sua distância da Terra.

5 Quando o Universo possui cerca de 1 milionésimo de segundo, ele é uma mistura de partículas subatômicas (quarks, elétrons etc.) que se movem a velocidades próximas à da luz. A partir desse momento, os quarks começam a deixar de existir como partículas livres e se associam para formar os primeiros prótons e nêutrons. Entre 1 e 10 min de idade ocorre um evento extremamente importante no Universo, a chamada nucleossíntese primordial. Os prótons e nêutrons se fundem para formar os núcleos de átomos leves, como o hidrogênio (75%) e o hélio (25%), os dois principais elementos químicos do Universo. Cerca de 300 mil anos depois, com a união dos elétrons aos núcleos atômicos, a luz passa a caminhar livremente, a matéria e a radiação luminosa se separam e o Universo torna-se transparente. Aproximadamente um bilhão de anos depois do instante zero do Big Bang, a matéria agrega-se para formar as primeiras galáxias.

6 Uma evidência do Big Bang vem em 1965 com a descoberta por Arno Penzias (1933-) e Robert Wilson (1936-) de um possível traço da radiação deixada para trás no momento da grande explosão cósmica: Um ruído que recebe o nome de radiação de fundo cósmica. Ele foi interpretado como a energia térmica residual do Big Bang. Pela sua descoberta, Penzias e Wilson ganharam o Prêmio Nobel de Física em Em 1990, o satélite Cosmic Background Explorer (Cobe), lançado pela Nasa (Administração Nacional de Aeronáutica e Espaço), faz um mapeamento das regiões onde existe essa energia. Uma das grandes questões da cosmologia moderna é a determinação mais precisa da taxa de expansão do Universo. As observações astronômicas indicam que ele se expande por volta de 5% a cada bilhão de anos.

7 UMA ESFERA DE GÁS E PÓ Há 4,5 bilhões de anos teve início a formação do sistema solar a partir de uma nuvem de gás e pó que entrou em colapso em virtude de seu próprio peso e que, devido a seu movimento de rotação, formou um disco ao redor do Sol

8 UM DISCO EM ROTAÇÃO O movimento de rotação do sistema solar primitivo prosseguiu, e a matéria sólida presente no disco começou a aglomerar-se. Alguns aglomerados de matéria mediam vários quilômetros. No centro, o Sol liberava uma enorme quantidade de calor que provocou a aglomeração da matéria.

9 A FORMAÇÃO DOS PLANETAS No sistema solar exterior, formaram-se quatro grandes massas que deram origem aos planetas gigantes gasosos. sua intensa gravidade favoreceu a constituição de densas atmosferas. mais próximos do Sol formaram-se os planetas terrestres.

10 O SISTEMA SOLAR ATUAL O SISTEMA SOLAR ATUAL É composto por nove planetas que viajam em torno do Sol descrevendo órbitas estáveis. A maioria deles possui satélites naturais. Os asteróides e os cometas são resíduos do sistema solar primitivo.

11 ASSIM COMO OS DEMAIS PLANETAS DO SISTEMA SOLAR, PLANETA TERRA FOI ORIGINOU-SE PELA AÇÃO DE UMA FORÇA GRAVITACIONAL QUE CONDENSOU DIVERSOS MATERIAIS PREEXISTENTES NO ESPAÇO. TAIS MATERIAIS FORAM CONSTITUÍDOS DE PARTÍCULAS COMO POEIRA CÓSMICA E GÁS. MUITOS ELEMENTOS QUÍMICOS FORMADOS ENTRARAM NESTA COMPOSIÇÃO, SENDO QUE OS ELEMENTOS MAIS DENSOS TENDERAM A PERMANECER NO CENTRO DESTE VÓRTICE GRAVITACIONAL.

12 OS CORPOS MAIS IMPORTANTES DO SISTEMA SOLAR SÃO OS NOVE PLANETAS QUE GIRAM AO REDOR DO SOL, DESCREVENDO ÓRBITAS ELÍPTICAS, ISTO É, ÓRBITAS SEMELHANTES A CIRCUNFERÊNCIAS LIGEIRAMENTE EXCÊNTRICAS. O SOL NÃO ESTÁ EXATAMENTE NO CENTRO DESSAS ÓRBITAS, RAZÃO PELA QUAL OS PLANETAS PODEM ENCONTRAR-SE, ÀS VEZES, MAIS PRÓXIMOS OU MAIS DISTANTES DO ASTRO.

13 RADIAÇÃO SOLAR

14 BALANÇO DE RADIAÇÃO TODOS OS CORPOS ( GELEIRAS, NUVENS, CORPOS NEGROS, PESSOAS, OBJETOS, PLANETAS, FORNOS, ESTRELAS, MATÉRIAS SÓLIDAS ) EMITEM OU REFLETEM A ENERGIA RADIANTE DO SOL. QUANTO MAIOR A TEMPERATURA RESIDUAL DESSES CORPOS, MAIOR É A EMIÇÃO RADIANTE. SE O NOSSO PLANETA ESTIVESSE ISOLADO NO ESPAÇO SIDERAL, EMITIRIA A RADIAÇÃO, PERDENDO ENERGIA TÉRMICA E RESFRIANDO-SE. COMO ESTAMOS PERTO DO SOL, O QUE A TERRA PERDE PARA O ESPAÇO É COMPENSADO PELA RADIAÇÃO SOLAR QUE É ABSORVIDA PELO NOSSO PLANETA, CONFORME ESQUEMA NA FIGURA A SEGUIR.

15 BALANÇO DE RADIAÇÃO RADIAÇÃO TERRESTRE RADIAÇÃO SOLAR S O L T E R R A

16 TEMPERATURA DO SOL A temperatura do Sol é de 5770K (mais ou menos 5500°C). Sua superfície emite 72 milhões de watts por cada metro quadrado. A Terra se encontra a 149,5 milhões de quilômetros de distância, de forma que a radiação que chega a nossa órbita é apenas 1367 watts/m2 ( S = constante solar ). Se estivéssemos junto dele, certamente estaríamos incinerados ou volatilizados!... A radiação solar chega em todos os comprimentos de onda ou freqüências, mas principalmente entre 200 e 3000 nanômetros (ou 0,2 e 3 mícrons). O máximo de emissão se verifica no comprimento de onda de 0,48 mícrons. A distribuição corresponde aproximadamente àquela de um corpo negro a 5770K.

17 RADIAÇÃO SOLAR NO TOPO DA ATMOSFERA CICLO ANUAL DA DISTRIBUIÇÃO SOBRE O GLOBO TERRESTRE (EM CALORIAS DIÁRIAS/CM2).

18 ESPECTRO SOLAR

19 Os continentes, oceanos, nuvens e gases atmosféricos absorvem a radiações de ondas curtas, emitindo e absorvendo radiação térmica (ou de onda curta), de acordo com suas temperaturas e sua composição física e química e trocam calor entre si de diversas formas: Misturando massas de ar, transportando massas de vapor e calor sensível, evaporando e precipitando água ( processos termodinâmicos ).

20 O balanço de energia radiante na Terra é complexo. Parte da radiação solar (em torno de 30%) é refletida pela atmosfera e pelas nuvens. Nas regiões tropicais os ráios solares estão mais perto da vertical, enquanto que nas regiões polares eles estão muito inclinados com relação ao solo. Assim, a radiação solar é mais intensa e penetrante nas primeiras; nas últimas, o aquecimento resultante é escasso ou nulo. Ainda, a cada momento o hemisfério noturno ( 50% da superfície terrestre ) não é iluminado.

21 COMO SE VERIFICA A DISTRIBUIÇÃO DE ENERGIA QUE CHEGA DO SOL ? Durante um dia, a Terra gira uma vez em torno de si mesma e todas as longitudes recebem radiação solar, ( radiação de onda curta ) emitindo e absorvendo radiação térmica. Algumas latitudes têm um saldo positivo, e outras um saldo negativo. O excesso absorvido nos trópicos é transportado na direção das latitudes maiores, através das correntes oceânicas e pela circulação da atmosfera.

22 A distribuição horizontal e vertical da temperatura, umidade e ventos ( inclusa a presença de nuvens, aerossóis e diversos gases ) influenciam no balanço de energia sobre um dado local ou região. Esse balanço é variável no tempo mas tende a fechar " em cada local no período de um ano. Essas são as características que definem o clima regional.

23 Os satélites meteorológicos permitem o sensoriamento remoto da atmosfera e da superfície terrestre. Eles transportam sensores que medem diversas características da radiação que emerge do planeta. Com base nestas medidas, pode-se deduzir a temperatura e composição da atmosfera em diversas altitudes ( perfis atmosféricos ). A vantagem dos satélites é que permitem observar continuamente e com detalhes grandes áreas do planeta.

24 TOTALEMITIDO100% 30% DAS ONDAS CURTAS 6% DISPERSOS NO AR 20% REFLETIDOS PELAS NUVENS 4% REFLETIDOS PELA SUPERFÍCIE 16% ABSORVIDOS POR AEROSSÓIS OZÔNIO E VAPOR D´ÁGUA 3% ABSORVIDOS PELAS NUVENS 51% ABSORVIDOS PELAS ÁREAS CONTINENTAIS E OCEANOS 70% ONDAS LONGAS 6% 26% EMITIDAS PELAS NUVENS 28% EMITIDAS POR VAPOR D`ÁGUA E GASES 15% ABSORVIDA POR VAPOR D`ÁGUA E GAS CARBONICO 21% EMITIDA PELA SUPERFÍCIE 23% PRECIPIT. E TRANSPIR. 7% CALOR SENSÍVEL


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