Os estados físicos da água

                       Os estados físicos da água

Fases ou estados da matéria - são conjuntos de configurações que objetos macroscópicos podem apresentar. O estado físico tem a relação com a velocidade do movimento das partículas de uma determinada substância. Canonicamente e segundo o meio em que foram estudados, são três os estados ou fases considerados: sólido, líquido e gasoso.^[1] Outros tipos de fases da matéria, como o condensado de bose-einstein ou o plasma são estudados em níveis mais avançados de física. As características de estado físico são diferentes em cada substância e depende da temperatura e pressão na qual ela se encontra.^[2]

Observação: Líquido compressível também é reconhecido em muitos lugares como Líquido comprimido.

Índice [esconder] 1 Os estados físicos da matéria 2 Outros estados da matéria 3 Estados em baixa temperatura 3.1 Superfluidos 3.2 Condensados de Bose-Einstein 4 Mudanças de fase 5 Referências 6 Ligações externas

[editar] Os estados físicos da matéria

Há muitas discussões sobre quantos estados da matéria existem, porém as versões mais populares atualmente são de que a matéria somente tem três estados: sólido, líquido e gasoso. Mas há também outros que, ou são intermediários ou pouco conhecidos. Por exemplo: os vapores,^[3] que nada mais são uma passagem do estado líquido para o gasoso na mesma fase em que o gás, porém quando está em estado gasoso, não há mais possibilidade de voltar diretamente ao estado líquido; já quando em forma de vapor, pode ir ao estado líquido, desde que exista as trocas de energia necessárias para tal fato.^[2] Por isto que diz comumente "vapor d´água".

O Plasma é o estado em que a maioria da matéria se encontra no universo. Neste estado há uma certa "pastosidade" da substância, que permite uma maior e melhor resposta quando recebe informações decodificadas pelos feixes de luz emitidos pelos componentes da TV. Sabe-se que qualquer substância pode existir em três estados: sólido, líquido e gasoso, cujo exemplo clássico é a água que pode ser gelo, água em estado líquido e vapor de água. Todavia há muito poucas substâncias que se encontram nestes estados, que se consideram indiscutíveis a difundidos, mesmo tomando o Universo no seu conjunto. É pouco provável que superem o que em química se considera como restos infinitamente pequenos. Toda a substância restante do universo subsiste no estado denominado plasma.^[4]

No estado sólido considera-se que a matéria do corpo mantém a forma macroscópica e as posições relativas das suas partículas. É particularmente estudado nas áreas da estática e da dinâmica.

No estado líquido, o corpo mantém a sua quantidade de matéria e aproximadamente o seu volume.A forma e posição relativa das suas partículas é variável. É particularmente estudado nas áreas da hidrostática e da hidrodinâmica.

No estado gasoso, o corpo mantém apenas a quantidade de matéria, podendo variar amplamente a forma e o volume. É particularmente estudado nas áreas da aerostática e da aerodinâmica.

O condensado de bose-einstein possui características, de ambos, estado sólido e estado líquido, como supercondutividade e super-fluidez, porém, é encontrado em temperaturas extremamente baixas (próximas ao zero absoluto), o que faz com que suas moléculas entrem em colapso. É particularmente estudado na área da mecânica quântica.

O condensado fermiônico também possui características de ambos.

O Superfluido de Polaritons é um estado novo.

[editar] Outros estados da matéria

Existem outros possíveis estados da matéria; alguns destes só existem sob condições extremas, como no interior de estrelas mortas, ou no começo do universo depois do Big Bang:

• Fluidos supercríticos
• Colóide
• Superfluido
• Supersólido
• Matéria degenerada
• Neutrônio
• Matéria fortemente simétrica
• Matéria debilmente simétrica
• Condensado fermiônico
• Plasma de quarks-glúons
• Matéria estranha ou materia de quarK

[editar] Estados em baixa temperatura

[editar] Superfluidos

Ver artigo principal: Superfluido

Perto do zero absoluto, alguns líquidos formam um segundo estado líquido descrito como superfluido porque tem viscosidade zero ou fluidez infinita. Isso foi descoberto em 1937 para o hélio, que constitui um superfluido abaixo da temperatura lambda de 2,17 K. Neste estado, ele vai tentar "subir" para fora do recipiente.^[5] Também tem condutividade térmica infinita, de modo que nenhum gradiente de temperatura pode se formar em um superfluido.

Essas propriedades são explicadas pela teoria de que o isótopo comum hélio-4 faz um condensado de Bose-Einstein (ver próxima seção), no estado superfluido. Mais recentemente, superfluidos de condensado fermiônico tem sido formados a temperaturas ainda mais baixas pelo raro isótopo hélio 3 e lítio-6.^[6]

[editar] Condensados de Bose-Einstein

Ver artigo principal: Condensado de Bose-Einstein

Em 1924, Albert Einstein e Satyendra Nath Bose previram o "condensado de Bose-Einstein", por vezes referido como o quinto estado da matéria.

Na fase gasosa, o condensado de Bose-Einstein manteve uma previsão teórica não verificada durante muitos anos. Em 1995, os grupos de pesquisa de Eric Cornell e Carl Wieman, de JILA na Universidade do Colorado em Boulder, produziram pela primeira vez esse condensado experimentalmente. Um condensado Bose-Einstein é "mais frio" do que um sólido. Pode ocorrer quando os átomos têm níveis quânticos muito semelhantes (ou o mesmo), em temperaturas muito perto do zero absoluto (-273,15 °C).

[editar] Mudanças de fase

Como a cada uma destas fases de uma substância corresponde determinado tipo de estrutura corpuscular, há vários tipos de mudanças de estruturas dos corpos quando muda a fase, ou de estado de aglomeração, da substância que são feitos. A mudança de fases ocorre conforme o diagrama de fases da substância. Mudando a pressão ou a temperatura do ambiente onde um objeto se encontra, esse objeto pode sofrer mudança de fase.

• Fusão - mudança do estado sólido para o líquido.Existem dois tipos de fusão:
  • Gelatinosa - derrete todo por igual; por exemplo o plástico.
  • Cristalina - derrete de fora para dentro; por exemplo o gelo.
• Vaporização - mudança do estado líquido para o gasoso. Existem três tipos de vaporização:
  • Evaporação - as moléculas da superfície do líquido tornam-se gás em qualquer temperatura.
  • Ebulição - o líquido está na temperatura de ebulição e fica borbulhando, recebendo calor e tornando-se gás.
  • Calefação - o líquido recebe uma grande quantidade de calor em período curto e se torna gás rapidamente.
• Condensação - mudança de estado gasoso para líquido (inverso da Vaporização).
• Solidificação - mudança de estado líquido para o estado sólido (inverso da Fusão).
• Sublimação - um corpo pode ainda passar diretamente do estado sólido para o gasoso.
• Re-sublimação - mudança direta do estado gasoso para o sólido (inverso da Sublimação).
• Ionização - mudança de estado gasoso para o estado plasma.
• Desionização - mudança de estado plasma para estado gasoso (inverso de Ionização).

Supernovas

                                                              As Supernovas(explosões de estrelas)

Supernova de Kepler

Supernova é o nome dado aos corpos celestes surgidos após as explosões de estrelas (estimativa) com mais de 10 massas solares, que produzem objetos extremamente brilhantes, os quais declinam até se tornarem invisíveis, passadas algumas semanas ou meses. Em apenas alguns dias o seu brilho pode intensificar-se em 1 bilhão de vezes a partir de seu estado original, tornando a estrela tão brilhante quanto uma galáxia, mas, com o passar do tempo, sua temperatura e brilho diminuem até chegarem a um grau inferior aos primeiros.

A explosão de uma supernova pode expulsar para o espaço até 90% da matéria de uma estrela. O núcleo remanescente tem massa superior a 1,5 Massas solares, a Pressão de Degenerescência dos elétrons não é mais suficiente para manter o núcleo estável; então os elétrons colapsam com o núcleo, chocando-se com os prótons, originando nêutrons: o resultado é uma estrela composta de nêutrons, com aproximadamente 15 km de diametro e extremamente densa, conhecida como estrela de nêutrons ou Pulsar. Mas, quando a massa desse núcleo ultrapassa 3 massas solares, nem mesmo a Pressão de Degenerescência dos neutrons consegue manter o núcleo; então a estrela continua a se colapsar, dando origem a uma singularidade no espaço-tempo, conhecida como Buraco Negro, cuja Velocidade de Escape é um pouco maior do que a velocidade da luz.

                       Fotos(supernovas)

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   Explosões solares afetam a Terra
  29 de outubro de 2003 • 10h04 • atualizado às 10h21

  Comentários

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  3. Fotos

  

  Intensas explosões solares estão sendo registradas desde ontem
  Foto: Reuters

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  Uma série de explosões solares está afetando a Terra. De acordo com a Agência Espacial Norte-americana (Nasa), o campo magnético da Terra é atingido pelo aumento de radiação causado pela tempestade solar, o que afeta operação de satélites, redes de energia de alta tensão e, principalmente, as telecomunicações.

  As explosões registradas ontem foram algumas das maiores já registradas e devem continuar hoje. Lugares com altas latitudes como a Nova Zelândia, Escandinávia Alaska, Canadá e os Estados norte-americanos do Maine até Washington podem perceber auréolas brilhantes que "saem" do Sol em direção à Terra. Isto acontece porque durante as explosões o astro libera mais energia que o normal e esta é sugada pelo campo magnético de nosso planeta. A radiação chega à nossa atmosfera oito minutos após a saída do Sol.                                                                                                                 

  
  
  

  O Sol

  07:34 PM, 21/2/2011 .. 0 comentários .. Link
   
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   Nota: Para outros significados, veja Sol (desambiguação).

  O Sol

  Dados observacionais
  Distância média da Terra	1,496×1011 m 8,317 min (499 sec), na velocidade da luz
  Magnitude aparente (V)	−26,74 [1]
  Magnitude absoluta	4,85 [2]
  Classificação estelar	G2V
  Metalicidade	Z = 0,0177 [3]
  Diâmetro angular	31,6′ – 32,7′ [4]
  Adjetivo	solar[5]
  Características orbitais
  Distância média do centro da Via Láctea	~2,5×1020 m 26 000 anos-luz
  Período orbital galáctico	(2,25–2,50) × 108 anos
  Velocidade	~2,20×105 m/s órbita em torno do centro da Galáxia ~2×104 m/s relativo à velocidade média de outras estrelas na vizinhança estelar.
  Características físicas
  Diâmetro médio	1,392×109 m[1] 109 × Terra
  Raio equatorial	6,955×108 m[6] 109 × Terra[6]
  Circunferência equatorial	4,379 × 109 m[6] 109 × Terra[6]
  Achatamento	9 × 10−6
  Área de superfície	6,0877 × 1018 m2[6] 11 990 Terra[6]
  Volume	6,0877 × 1018 km3 [6] 1 300 000 × Terra
  Massa	1,9891 × 1030[1] 332 900 × Terra[6]
  Densidade média	1,408 × 103 kg/m3[1][6][7]
  Densidade por região[8]	Núcleo: 1,5 ×10 5 kg/m3 Base da fotosfera: 2×10−4 kg/m3 Base da cromosfera: 5×10−6 kg/m3 Coroa solar: 1×10−12 kg/m3
  Gravidade na superfície equatorial	274,0 m/s2 [1] 27,4 g 28 × Terra[6]
  Velocidade de escape (da superfície)	617,7 km/s[6] 55 × Terra[6]
  Temperatura da superfície (efetiva)	5 778 K[1]
  Temperatura da coroa solar	~5×106 K
  Temperatura do núcleo	~15,7 × 106 K[1]
  Luminosidade (Lsol)	3,846 × 1026 W [1] ~3,75×10 28 lm ~98 lm/W eficiência
  Intensidade (Isol)	2,009 × 107 W·m−2·sr−1
  Características de rotação
  Obliquidade	7,25° [1] (para a eclíptica) 67,23° (para o plano galático)
  Ascensão reta do pólo norte[9]	286,13° 19h 4min 30s}}
  Declinação do pólo norte	+63,87° 63°52' N
  Período de rotação sideral (na latitude 16°)	25,38 dias [1] 25d 9h 7min 13s[9]
  (no equador)	25,05 dias[1]
  (nos pólos)	34,3 dias[1]
  Velocidade de rotação (no equador)	7,189×103 km/h[6]
  Composição fotosférica por massa[10]
  Hidrogênio	73,46%
  Hélio	24,85%
  Oxigênio	0,77%
  Carbono	0,29%
  Ferro	0,16%
  Enxofre	0,12%
  Néon	0,12%
  Nitrogênio	0,09%
  Silício	0,07%
  Magnésio	0,05%

  O Sol (do latim sol, solis^[11]) é a estrela central do Sistema Solar. Todos os outros corpos do Sistema Solar, como planetas, planetas anões, asteroides, cometas e poeira, bem como todos os satélites associados a estes corpos, giram ao seu redor. Responsável por 99,86% da massa do Sistema Solar, o Sol possui uma massa 332 900 vezes maior que a da Terra, e um volume 1 300 000 vezes maior que o do nosso planeta.^[12]

  A distância da Terra ao Sol é de cerca de 150 milhões de quilômetros, ou 1 unidade astronômica (UA). Na verdade, esta distância varia com o ano, de um mínimo de 147,1 milhões de quilômetros (0,9833 UA) no perélio (ou periélio) a um máximo de 152,1 milhões de quilômetros (1,017 UA) no afélio (em torno de 4 de julho).^[13] A luz solar demora aproximadamente 8 minutos e 18 segundos para chegar à Terra. Energia do Sol na forma de luz solar é armazenada em glicose por organismos vivos através da fotossíntese, processo do qual, direta ou indiretamente, dependem todos os seres vivos que habitam nosso planeta.^[14] A energia do Sol também é responsável pelos fenômenos meteorológicos e o clima na Terra.^[15]

  É composto primariamente de hidrogênio (74% de sua massa, ou 92% de seu volume) e hélio (24% da massa solar, 7% do volume solar), com traços de outros elementos, incluindo ferro, níquel, oxigênio, silício, enxofre, magnésio, néon, cálcio e crômio.^[16]

  Possui a classe espectral de G2V: G2 indica que a estrela possui uma temperatura de superfície de aproximadamente 5 780 K, o que lhe confere uma cor branca (apesar de ser visto como amarelo no céu terrestre, o que se deve à dispersão dos raios na atmosfera);^[17] O V (5 em números romanos) na classe espectral indica que o Sol, como a maioria das estrelas, faz parte da sequência principal. Isto significa que o astro gera sua energia através da fusão de núcleos de hidrogênio para a formação de hélio. Existem mais de 100 milhões de estrelas da classe G2 na Via Láctea. Considerado anteriormente uma estrela pequena, acredita-se atualmente que o Sol seja mais brilhante do que 85% das estrelas da Via Láctea, sendo a maioria dessas anãs vermelhas.^[18][19] O espectro do Sol contém linhas espectrais de metais ionizados e neutros, bem como linhas de hidrogênio muito fracas.

  A coroa solar expande-se continuamente no espaço, criando o vento solar, uma corrente de partículas carregadas que estende-se até a heliopausa, a cerca de 100 UA do Sol. A bolha no meio interestelar formada pelo vento solar, a heliosfera, é a maior estrutura contínua do Sistema Solar.^[20][21]

  O Sol orbita em torno do centro da Via Láctea, atravessando no momento a Nuvem Interestelar Local de gás de alta temperatura, no interior do Braço de Órion da Via Láctea, entre os braços maiores Perseus e Sagitário. Das 50 estrelas mais próximas do Sistema Solar, num raio de até 17 anos-luz da Terra, o Sol é a quarta maior em massa.^[22] Diferentes valores de magnitude absoluta foram dados para o Sol, como, por exemplo, 4,85,^[23] e 4,81.^[24] O Sol orbita o centro da Via Láctea a uma distância de cerca de 24 a 26 mil anos-luz do centro galáctico, movendo-se geralmente na direção de Cygnus e completando uma órbita entre 225 a 250 milhões de anos (um ano galáctico). A estimativa mais recente e precisa da velocidade orbital do sol é da ordem de 251 km/s.^[25][26]

  Visto que a Via Láctea move-se na direção da constelação Hidra, com uma velocidade de 550 km/s, a velocidade do Sol relativa à radiação cósmica de fundo é de 370 km/s, na direção da constelação Crater.^[27]

  Índice [esconder] 1 Estrutura solar 1.1 Núcleo 1.1.1 Produção de energia 1.2 Zona de radiação 1.3 Zona de convecção 1.4 Fotosfera 1.5 Atmosfera 2 Composição química 2.1 Elementos ionizados do grupo 8 2.2 Relação entre massa fracionada do Sol e dos planetas 3 Campo magnético 4 Ciclo solar 4.1 Manchas solares 4.2 Possível ciclo a longo termo 5 Evolução 6 Luz solar 6.1 Eclipses do Sol 7 Sistema planetário 8 Movimento e localização dentro da Via Láctea 9 Problemas teóricos 9.1 Problema do neutrino solar 9.2 Problema do aquecimento coronal 9.3 Paradoxo do jovem Sol fraco 9.4 Outras anomalias 10 História de observação 10.1 Na antiguidade 10.2 Desenvolvimento do conhecimento científico 10.3 Missões espaciais solares 11 Observação e efeitos em Terra 12 O Sol na cultura humana 13 Notas 14 Referências 15 Leia mais 16 Ver também 17 Ligações externas

  [editar] Estrutura solar

  

  

  Uma ilustração da estrutura do Sol:
  1. Núcleo
  2. Zona de radiação
  3. Zona de convecção
  4. Fotosfera
  5. Cromosfera
  6. Coroa
  7. Mancha solar
  8. Grânulos
  9. Proeminência solar

  O Sol, tal como outras estrelas, é uma esfera de plasma que se encontra em equilíbrio hidrostático entre as duas forças principais que agem em seu interior. Em sentido oposto ao núcleo solar, estas forças são as exercidas pela pressão termodinâmica, produzida pelas altas temperaturas internas. No sentido do núcleo solar, atua a força gravitacional. O Sol é uma estrela da sequência principal que contém cerca de 99,86% da massa do Sistema Solar. É uma esfera quase perfeita, com um achatamento de apenas nove milionésimos,^[28] o que significa que seu diâmetro polar difere de seu diâmetro equatorial por apenas 10 km. Como o Sol é uma esfera de plasma, e não é sólido, gira mais rápido em torno de si mesmo no seu equador do que em seus pólos. Porém, devido à constante mudança do ponto de observação da Terra, na medida em que esta orbita em torno do Sol, a rotação aparente do Sol é de 28 dias.^[29] O efeito centrífuga desta lenta rotação é 18 milhões de vezes mais fraco do que a gravidade na superfície do Sol no equador solar. Os efeitos causados no Sol pelas forças de maré dos planetas são ainda mais insignificantes.^[30] O Sol é uma estrela da população I, rico em elementos pesados.^{[nota 1][32]} O sol pode ter se formado por ondas resultantes da explosão de uma ou mais supernovas.^[33] Evidências incluem a abundância de metais pesados (tais como ouro e urânio) no Sistema Solar levando em conta a presença minoritária destes elementos nas estrelas de população II. A maior parte dos metais foram provavelmente produzidos por reações nucleares que ocorreram em uma supernova antiga, ou via transmutação nuclear via captura de nêutrons durante uma estrela de grande massa de segunda geração.^[32]

  O Sol não possui uma superfície definida como planetas rochosos possuem, e, nas partes exteriores, a densidade dos gases cai aproximadamente exponencialmente à medida que se vai afastando do centro.^[34] Mesmo assim, seu interior é bem definido. O raio do Sol é medido do centro solar até o limite da fotosfera. Esta última é simplesmente uma camada acima do qual gases são frios ou pouco densos demais para radiar luz em quantidades significativas, sendo, portanto, a superfície mais facilmente identificável a olho nu.^[35]

  O interior solar possui três regiões diferentes: o núcleo, onde se produzem as reações nucleares que transformam a massa em energia através da fusão nuclear, a zona radioativa e a zona de convecção. O interior do Sol não é diretamente observável, já que a radiação é completamente absorvida (e reemitida) pelo plasma do interior solar, e o Sol em si mesmo é opaco à radiação electromagnética. Porém, da mesma maneira que a sismologia utiliza ondas geradas por terremotos para revelar o interior da Terra, a heliosismologia utiliza ondas de pressão (infravermelho) atravessando o interior do Sol para medir e visualizar o interior da estrutura solar.^[36] Modelos de computador também são utilizados como instrumentos teóricos para investigar camadas mais profundas do Sol.^[37]

  [editar] Núcleo

  Ver artigo principal: Núcleo solar

  Acredita-se que o núcleo do Sol estende-se do centro solar até 0,2 a 0,25 raios solares.^[38] O centro do Sol possui uma densidade de até 150 g/cm³,^[39][40] 150 vezes a densidade da água na Terra, e uma temperatura de cerca de 13 600 000 K. Análises recentes da missão SOHO indicam que a rotação do núcleo solar é mais rápida que a do restante da zona de radiação.^[38] Atualmente, e durante grande tempo da vida solar, a maior parte da energia produzida pelo Sol é gerada por fusão nuclear via cadeia próton-próton, convertendo hidrogênio em hélio.^[41] Menos de 2% do hélio gerado no Sol provém do ciclo CNO. O núcleo solar é a única parte do Sol que produz energia em quantidade significativa via fusão. O restante do Sol é aquecido pela energia transferida do núcleo para as regiões externas. Toda a energia produzida pela fusão precisa passar por várias camadas até a fotosfera antes de escapar para o espaço como luz solar ou energia cinética de partículas.^[42][43]

  [editar] Produção de energia

  Ver artigos principais: Cadeia próton-próton e nucleossíntese estelar.

  

  

  Diagrama da cadeia próton-próton, o ciclo de fusão nuclear que gera a maior parte da energia do Sol.

  A fusão de hidrogênio ocorre primariamente segundo uma cadeia de reações chamada de cadeia próton-próton:^[44]

  4 ¹H → 2 ²H + 2 e⁺ + 2 ν_e (4,0 MeV + 1,0 MeV)

  2 ¹H + 2 ²H → 2 ³He + 2 γ (5,5 MeV)

  2 ³He → ⁴He + 2 ¹H (12,9 MeV)

  Estas reações podem ser sumarizadas segundo a seguinte fórmula:

  4 ¹H → ⁴He + 2 e⁺ + 2 ν_e + 2 γ (26,7 MeV)

  O Sol possui cerca de 8,9 x 10⁵⁶ núcleos de hidrogênio (prótons livres), com a cadeia próton-próton ocorrendo 9,2 x 10³⁷ vezes por segundo no núcleo solar. Visto que esta reação utiliza quatro prótons, cerca de 3,7 x 10³⁸ prótons (ou 6,2 x 10¹¹ kg) são convertidos em núcleos de hélio a cada segundo.^[43] Esta reação converte 0,7% da massa fundida em energia,^[45] e como consequência, cerca de 4,26 milhões de toneladas métricas por segundo são convertidos em 383 yotta-watts (3,83 x 10²⁶ W),^[43] ou 9,15 x 10¹⁰ megatoneladas de TNT de energia por segundo, segundo a equação de massa-energia E=mc² de Albert Einstein.^[46]

  A densidade de potência é de cerca de 194 µW/kg de matéria,^[47] e, embora visto que a fusão ocorra no relativamente pequeno núcleo solar, a densidade da potência do plasma nesta região é 150 vezes maior.^[48] Em comparação, o calor produzido pelo corpo humano é de 1,3 W/kg, cerca de 600 vezes maior do que no Sol, por unidade de massa.^[49]

  Mesmo tomando em consideração apenas o núcleo solar, com densidades 150 vezes maior do que a densidade média da estrela, o Sol produz relativamente pouca energia, a uma taxa de 0,272 W/m³. Surpreendentemente, essa potência é muito inferior àquela gerada por uma vela acesa.^{[nota 2]} O uso de plasma na Terra com parâmetros similares ao do núcleo solar é imprático, se não impossível: mesmo uma modesta usina de 1 GW requereria cerca de 5 bilhões (5 mil milhões) de toneladas métricas de plasma.

  A taxa de fusão nuclear depende muito da densidade e da temperatura do núcleo: uma taxa um pouco mais alta de fusão faz com que o núcleo aqueça, expandindo as camadas exteriores do Sol, e consequentemente, diminuindo a pressão gravitacional exercida pelas camadas externas e a taxa de fusão. Com o diminuimento da taxa de fusão, as camadas externas contraem, aumentando sua pressão contra o núcleo solar, o que novamente aumentará a taxa de fusão fazendo repetir-se o ciclo.^[51][52]

  Os prótons de alta energia (raios gamas) gerados pela fusão nuclear são absorvidos por núcleos presentes no plasma solar e re-emitidos novamente em uma direção aleatória, dessa vez com uma energia um pouco menor. Depois são novamente absorvidos e o ciclo se repete. Como consequência, a radiação gerada pela fusão nuclear no núcleo solar demora muito tempo para chegar à superfície. Estimativas do tempo de viagem variam entre 10 a 170 mil anos.^[53]

  Após passar pela camada de convecção até a superfície "transparente" da fotosfera, os fótons escapam como luz visível. Cada raio gama no núcleo solar é convertido em vários milhões de fótons visíveis antes de escaparem no espaço. Neutrinos também são gerados por fusão nuclear no núcleo, mas, ao contrário dos fótons, raramente interagem com matéria. A maior parte dos neutrinos produzidos acabam por escapar do Sol imediatamente. Por vários anos, medidas do número de neutrinos produzidos pelo Sol eram três vezes mais baixas do que o previsto. Este problema foi resolvido recentemente com a descoberta dos efeitos da oscilação de neutrinos. O Sol de fato produz o número de neutrinos previsto em teoria, mas detectores de neutrinos na Terra não detectavam dois terços deles porque os neutrinos mudavam de sabor.^[54]

  [editar] Zona de radiação

  Ver artigo principal: Zona de radiação

  

  

  

  Trânsito lunar do Sol capturado durante calibração das câmeras ultravioletas da STEREO-B.
  

  

  Interior de estrelas similares ao Sol.

  Entre 0,25 e 0,7 raio solar de distância do centro do Sol, o material solar é quente e denso o suficiente para permitir a transferência de calor do centro para fora via radiação térmica.^[48]Convecção térmica não ocorre nesta zona; apesar da temperatura desta região cair à medida que a distância ao centro solar aumenta (de 7 000 000 K para 2 000 000 K), o gradiente de temperatura é menor do que o gradiente adiabático, não permitindo a ocorrência de convecção.^[40] Calor é transmitido por radiação — íons de hidrogênio e hélio emitem fótons, que viajam apenas uma pequena distância antes de serem reabsorvidos por outros íons.^[48] A densidade cai 100 vezes (de 20 g/cm^³ para 0,2 g/cm^³) do interior para o exterior da zona de radiação.^[48][55]

  Entre a zona de radiação e a zona de convecção existe uma camada de transição chamada de tacoclina. Esta é uma região onde a mudança súbita de condições entre a rotação uniforme da zona radiativa e a rotação diferencial da zona de convecção resulta em grande tensão de cisalhamento — uma condição onde camadas horizontais sucessivas escorregam umas sobre as outras.^[56] A moção do fluido na zona de convecção gradualmente desaparece do topo do tacoclina até a parte inferior desta camada, adquirindo as mesmas características calmas da zona de radiação. Acredita-se que um dínamo magnético dentro desta camada gera o campo magnético solar.^[40]

  [editar] Zona de convecção

  Ver artigo principal: Zona de convecção

  A zona de convecção é a camada externa do Sol, que ocupa a região entre 0,7 raios solares do centro (200 000 km abaixo da superfície solar) até a superfície. Nesta região, o plasma solar não é denso ou quente o bastante para transferir o calor do interior do Sol para fora via radiação — em outras palavras, não é opaco o suficiente. Como resultado, convecção térmica ocorre na medida em que colunas térmicas carregam material quente para a superfície solar. Quando a temperatura deste material cai na superfície, o material cai na direção da base da zona de convecção, onde recebe calor do topo da zona de radiação, recomeçando o ciclo novamente. Na superfície solar, a temperatura cai para 5 700 K, e a densidade, para 0,2 g/m^³ (cerca de 1/10 000 da densidade do ar ao nível do mar).^[40]

  As colunas térmicas na zona de convecção formam características físicas na superfície do Sol, na forma de grânulos solares e supergranulação. Tais grânulos são os topos de células de convecção, estas possuindo cerca de 1 000 km de diâmetro.

  A convecção turbulenta desta parte do interior solar gera um pequeno dínamo magnético que produz pólos norte e sul magnéticos em toda a superfície do Sol.^[40] As colunas térmicas são células de Bénard, e portanto, tendem a serem prismas hexagonais.^[57]

  [editar] Fotosfera

  Ver artigo principal: Fotosfera

  

  

  Imagem do satélite artificial Hinode, de 12 de janeiro de 2007, revelando a natureza filamentar do plasma conectando regiões de diferentes polaridades magnéticas.
  

  O Sistema Solar  

   

  O Sistema Solar é constituído pelo Sol e por um conjunto de objetos astronômicos que se ligam ao Sol através da gravidade. Acredita-se que esses corpos tenham sido formados por meio de um colapso de uma nuvem molecular gigante há 4,6 bilhões de anos atrás. Entre os muitos corpos que orbitam ao redor do Sol, a maior parte da massa está contida dentro de oito planetas relativamente solitários,^[e] cujas órbitas são quase circulares e se encontram dentro de um disco quase plano, denominado de "plano da eclíptica". Os quatro menores planetas (Mercúrio, Vênus, Terra e Marte) são conhecidos como planetas telúricos ou sólidos, encontram-se mais próximos do Sol e são compostos principalmente de metais e rochas. Os quatro maiores planetas (Júpiter, Saturno, Urano e Netuno) encontram-se mais distantes do Sol e concentram mais massa do que os planetas telúricos, sendo também chamados de planetas gasosos. Os dois maiores, Júpiter e Saturno, são compostos em sua maior parte de hidrogênio e hélio. Urano e Netuno, conhecidos também como "planetas ultraperiféricos", são cobertos de gelo, sendo às vezes referidos como "gigantes de gelo", apresentando também em suas composições água, amônia, metano, etc.

  O Sistema Solar também o lar de outras duas regiões povoadas por objetos menores. O cinturão de asteroides está situado entre Marte e Júpiter e sua composição se assemelha à dos planetas sólidos. Além da órbita de Netuno, encontram-se os "objetos transnetunianos", com uma composição semelhante a dos planetas gasosos. Dentro destas duas regiões, existem outros cinco corpos individuais. São eles: Ceres, Plutão, Haumea, Makemake e Éris, denominados de planetas anões.^[e] Além de milhares de corpos pequenos nestas duas regiões, vários outras populações de pequenos corpos que viajam livremente entre as regiões, como cometas, centauros.

  O vento solar, fluxo de plasma do Sol, é responsável por criar uma bolha no meio interestelar conhecida como heliosfera, que se estende até a borda do disco disperso. A hipotética nuvem de Oort, que atua como fonte de cometas durante um longo período, pode estar a uma distância de aproximadamente dez mil vezes maior do que a heliosfera.

  Seis dos planetas e três planetas anões são orbitados por satélites naturais,^[b] normalmente conhecidos como "luas", depois da Lua da Terra. Os planetas gasosos são cercados por anéis planetários compostos de poeira e outras partículas.

  

  

  Representação esquemática do Sistema Solar, mostrando os Sol e os planetas.

  Descoberta e exploração

  Durante milhares de anos, a humanidade, com poucas e notáveis exceções, não reconheceu a existência do Sistema Solar. As pessoas acreditavam que a Terra era estacionária no centro do universo e categoricamente diferente dos objetos que se moviam no céu. Embora o filósofo grego Aristarco de Samos tenha afirmado sobre uma possível reordenação heliocêntrica no universo,^[1] Nicolau Copérnico foi o primeiro a desenvolver um sistema matemático de previsão heliocêntrica. No século XVII, Galileu Galilei, Johannes Kepler e Isaac Newton desenvolveram uma compreensão física que levou à aceitação da ideia de que a Terra e os outros planetas são regidos pelas mesmas leis físicas que regem o planeta Terra.

  [editar] Estrutura

  As órbitas dos planetas do Sistema Solar se encontram ordenadas a distâncias do Sol crescentes de modo que a distância de cada planeta é aproximadamente o dobro do que o planeta imediatamente anterior. Esta relação vem expressada matematicamente através da Lei de Titius-Bode, uma fórmula que resume a posição dos semieixos maiores dos planetas em unidades astronômicas (UA). Em sua forma mais simples se escreve:

     onde = 0, 1, 2, 4, 8, 16, 32, 64, 128, ainda que pode chegar a ser complicada.

  Nesta formulação, a órbita de Mercúrio se corresponde com (k=0) e semieixo maior 0,4 UA, e a órbita de Marte (k=4) se encontra em 1,6 UA. Na realidade, as órbitas se encontram em 0,38 e 1,52 UA. Ceres, o maior asteroide, encontra na posição k=8. Esta lei não se ajusta a todos os planetas (por exemplo, Netuno, que está mais acerca do que prediz esta lei). No momento não há uma explicação da Lei de Titius-Bode e muitos científicos consideram que se trata tão só de uma coincidência.

  [editar] Tabela resumida do Sistema Solar

  As distâncias dos planetas de Mercúrio a Saturno, incluindo-se um buraco para os asteroides, segue aproximadamente a Lei de Titius-Bode.

  Nome	Diâmetro (km)	Distância média ao Sol (km)	Massa do planeta (Terra = 1)
  Sol	1 392 000	-	332 946
  Mercúrio	4 880	57 910 000	0,1
  Vênus	12 104	108 208 930	0,9
  Terra	12 756	149 597 870	1
  Marte	6 794	227 936 640	0,1
  Júpiter	142 984	778 412 010	318
  Saturno	120 536	1 426 725 400	95
  Urano	51 118	2 870 972 200	15
  Netuno	49 572	4 498 252 900	17

   

  [editar] A dimensão astronômica das distâncias no espaço

  Para uma noção da dimensão astronômica das distâncias no espaço deve-se fazer cálculos e usar um modelo que permita uma percepção mais clara do que está em jogo. Por exemplo, um modelo reduzido em que o Sol estaria representado por uma bola de futebol (de 22 cm de diâmetro). A essa escala, a Terra ficaria a 23,6 metros de distância e seria uma esfera com apenas 2 mm de diâmetro (a Lua ficaria a uns 5 cm da Terra, e teria um diâmetro de uns 0,5 mm). Júpiter e Saturno seriam berlindes com cerca de 2 cm de diâmetro, respectivamente a 123 e a 226 metros do Sol. Plutão ficaria a 931 metros do Sol, com cerca de 0,36 mm de diâmetro. Quanto à estrela mais próxima, a Proxima Centauri, essa estaria a 6332 km do Sol, enquanto a estrela Sírio a 13 150 km.

  Se o tempo de uma viagem da Terra à Lua, a cerca de 257 000 km/hora, fosse de uma hora e um quarto, levaria-se cerca de três semanas terrestres para se ir da Terra ao Sol, 3 meses se ir a Júpiter, sete meses para Saturno e cerca de dois anos e meio a chegar a Plutão e deixar o nosso sistema solar. A partir daí, a essa velocidade, levar-se-ia 17 600 anos até chegar à estrela mais próxima, e 35 000 anos até Sírio.

  [editar] Interior

  O interior do Sistema Solar corresponde à região onde se localizam os planetas e asteroides.^[2] É composto principalmente de metais e silicato. Os objetos do Sistema Solar estão relativamente próximos do Sol. O raio de toda esta região é menor do que a distância entre Júpiter e Saturno.

  [editar] Planetas telúricos

  Ver artigo principal: Planeta telúrico

  

  

  Planetas telúricos. Da esquerda para a direita: Mercúrio, Vênus, Terra e Marte (tamanhos e distâncias interplanetárias fora de escala).

  Os planetas telúricos ou planetas interiores são densos, têm uma composição rochosa, e neles não existem anéis. São compostos principalmente de minerais, como o silicato, que forma o manto e a crosta desses planetas, e metais, como o ferro e o níquel, que formam seus núcleos. Três dos quatro planetas têm uma atmosfera significativa, todos têm impactos de crateras e características de uma superfície tectônica, tais como rift e vulcões. O termo "planeta interior" não deve ser confundido com "planeta inferior", este termo designa os planetas que estão mais próximos do Sol do que a Terra, ou seja, Mercúrio e Vênus.

  [editar] Mercúrio

  Ver artigo principal: Mercúrio (planeta)

  Mercúrio está a 0,4 unidades astronômicas do Sol e é o menor dos oito planetas do Sistema Solar (0,055 massas terrestres). Não possui nenhum satélite natural. Suas características geológicas são conhecidas. O planeta possui impactos de crateras e escarpas, provavelmente produzidas durante um período de contração no início de sua história.^[3] Sua atmosfera é quase insignificante, sua superfície e composta de átomos ejetados pelo vento que vem da energia solar.^[4] Seu núcleo, composto principalmente de ferro, é relativamente grande e seu manto é fino. Hipóteses explicam que suas camadas mais externas foram descascadas por um impacto gigante.^[5][6]

  [editar] Vênus

  Ver artigo principal: Vênus (planeta)

  Vênus está a 0,7 unidades astronômicas do Sol, quase do tamanho da Terra (equivalente a 0,815 massas terrestres). Assim como a Terra, Vênus possui um manto composto de silicato em torno de um núcleo de ferro. Entretanto, o planeta é muito mais seco do que a Terra e sua atmosfera é cerca de noventa vezes mais densa. Assim como Mercúrio, não possui satélites naturais. É o planeta mais quente do Sistema Solar, com temperaturas que podem chegar até 480°C, provavelmente devido à quantidade de gases de efeito estufa presentes em sua atmosfera.^[7] Não há evidências definitivas atuais de que tenham sido detectadas atividades geológicas em Vênus, mas não possui campo magnético, que poderia evitar o esgotamento das substâncias da atmosfera. Isso faz com que atmosfera seja regularmente abastecida por erupções vulcânicas.^[8]

  [editar] Terra

  Ver artigo principal: Terra

  Situa-se a uma unidade astronômica a partir do Sol e é o mais denso dos planetas telúricos, conhecida pela sua atividade geológica. Acredita-se que a Terra é o único lugar que tenha vida no universo.^[9] É a única hidrosfera líquida entre os planetas telúricos, assim como o único planeta onde placas tectônicas têm sido observadas. A atmosfera terrestre é diferente se comparada a dos outros planetas, entre elas a presença de 21% de gás oxigênio, capaz de gerar vida.^[10] Seu único satélite natural é a Lua, um dos grandes satélites de um planeta do sistema solar.

  [editar] Marte

  Ver artigo principal: Marte (planeta)

  Marte se situa a 1,5 unidades astronômicas do Sol, menor que a Terra e Vênus (sua massa corresponde a 0.107 massas terrestres). Sua atmosfera é composta principalmente de dióxido de carbono, com uma pressão superficial de 6,1 milibares (aproximadamente 0,6 da pressão superficial terrestre).^[11] Existem no planeta vastos vulcões como o Olympus Mons e aberturas de vales como o Valles Marineris, o que mostra que a atividade geológica pode ter persistido recentemente ou a dois mil anos atrás.^[12] A sua cor avermelhada provém do óxido de ferro (ferrugem) em seu solo.^[13] Possui dois satélites naturais (Fobos e Deimos), provavelmente asteroides capturados.^[14]

  [editar] Os planetas anões

  Planeta anão é um corpo celeste muito semelhante a um planeta, dado que orbita em volta do Sol e possui gravidade suficiente para assumir uma forma com equilíbrio hidrostático (aproximadamente esférico), porém não possui uma órbita desimpedida, orbitando com milhares de outros pequenos corpos celestes.

  Ceres, que até meados do século XIX era considerado um planeta principal, orbita numa região do sistema solar conhecida como cinturão de asteroides. Por fim, nos confins do sistema solar, para além da órbita de Netuno, numa imensa região de corpos celestes gelados, encontram-se Plutão e o recentemente descoberto Éris. Até 2006, considerava-se, também, Plutão como um dos planetas principais. Hoje, Plutão, Ceres, Éris, Makemake e Haumea são considerados como "planetas anões".

  [editar] As luas e os anéis

  Satélites naturais ou luas são objetos de dimensões consideráveis que orbitam os planetas. Compreendem pequenos astros capturados da cintura de asteroides, como as luas de Marte e dos planetas gasosos, até astros capturados da cintura de Kuiper como o caso de Tritão no caso de Neptuno ou até mesmo astros formados a partir do próprio planeta através do impacto de um protoplaneta, como o caso da Lua da Terra.

  Os planetas gasosos têm pequenas partículas de pó e gelo que os orbitam em enormes quantidades, são os chamados anéis planetários, os mais famosos são os anéis de Saturno.

  [editar] Corpos menores

  A classe de astros chamados "corpos menores do sistema solar" inclui vários objetos diferenciados como são os asteroides, os transneptunianos, os cometas e outros pequenos corpos.

  [editar] Asteroides

  Os asteroides são astros menores do que os planetas, normalmente em forma de batata, encontrando-se na maioria na órbita entre Marte e Júpiter e são compostos por partes significativas de minerais não-voláteis. A região em que orbitam é conhecida como Cintura de asteroides. Nela localiza-se também um planeta anão, Ceres, que tem algumas características próprias de asteroide, mas não é um asteroide. Estes são subdivididos em grupos e famílias de asteroides baseados em características orbitais específicas. Nota-se que existem luas de asteroides, que são asteroides que orbitam asteroides maiores, que, por vezes, são quase do mesmo tamanho do asteroide que orbitam.

  Os asteroides troianos estão localizados nos pontos de Lagrange dos planetas, e orbitam o Sol na mesma órbita que um planeta, à frente e atrás deste.

  As sementes das quais os planetas se originaram são chamadas de planetésimos: são corpos subplanetários que existiram durante os primeiros anos do sistema solar e que não existem no sistema solar recente. O nome é também usado por vezes para referir os asteroides e os cometas em geral ou para asteroides com menos de 10 km de diâmetro.

  [editar] Centauros

  Os centauros são astros gelados semelhantes a cometas que têm órbitas menos excêntricas e que permanecem na região entre Júpiter e Netuno, mas são muito maiores que os cometas. O primeiro a ser descoberto foi Quíron, que tem propriedades parecidas com as de um cometa e de um asteroide.

  [editar] Transneptunianos

  Os transneptunianos são corpos celestes gelados cuja distância média ao Sol encontra-se para além da órbita de Neptuno, com órbitas superiores a 200 anos e são semelhantes aos centauros.

  Pensa-se que os cometas de curto período sejam originários desta região. Os planetas anões Plutão e Éris encontram-se, também, nesta região.

  O primeiro transnetuniano foi descoberto em 1992. No entanto, Plutão, que já era conhecido há quase um século, orbita nesta região do sistema solar.

  [editar] Meteoroides

  Os meteoroides são astros com dimensão entre 50 metros até partículas tão pequenas como pó. Astros maiores que 50 metros são conhecidos como asteroides. Controversa continua a dimensão máxima de um asteroide e mínima de um planeta. Um meteoroide que atravesse a atmosfera da Terra passa a se denominar meteoro; caso chegue ao solo, chama-se meteorito.

  [editar] Urano

  Urano (19.6 UA), com catorze vezes a massa terrestre, é o mais leve dos planetas exteriores. Único entre os planetas, orbita o sol lateralmente; sua inclinação axial é de mais de noventa graus em relação a eclíptica. Possui um núcleo muito mais frio do que os outros gigantes gasosos, e irradia pouco calor para o espaço.^[15] Possui 27 satélites conhecidos, sendo os maiores Titânia, Oberon, Umbriel, Ariel e Miranda.

  [editar] Netuno

  Neptuno (30 UA), embora seja um pouco menor que Urano, tem uma massa equivalente a dezessete vezes a terretres sendo portanto mais denso. Irradia mais calor interno, embora não tanto quanto Júpites e Saturno.^[16] Possui treze satélites conhecidos. O maior, Tritão, é geologicamente ativo com gêiseres de nitrogênio líquido.^[17] e o único com uma órbita retrógada. Netuno é acompanhado em sua órbita por planetas menores, denominados Asteroides troianos de Neptuno, que estão em ressonância orbital de 1:1.

  [editar] Cometas

  Ver artigo principal: Cometa

  

  

  Cometa Hale-Bopp

  Cometas são corpos menores do Sistema Solar, tipicamente com poucos quilômetros de tamanho, compostos basicamente de gelos voláteis. Eles têm órbitas altamente excêntricas, geralmente com um periélio dentro da órbita de um dos planetas interiores e um afélio bem depois de Plutão. Quando um cometa entra no Sistema Solar interior, sua proximidade do Sol causa a sublimação e ionização do gelo na superfície, criando uma coma: uma longa caudade de gás e poeira às vezes visível a olho nu.

  Cometas de curto período tem órbitas de menos de duzentos anos enquanto de longo período tem de mais mil anos. Acredita-se que os de curta duração foram formados no cinturão de Kuiper, enquanto os de longo período, como por exemplo o Hale-Bopp, foram formados na nuvem de Oort. Muitos grupos de cometas, tais como os Kreutz Sungrazers, foram formados da divisão de um único corpo.^[18] Alguns cometas com órbitas hiperbólicas podem ter sido formados fora do Sistema Solar, mas determinar sua órbita precisa é difícil.^[19] Cometas antigos que já perderam todos os gases voláteis pelo aquecimento do Sol são algumas vezes categorizados como asteróides.^[20]

  [editar] Centauros

  Ver artigo principal: Centauro (astronomia)

  Os centauros são corpos de gelo semelhantes aos cometas com um semi-eixo maior que Júpiter (5,5 UA) e menor que Netuno (30 UA). O maior centauro conhecido, 10199 Chariklo, tem um diâmetro aproximado de 250 km.^[21] O primeiro centauro descoberto, 2060 Chiron, foi reclassificado como cometa (95P) uma vez que desenvolveu uma coma assim como um cometa ao se aproximar do Sol.^[22]

  [editar] Região transneptuniana

  A área após Netuno, ou a "região transneptuniana", ainda é amplamente inexplorada. Parece consistir de forma preponderante de pequenos planetas (o maior tendo um quinto do diâmetro da Terra e a massa menor que a da Lua) compostos basicamente de rocha e gelo. Esta região é algumas vezes conhecida como o "Sistema Solar exterior", embora outros usem o termo para se referir a região além do cinturão de asteróides.

  [editar] Cintura de Kuiper

  Ver artigo principal: Cintura de Kuiper

  

  

  Disposição de todos os objetos conhecidos do cinturão de Kuiper, posicionados em relação aos quatro planetas exteriores.

  A cintura de Kuiper, ou cinturão de Kuiper, é um grande anel de detritos semelhantes ao cinturão de asteroides, onde o gelo é a sua principal composição. Estende entre trinta e cinquenta unidades astronômicas do Sol. Contém muitos dos pequenos corpos do Sistema Solar. Entretanto, muitos dos maiores corpos da cintura de Kuiper, como Quaoar, Varuna e Orcus, são classificados como planetas anões. Estima-se que mais de cem mil corpos do cinturão de Kuiper tenham diâmetro superior a cinquenta quilômetros, embora sua massa seja correspondente a apenas um décimo ou um centésimo da massa da Terra.^[23] Alguns objetos do cinturão têm inúmeros satélites,^[24] e alguns outros têm órbitas que o levam fora da classificação do plano da eclíptica.^[25]

  O cinturão de Kuiper pode dividido a grosso modo em um cinturão "clássico" e os ressonantes, que tem a órbita ligada a Netuno (e.g. duas vezes para cada três de Netuno, ou uma para cada duas). A primeira ressonância começa dentro da própria órbita de Netuno. O cinturão clássico consiste de objetos que não tem ressonância com Netuno, e se extendem por aproximadamente 39,4 47,7 UA.^[26] Membros do cinturão clássico são classificados como cubewanos, após o primeiro do tipo ter sido descoberto, (15760) 1992 QB1, e estão situados primordiamente em um órbita de baixa excentricidade.^[27]

  [editar] Plutão e Caronte

  

  

  Comparação entre Éris, Plutão, Makemake, Haumea, Sedna, Orcus, 2007 OR₁₀, Quaoar, e a Terra (todos em escala)

  Plutão (39 AU em média), um planeta anão, é o maior objeto conhecido no cinturão de Kuiper. Quando descoberto em 1930, foi considerado o nono planeta; isto foi alterado em 2006 com a adoção formal da definição de planeta. Plutão tem uma órbita consideravelmente excêntrica inclinada em 19 graus em relação ao plano eclíptico e variando de 29,7 UA a partir do Sol no perihélio (dentro da órbita de Netuno) para 49,5 UA no afélio.

  Caronte, a maior lua de Plutão, é algumas vezes descrita como parte de um sistema binário com Plutão, uma vez que os dois corpos orbitam um centro de massas de gravidade sobre suas superfícies (i.e., eles parecem "orbitar um ao outro"). Além de Caronte outras duas luas menores, Nix e Hidra, orbitam o sistema.

  Plutão tem uma ressonância orbital de 3:2 com Netuno, o que significa que Plutão orbita duas vezes ao redor do Sol a cada três órbitas completas de Netuno. Objetos do cinturão de Kuiper que também têm esta ressonância são denominados plutinos.^[28]

  [editar] Haumea e Makemake

  Haumea (43.34 AU em média) e Makemake (45.79 AU em média), embora sejam menores que plutão, são os maiores objetos conhecidos no cinturão "clássico", ou seja, não estão em ressonância com a órbita de Netuno. Haumea tem o formato de um ovo e possui duas luas enquanto Makemate é o objeto mais brilhante do cinturão de Kuiper depois de Plutão. Originalmente denominados 2003 EL₆₁ e 2005 FY₉ respectivamente, eles foram recategorizados como planetas anões em 2008.^[29] Suas órbitas estão mais inclinadas que a de Plutão, com 28° e 29° respectivamente.^[30]

  [editar] Disco disperso

  Ver artigo principal: Disco disperso

  Acredita-se que o disco disperso, que sobrepõe o cinturão de Kuiper mas se extende muito mais além, seja a fonte de cometas de curto período e que objetos da região tenham sido ejetados em órbitas erráticas pela influência gravitacional da migração de Netuno. A maioria dos objetos do disco disperso tem o perihélhio dentro do cinturão de Kuiper mas o afélio estão a mais de 150 UA do Sol. A órbita destes objetos são altamente inclinadas em relação ao plano elíptico, e alguns são quase perpendiculares a este. Alguns astrônomos consideram que o disco disperso seja meramente outra regão do cinturão de Kuiper, e descrevem os objetos do disco disperso como "objetos do cinturão de Kuiper dispersos."^[31] Alguns astrônomos também classificam os centauros como objetos internos do cinturão de Kuiper junto com os objetos externos do disco.^[32]

  [editar] Éris

  Éris é o maior objeto conhecido do disco disperso e causa debate se deve ser classificado como um planeta uma vez que sua massa é 25% superior a de Plutão^[33] e com quase o mesmo diâmetro. É o mais massivo dos planetas anões conhecidos e tem uma lua, Disnomia. Assim como Plutão, sua órbita é altamente excêntrica com um perihélio de 38.2 UA (aproximadamente a distância de Plutão do Sol) e um afélio de 97.6 UA, de forma inclinada ao plano eclíptico.

  [editar] Regiões mais distantes

  O ponto em que o Sistema Solar termina e o espaço interestelar começa não é precisamente definido, uma vez que as fronteiras externas são formadas por duas forças distintas: o vento e a gravidade solar. O limite exterior da inflência do vento solar é definido como aproximadamente quatro vezes a distância de Plutão do Sol; esta heliopausa é considerada o começo do meio interestelar.^[34] Entretanto acredita-se que a esfera de Hill do Sol, o alcance efetivo de seu domínio gravitacional, se extende por mil vezes esta distância.^[35]

  [editar] Heliopausa

  

  

  Representação da Voyager entrando na heliosheath.

  A Heliosfera é dividia em duas regiões separadas. O vento solar viaja a uma velocidade aproximada de 400 km/s até colidir com o vento interestelar; o fluxo de plasma no meio interestelar. A colisão ocorre na zona de choque terminal, que está a cerca de 80–100 UA a partir do Sol no sentido do meio interestelar e cerca de 200 UA a partir do meio interestelar no sentido do Sol. Neste ponto o vento diminui drasticamente, condensa e se torna mais turbulento,^[36] formando uma grande estrutura oval conhecida como heliosheath. Acreditava-se que esta estrutura foesse parecida e se comportasse como a cauda de um cometa, se extendo por mais de 40 UA no sentido do vento entretanto evidências da sonda Cassini-Huygens e do satélite Interstellar Boundary Explorer tem sugerido que esta é de fato no formato de uma bolha devido a ação de contração do campo magnético do meio interestelar.^[37] Tanto a Voyager 1 quanto Voyager 2 relataram ter passado pela zonha de choque terminal entrenado na heliosheath a uma distância de 94 e 84 UA a partir do Sol, respectivamente.^{OS   VULCÕES}

  

  

  Erupção do Vulcão Cleveland, nas Ilhas Aleutas, Alasca, Estados Unidos. Fotografia tirada a partir Estação Espacial Internacional.

  

  

  Vulcão da Montanha do Pico, ilha do Pico, Açores. A montanha, com 2.351 m acima do nível do mar, é o ponto mais alto de Portugal e mais alto da dorsal meso-atlântica.

  Vulcão é uma estrutura geológica criada quando o magma, gases e partículas quentes (como cinzas) escapam para a superfície terrestre. Eles ejectam altas quantidades de poeira, gases e aerossóis na atmosfera, podendo causar resfriamento climático temporário. São frequentemente considerados causadores de poluição natural. Tipicamente, os vulcões apresentam formato cónico e montanhoso.

  A erupção de um vulcão pode resultar num grave desastre natural, por vezes de consequências planetárias. Assim como outros desastres dessa natureza, as erupções são imprevisíveis e causam danos indiscriminados. Entre outras coisas, tendem a desvalorizar os imóveis localizados em suas vizinhanças, prejudicar o turismo e consumir a renda pública e privada em reconstruções. Na Terra, os vulcões tendem formar-se junto das margens

  Monte Erebus, um exemplo de vulcão-escudo.

  

  

  Vulcão Mayon, exemplo de um estratovulcão.

  Uma das formas de classificação dos vulcões é através do tipo de material que é eruptido, o que afecta a forma do vulcão. Se o magma eruptido contém uma elevada percentagem em sílica (superior a 65%) a lava é chamada de félsica ou "ácida" e tem a tendência de ser muito viscosa (pouco fluida) e por isso solidifica rapidamente. Os vulcões com este tipo de lava têm tendência a explodir devido ao facto da lava facilmente obstruir a chaminé vulcânica. O Monte Pelée na Martinica é um exemplo de um vulcão deste tipo.

  Se, por outro lado, o magma é relativamente pobre em sílica (conteúdo inferior a 52%) é chamado de máfico ou "básico" e causa erupções de lavas muito fluidas capazes de escorrer por longas distâncias. Um bom exemplo de uma escoada lávica máfica é a do Grande Þjórsárhraun (Thjórsárhraun) originada por uma fissura eruptiva quase no centro geográfico da Islândia há cerca de 8000 anos. Esta escoada percorreu cerca de 130 quilómetros até ao mar e cobriu uma área com 800 km².

  • Vulcão-escudo: o Havaí e a Islândia são exemplos de locais onde são encontrados vulcões que expelem enormes quantidades de lava que gradualmente constroem uma montanha larga com o perfil de um escudo. As escoadas lávicas destes vulcões são geralmente muito quentes e fluidas, o que contribui para ocorrerem escoadas longas. O maior vulcão deste tipo na Terra é o Mauna Loa, no Havaí, com 9000 m de altura (assenta no fundo do mar) e 120 km de diâmetro. O Monte Olimpo em Marte é um vulcão-escudo e também a maior montanha do sistema solar.

  • Cones de escórias: é o tipo mais simples e mais comum de vulcões. Esses vulcões são relativamente pequenos, com alturas geralmente menores que 300 metros de altura. Formam-se pela erupção de magmas de baixa viscosidade, com composições basálticas ou intermediárias.

  • Estratovulcões: também designados de "compostos", são grandes edifícios vulcânicos com longa atividade, forma geral cônica, normalmente com uma pequena cratera no cume e flancos íngremes, construídos pela intercalação de fluxos de lava e produtos piroclásticos, emitidos por uma ou mais condutas, e que podem ser pontuados ao longo do tempo por episódios de colapsos parciais do cone, reconstrução e mudanças da localização das condutas. Alguns dos exemplos de vulcões deste tipo são o Teide na Espanha, o Monte Fuji no Japão, o Cotopaxi no Equador, o Vulcão Mayon nas Filipinas e o Monte Rainier nos EUA. Por outro lado, esses edifícios vulcânicos são os mais mortíferos da Terra, envolvendo a perda da vida de aproximadamente 264000 pessoas desde o ano de 1500.

  • Caldeiras ressurgentes: são as maiores estruturas vulcânicas da Terra, possuindo diâmetros que variam entre 15 e 100 km². À parte de seu grande tamanho, caldeiras ressurgentes são amplas depressões topográficas com uma massa elevada central. Exemplos dessas estruturas são a Valles (EUA), Yellowstone (EUA) e Cerro Galan (Argentina).

  • Vulcões submarinos: são aqueles que estão abaixo da água. São bastante comuns em certos fundos oceânicos, principalmente na dorsal meso-atlântica. São responsáveis pela formação de novo fundo oceânico em diversas zonas do globo. Um exemplo deste tipo de vulcão é o vulcão da Serreta no Arquipélago dos Açores.

  Vulcanologia

  

  Secção transversal através de um Estratovulcão (escala vertical é exagerada):
  1. Câmara magmática 2. Rocha 3. Chaminé 4. Base 5. Depósito de lava 6. Fissura 7. Camadas de cinzas emitidas pelo vulcão 8. Cone	9. Camadas de lava emitidas pelo vulcão 10. Garganta 11. Cone parasita 12. Fluxo de lava 13. Ventilação 14. Cratera 15. Nuvem de cinza

  Génese dos vulcões

  Os movimentos e a dinâmica do magma, tal como a maior parte do interior da Terra, ainda são pouco conhecidos. No entanto é sabido que uma erupção é precedida de movimentos de magma do interior da Terra até à camada externa sólida (crosta terrestre) ocupando uma câmara magmática debaixo de um vulcão. Eventualmente o magma armazenado na câmara magmática é forçado a subir e é extruído e escorre pela superfície do planeta como lava, ou o magma pode aquecer água nas zonas próximas causando descargas explosivas de vapor; pode acontecer também que os gases que se libertam do magma projectem rochas, piroclastos, obsidianas e/ou cinzas vulcânicas. Apesar de serem sempre forças muito poderosas, as erupções podem variar de efusivas a extremamente explosivas.

  A maioria dos vulcões terrestres tem origem nos limites destrutivos das placas tectónicas, onde a crosta oceânica é forçada a mergulhar por baixo da crosta continental, dado que esta é menos densa do que a oceânica. A fricção e o calor causados pelas placas em movimento leva ao afundamento da crosta oceânica, e devido à baixa densidade do magma resultante este sobe. À medida que o magma sobe através de zonas de fractura na crosta terrestre, pode eventualmente ser expelido em um ou mais vulcões. Um exemplo deste tipo de vulcão é o Monte Santa Helena nos EUA, que se encontra na zona interior da margem entre a placa Juan de Fuca que é oceânica e a placa Norte-americana.

  Ambientes tectónicos

  Os vulcões encontram-se principalmente em três tipos principais de ambientes tectónicos:

  Limites construtivos das placas tectónicas

  Este é o tipo mais comum de vulcões na Terra, mas são também os observados menos frequentemente dado que a sua actividade ocorre maioritariamente abaixo da superfície dos oceanos. Ao longo do sistema de riftes oceânicos ocorrem erupções espaçadas irregularmente. A grande maioria deste tipo de vulcões é apenas conhecida devido aos sismos associados às suas erupções, ou ocasionalmente, se navios que passam nos locais onde existem, registam elevadas temperaturas ou precipitados químicos na água do mar. Em alguns locais a actividade dos riftes oceânicos levou a que os vulcões atingissem a superfície oceânica: a Ilha de Santa Helena e a Ilha de Tristão da Cunha no Oceano Atlântico e as Galápagos no Oceano Pacífico, permitindo que estes vulcões sejam estudados em pormenor. A Islândia também se encontra num rifte, mas possui características diferentes das de um simples vulcão.

  Os magmas expelidos neste tipo de vulcões são chamados de MORB (do inglês Mid-Ocean Ridge Basalt que significa: "basalto de rifte oceânico") e são geralmente de natureza basáltica.

  Limites destrutivos das placas tectónicas

  

  

  Diagrama de limite destrutivo causando terremotos e uma erupção vulcânica.

  Estes são os tipos de vulcões mais visíveis e bem estudados. Formam-se acima das zonas de subducção onde as placas oceânicas mergulham debaixo das placas terrestres. Os seus magmas são tipicamente "calco-alcalinos" devido a serem originários das zonas pouco profundas das placas oceânicas e em contacto com sedimentos. A composição destes magmas é muito mais variada do que a dos magmas dos limites construtivos.

  Hot spots ou pontos quentes

  Os vulcões de hot spots eram originalmente vulcões que não poderiam ser incluídos nas categorias acima referidas. Nos dias de hoje os hot spots referem-se a uma situação bastante mais específica - uma pluma isolada de material quente do manto que intercepta a zona inferior da crosta terrestre (oceânica ou continental), conduzindo à formação de um centro vulcânico que não se encontra ligado a um limite de placa. O exemplo clássico é a cadeia havaiana de vulcões e montes submarinos; o Yellowstone é também tido como outro exemplo, sendo a intercepção neste caso com uma placa continental.

  A Islândia e os Açores são por vezes citados como outros exemplos, mas bastante mais complexos devido à coincidência do rift médio Atlântico com um hot spot. Não há consenso acerca do conceito de "hotspot", uma vez que os vulcanólogos não são consensuais acerca da origem das plumas "quentes do manto": se têm origem no manto superior ou no manto inferior. Estudos recentes levam a crer que vários subtipos de hot spots irão ser identificados.

  Previsão de erupções

  

  

  Erupção do vulcão Stromboli, na costa da Sicília, Itália.

  A ciência ainda não é capaz de prever com certeza absoluta quando um vulcão irá entrar em erupção, mas grandes progressos têm sido feitos no cálculo das probabilidades de tal evento ter lugar ou não num espaço de tempo relativamente curto. Os seguintes factores são analisados de forma a ser possível prever uma erupção:

  Sismicidade

  Microssismos e sismos de baixa magnitude ocorrem sempre que um vulcão "acorda" e a sua entrada em erupção se aproxima no tempo. Alguns vulcões possuem normalmente actividade sísmica de baixo nível, mas um aumento significativo desta mesma actividade poderá preceder uma erupção. Outro sinal importante é o tipo de sismos que ocorrem. A sismicidade vulcânica divide-se em três grandes tipos: tremores de curta duração, tremores de longa duração e tremores harmónicos.

  • Os tremores de curta duração são semelhantes aos sismos tectónicos. São resultantes da fracturação da rocha aquando de movimentos ascendentes do magma. Este tipo de sismicidade revela um aumento significativo da dimensão do corpo magmático próximo da superfície.

  • Crê-se que os tremores de longa duração indicam um aumento da pressão de gás na estrutura do vulcão. Podem ser comparados ao ruído e vibração que por vezes ocorre na canalização em casas. Estas oscilações são o equivalente às vibrações acústicas que ocorrem no contexto de uma câmara magmática de um vulcão.

  • Os tremores harmónicos ocorrem devido ao movimento de magma abaixo da superfície. A libertação contínua de energia deste tipo de sismicidade contrasta com a libertação contínua de energia que ocorre num sismo associado ao movimento de falhas tectónicas.

  Os padrões de sismicidade são geralmente complexos e de difícil interpretação. No entanto, um aumento da actividade sísmica num aparelho vulcânico é preocupante, especialmente se sismos de longa duração se tornam muito frequentes e se tremores harmónicos ocorrem.

  Emissões gasosas

  À medida que o magma se aproxima da superfície a sua pressão diminui, e os gases que fazem parte da sua composição libertam-se gradualmente. Este processo pode ser comparado ao abrir de uma lata de um refrigerante com gás, quando o dióxido de carbono se escapa. O dióxido de enxofre é um dos principais componente dos gases vulcânicos, e o seu aumento precede a chegada de magma próximo da superfície. Por exemplo, a 13 de Maio de 1991, 500 toneladas de dióxido de enxofre foram libertadas no Monte Pinatubo nas Filipinas. As emissões de dióxido de enxofre chegaram num curto espaço de tempo às 5 000 toneladas. O Monte Pinatubo entrou em erupção a 12 de Junho de 1991.

  Deformação do terreno

  A deformação do terreno na área do vulcão significa que o magma encontra-se acumulado próximo da superfície. Os cientistas monitorizam os vulcões activos e medem frequentemente a deformação do terreno que ocorre no vulcão, tomando especial cuidado com a deformação acompanhada de emissões de dióxido de enxofre e tremores harmónicos, sinais que tornam bastante provável um evento eminente.

  Comportamento dos vulcões

  

  

  Indonésia-Lombok: Erupção do Monte Rinjani registrada em 1994.

  • Erupções freáticas (vapor).
  • Erupções explosivas de lava rica em sílica (p.e. riólito).
  • Erupções efusivas de lava pobre em sílica (p.e. basalto)
  • Lahars.
  • Emissões de dióxido de carbono.

  Todas estas actividades podem ser um perigo potencial para o Homem. Para além disso a actividade vulcânica é muitas vezes acompanhada por sismos, águas termais, fumarolas e gêisers, entre outros fenómenos. As erupções vulcânicas são frequentemente precedidas por sismos de magnitude pouco elevada.

  Activos, dormentes ou extintos?

  Não existe um consenso entre os vulcanologistas para definir o que é um vulcão "activo". O tempo de vida de um vulcão pode ir de alguns meses até alguns milhões de anos. Por exemplo, em vários vulcões na Terra ocorreram várias erupções nos últimos milhares de anos mas actualmente não dão sinais de actividade.

  

  

  Shiprock, erosão remanescente da garganta de um vulcão extinto.

  Alguns cientistas consideram um vulcão activo quando está em erupção ou mostra sinais de instabilidade, nomeadamente a ocorrência pouco usual de pequenos sismos ou novas emissões gasosas significativas. Outros consideram um vulcão activo aquele que teve erupções históricas. É de salientar que o tempo histórico varia de região para região. Enquanto que no Mediterrâneo este pode ir até 3000 anos atrás, no Pacífico Noroeste dos Estados Unidos vai apenas até 300 anos atrás.

  Vulcões dormentes são considerados aqueles que não se encontram actualmente em actividade (como foi definido acima) mas que poderão mostrar sinais de perturbação e entrar de novo em erupção.

  Os vulcões extintos são aqueles que os vulcanólogos consideram pouco provável que entrem em erupção de novo, mas não é fácil afirmar com certeza que um vulcão está realmente extinto. As caldeiras têm tempo de vida que pode chegar aos milhões de anos, logo é difícil determinar se um irá voltar ou não a entrar em erupção, pois estas podem estar dormentes por vários milhares de anos.

  Por exemplo a caldeira de Yellowstone, nos Estados Unidos, tem pelo menos 2 milhões de anos e não entrou em erupção nos últimos 640.000 anos, apesar de ter havido alguma actividade há cerca de 70.000 anos. Por esta razão os cientistas não consideram a caldeira de Yellowstone um vulcão extinto. Pelo contrário, esta caldeira é considerada um vulcão bastante activo devido à actividade sísmica, geotermia e à elevada velocidade do levantamento do solo na zona.

  Alguns vulcões na Terra

  Ver artigo principal: Lista de vulcões

  

  

  Mapa mostrando as fronteiras entre as placas tectônicas e sub-recentes aéreas de vulcões.

  Ojos del Salado (Andes, Chile Maior vulcão da Terra) Monte Baker (Washington, EUA) Vulcão de Cold Bay (Alasca, EUA) El Chichon (Chiapas, México) Pico de Orizaba (Veracruz/Puebla, México) Cotopaxi (Equador) Monte Fuji (Honshu, Japão) Monte Hood (Oregon, EUA) Monte Erebus (Ilha de Ross, Antártica) Etna (Sicília, Itália) Krafla (Islândia) Hekla (Islândia) Kick-'em-Jenny (Granada) Kilauea (Havai, EUA) Vulcão das Furnas (Ilha de São Miguel, Açores) Klyuchevskaya Sopka (Kamchatka, Rússia) Krakatoa (Rakata, Indonésia) Mayón, (Filipinas) Mauna Kea (Havai, EUA) Mauna Loa (Havai, EUA) El Misti (Arequipa, Peru)

  Novarupta (Alasca, EUA) Pico (Ilha do Pico, Açores, Portugal) Paricutín (Michoacán, México) Monte Pinatubo (Filipinas) Popocatépetl (México-Puebla, México) Santorini (Santorini, Grécia) Soufrière Hills , (Montserrat) Monte Rainier (Washington, EUA) Vulcão do Fogo (Ilha de São Miguel, Açores, Portugal) Vulcão da Serreta, (Açores) Vulcão da Urzelina, (Açores) Monte Shasta (Califórnia, EUA) Monte Santa Helena (Washington, EUA) Surtsey (Islândia) Tambora (Sumbava, Indonésia) Teide (Tenerife, Ilhas das Canárias, Espanha) White Island (Baía de Plenty, Nova Zelândia) Vesúvio,(Baía de Nápoles, na Itália) Mendanha - inativo -, Serra do Mendanha, Rio de Janeiro, Brasil) São Domingos - inativo -, Serra de São Domingos, Poços de Caldas, Brasil

  Vulcões em outros locais do sistema solar

  

  

  Monte Olimpus em Marte, o maior vulcão do Sistema Solar, com altura estimada entre 22 e 29 quilômetros.

  A Lua não possui grandes vulcões e não é geologicamente activa, mas nela existem várias estruturas vulcânicas. Por outro lado crê-se que o planeta Vénus seja geologicamente activo, sendo cerca de 90% da sua superfície constituída por basalto o que leva a crer que o vulcanismo desempenha um papel importante na modelagem da superfície volumosa do planeta. As escoadas lávicas estão bastante presentes e muitas das estruturas da superfície de Vénus são atribuídas a formas de vulcanismo que não se encontram na Terra. Outros fenómenos do planeta Vénus são atribuídos a erupções vulcânicas, tais como as mudanças na atmosfera do planeta e a observação de relâmpagos.

  No planeta Marte existem vários vulcões extintos, sendo quatro dos quais grandes vulcões-escudo, largamente maiores do que qualquer um existente na Terra:

  • Monte Arsia
  • Monte Ascraeus
  • Hecates Tholus
  • Monte Olimpus
  • Monte Pavonis

  

  

  Erupção do vulcão Tvashtar em Io, lua de Júpiter.

  Estes vulcões encontram-se extintos há vários milhões de anos, mas a sonda europeia Mars Express encontrou indícios de que poderiam ter ocorrido erupções vulcânicas num passado recente em Marte.

  Uma das luas de Júpiter, Io, é o corpo mais vulcânico de todo o sistema solar devido à interacção de forças com Júpiter. Esta lua está coberta de vulcões que expelem enxofre, dióxido de enxofre e rochas ricas em sílica, o que leva a que a sua superfície esteja constantemente a ser renovada. As suas lavas são as mais quentes que se conhecem no sistema solar, com temperaturas que podem ultrapassar os 1500 °C. Em Fevereiro de 2001 a maior erupção de que há registo no sistema solar ocorreu em Io.

  Ligações externas

  
  
  

  A Fotossíntese

  03:06 PM, 20/2/2011 .. 0 comentários .. Link

                        A  FOTOSSÍNTESE                                                                                                     

  Fotossíntese é um processo fisioquímico realizado pelos vegetais clorofilados. Estes seres sintetizam dióxido de carbono e água, obtendo glicose, celulose e amido através de energia luminosa. 6H₂O + 6CO₂ → 6O₂ +C₆H₁₂O₆.

  Este é um processo do anabolismo, em que a planta acumula a partir da luz para uso no seu metabolismo, formando adenosina tri-fosfato, o ATP, a moeda energética dos organismos vivos.

  A fotossíntese inicia a maior parte das cadeias alimentares na Terra. Sem ela, os animais e muitos outros seres heterotróficos seriam incapazes de sobreviver porque a base da sua alimentação estará sempre nas substâncias orgânicas proporcionadas pelas plantas verdes.

  Índice [esconder] 1 A relação da cor verde das plantas com a luz 1.1 A descoberta da fotossíntese 1.2 A incorporação da água pelas plantas 1.3 A descoberta da retirada de nutrientes do solo 1.4 A reprodução do ciclo da clorofila em laboratório 1.5 As etapas da fotossíntese 2 Organismos fotossintetizadores 3 Factores que afectam a fotossíntese 4 Ponto de compensação fótico 5 A importância da fotossíntese 6 Subprodutos remotos da fotossíntese 7 Bibliografia

  [editar] A relação da cor verde das plantas com a luz

  Aristóteles tinha observado e descrito que as plantas necessitavam de luz solar para adquirir a sua cor verde. Só em 1771, o estudo do processo fotossintético começou a ser observado por Joseph Priestley. Este químico inglês, confinando uma planta numa redoma de cristal comprovou a produção de uma substância que permitia a combustão e que, em certos casos, avivava a chama de um carvão em brasa. Posteriormente, concluiu-se que a substância observada era o gás oxigênio.

  [editar] A descoberta da fotossíntese

  Na segunda metade do século XVIII, Jan Ingenhousz, físico-químico neerlandês, suspeitou que o dióxido de carbono do ar era utilizado como nutriente pelas plantas. A comprovação deu-se em seguida por diversos químicos daquele século que repetiram as experiências do cientista holandês.

  [editar] A incorporação da água pelas plantas

  Nicolas-Théodore de Saussure, já no início do século XIX descobriu que os vegetais incorporavam água em seus tecidos. Com o passar do tempo, os avanços no campo óptico e as tecnologias de estudo aprimoradas, possibilitaram o conhecimentos em relação a nutrição vegetal.

  [editar] A descoberta da retirada de nutrientes do solo

  

  

  Células vegetais com cloroplastos visíveis.

  Uma observação importante foi que o azoto, assim como diversos sais e minerais, era retirado do solo pelas plantas e que a energia proveniente do Sol se transformava em energia química, ficando armazenada numa série de produtos em virtude de um processo que então acabou por ser chamado de fotossíntese.

  A substância chamada de clorofila foi isolada na segunda década do século XIX. Ainda naquele século, descobriu-se que a clorofila era a responsável pela cor verde das plantas, além de desempenhar um papel importante na síntese da matéria orgânica. Julius von Sachs demonstrou que a clorofila se localizava nos chamados organelos celulares, que, por meio de estudos mais apurados, foram chamados de cloroplastos.

  [editar] A reprodução do ciclo da clorofila em laboratório

  Ao avançarem as técnicas bioquímicas, em 1954 foi possível o isolamento e extracção destes organelos. Foi Daniel Israel Arnon quem obteve cloroplastos a partir das células do espinafre, conseguindo reproduzir em laboratório as reacções completas da fotossíntese.

  [editar] As etapas da fotossíntese

  Com estas técnicas, descobriu-se, por exemplo, que a fotossíntese ocorre ao longo de duas etapas:

  • A fase fotoquímica, fase luminosa ou fase clara (fase dependente da luz solar) é a primeira fase do processo fotossintético. A energia luminosa é captada por meio de pigmentos fotossintetizantes, capazes de conduzi-la até o centro de reação. Tal centro é composto por um par de clorofilas 'a' também denominado P₇₀₀ porque absorve a onda luminosa com 700 nanometros de comprimento. Os elétrons excitados da P₇₀₀ saem da molécula e são transferidos para uma primeira substância aceptora de elétrons, a ferredoxina. Esta logo os transfere para outra substância, e assim por diante, formando uma cadeia de transporte de elétrons. Tais substâncias aceptoras estão presente na membrana do tilacóide. Nessa transferência entre os aceptores, os elétrons vão liberando energia gradativamente e esta é aproveitada para transportar hidrogênio iônico de fora para dentro do tilacóide, reduzindo o pH do interior deste. A redução do pH ativa o complexo protêico "ATP sintetase". O fluxo de hidrogênios iônicos através do complexo gira, em seu interior, uma espécie de "turbina proteica", que promove a fosforilação de moléculas de adenosina difosfato dando origem à adenosina trifosfato. Ao chegarem ao último aceptor, os elétrons têm nível energético suficientemente baixo e retornam ao par de clorofilas 'a', fala-se em fotofosforilação cíclica.
  • Porém, existe outra forma de fosforilação, a fotofosforilação acíclica onde os elétrons das moléculas de clorofila 'a' (P₇₀₀), excitados pela luz, são captados pela ferredoxina, mas ao em vez de passarem pela cadeia transportadora são captados pelo NADP (nicotinamida adenina dinucleotídeo Fosfato) e não retornam para o P₇₀₀. Este fica temporariamente deficiente de elétrons. Esses elétrons são repostos por outros provinientes de outro fotossistema onde o par de clorofilas 'a', dessa vez P₆₈₀, excitado pela energia luminosa, libera elétrons que são captados por uma primeira substância aceptora: a plastoquinona. Em seguida passa aos citocromos e plastocianina até serem captados pelo P₇₀₀, que se recompõe. Este processo de transporte também promove a síntese do ATP. Já o P₆₈₀ fica deficiente de elétrons. Esses elétrons serão repostos pela fotólise da água. A quebra da molécula da água por radiação (fotólise da água) produz iôns de hidrogênios e hidróxidos. Os elétrons dos iôns hidróxidos são utilizados para recompor o P₆₈₀ e os iôns hidrogênio são aceptados pelo NADP, com isso ocorre a formação de água oxigenada (H₂O₂) oriunda da reação de síntese entre as hidroxilas. A água oxigenada é decomposta pela célula em água e O₂ sendo este último liberado do processo como resíduo. Com a repetição do processo forma-se o aporte energético e de NADPHs necessários para a fase escura.

  Equação: 12H₂O + 6NADP + 9ADP + 9P -(luz)→ 9ATP + 6NADPH₂ + 3O₂+ 6H₂O

  

  

  Ciclo de Calvin e fixação do carbono.

  • A fase química ou "fase escura", onde se observa um ciclo descoberto pelos cientistas Melvin Calvin, Andrew Benson e James Bassham. Nessa fase chamada de ciclo de Calvin ou ciclo das pentoses, que ocorre no estroma do cloroplasto, o tilacóide fornece ATP e NADPH₂ ao estroma do cloroplasto, onde se encontra a pentose (ribulose fosfato), essa pentose ativada por um fosfato, fixa o carbono que provém do dióxido de carbono do ar sob a ação catalisadora da "rubisco" (ribulose bifosfato carboxilase-oxidase) e em seguida é hidrogenada pelo NAPH₂ formando o aldeído que dará origem à glicose. Para a síntese de uma molécula de glicose são fixadas seis de dióxido de carbono, permitindo que o processo recicle a ribulose fosfato. devolvendo-a ao estroma. Desta fase resulta a formação de compostos orgânicos como a glicose, necessária à atividade da planta. Esta fase é denominada fase escura, no entanto é um termo utilizado de forma inadequada pois para a "rubisco" entrar em atividade determinando a fixação do CO₂ atmosférico para a formação de moléculas de glicose, ela precisa estar num estado reduzido, e para isso acontecer é necessário que a luz esteja presente.

  Equação: 6CO₂ + 12NADPH₂ + 18ATP -(enzimas)→ 12NADP + 18ADP + 18P + 6H₂O + C₆H₁₂O₆

  Plantas jovens consomem mais dióxido de carbono e libertam mais oxigénio, pois o carbono é incorporado a sua estrutura física durante o crescimento.

  É importante realçar que a fase escura não ocorre apenas à noite ou na ausência de luz, o nome refere-se ao facto desta fase não necessitar da luz para funcionar. Ela acontece logo após a fase clara numa reação em cadeia até que o substrato se esgote.

  A equação geral da formação de glicose é resultado da soma das duas equações:

  Equação simplificada da fase fotoquímica: 12H₂O + 12NADP + 18ADP + 18P -(luz)→ 18ATP + 12NADPH₂ + 6O₂

  Equação simplificada da fase química: 6CO₂ + 12NADPH₂ + 18ATP -(enzimas)→ 12NADP + 18ADP + 18P + 6H₂O + C₆H₁₂O₆

  Somando-as e simplificando, obtem-se a equação geral da fotossíntese: 12H₂O + 6CO₂ → 6O₂ +C₆H₁₂O₆ + 6H₂O

  [editar] Organismos fotossintetizadores

  Além das plantas verdes, incluem-se entre os organismos fotossintéticos, algumas microalgas (como as diatomáceas e as euglenoidinas), as cianófitas (algas verde-azuladas) e diversas bactérias.

  [editar] Factores que afectam a fotossíntese

  • Comprimento de onda e intensidade da luz: A velocidade da fotossíntese está diretamente relacionada com a quantidade de luz, até ser atingido o nível de saturação.
  • Concentração de dióxido de carbono: É geralmente o fator limitante da fotossíntese para as plantas terrestres em geral, devido a sua baixa concentração na atmosfera, que é em torno de 0,04%.
  • Temperatura: Para a maioria das plantas, a temperatura ótima para os processos fotossintéticos está entre 30 e 38 °C . Acima dos 45 °C a velocidade da reação decresce, pois cessa a atividade enzimática.
  • Água: A água é fundamental como fonte de hidrogênio para a produção da matéria orgânica. Em regiões secas as plantas têm a água como um grande fator limitante.
  • Morfologia foliar

  
  
  

  BIG BANG

  05:40 PM, 19/2/2011 .. 0 comentários .. Link

                      O  Universo                                               

                                                 

  O universo é constituído de tudo o que existe fisicamente, a totalidade do espaço e tempo e todas as formas de matéria e energia. O termo Universo pode ser usado em sentidos contextuais ligeiramente diferentes, denotando conceitos como o cosmo, o mundo ou natureza.

  A palavra Universo é geralmente definida como englobando tudo. Entretanto, usando uma definição alternativa, alguns cosmologistas têm especulado que o "Universo", composto do "espaço em expansão como o conhecemos", é somente um dos muitos "universos", desconectados ou não, que são chamados multiversos.^[1] Por exemplo, em Interpretação de muitos mundos, novos "universos" são gerados a cada medição quântica^{[carece de fontes?]}. Acredita-se, neste momento, que esses universos são geralmente desconectados do nosso, portanto, impossíveis de serem detectados experimentalmente^[quem?]. Observações de partes antigas do universo (que situam-se muito afastadas) sugerem que o Universo vem sendo regido pelas mesmas leis físicas e constantes durante a maior parte de sua extensão e história. No entanto, na teoria da bolha, pode haver uma infinidade de "universos" criados de várias maneiras, e talvez cada um com diferentes constantes físicas.

  Ao longo da história, varias cosmologias e cosmogonias têm sido propostas para explicar as observações do Universo. O primeiro modelo geocêntrico quantitativo foi desenvolvido pelos gregos antigos, que propunham que o Universo possui espaço infinito e tem existido eternamente, mas contém um único conjunto de círculos concêntricos esferas de tamanho finito - o que corresponde a estrelas fixas, o Sol e vários planetas – girando sobre uma esférica mas imóvel Terra. Ao longo dos séculos, observações mais precisas e melhores teorias levaram ao modelo heliocêntrico de Copérnico e ao modelo Newtoniano do Sistema Solar respectivamente. Outras descobertas na astronomia levaram a conclusão de que o Sistema Solar está contido em uma galáxia composta de milhões de estrelas, a Via Láctea, e de que outras galáxias existem fora dela, tão longe quanto os instrumentos astronômicos podem alcançar. Estudos cuidadosos sobre a distribuição dessas galáxias e suas raias espectrais contribuíram muito para a cosmologia moderna. O descobrimento do desvio para o vermelho e a radiação cósmica de fundo revelaram que o Universo continua se expandindo e aparentemente teve um princípio.

  

  

  Esta imagem em alta-resolução do Hubble ultra deep field, mostra uma grande variedade de galáxias, cada uma composta de bilhões de estrelas. As pequenas galáxias avermelhadas, aproximadamente 100, são algumas das galáxias mais distantes fotografadas por um telescópio óptico, existentes no momento logo após o Big Bang.

  De acordo com o modelo científico vigente do Universo, conhecido como Big Bang, o Universo surgiu de um único ponto ou singularidade onde toda a matéria e energia do universo observável encontrava-se concentrada numa fase densa e extremamente quente chamada Era de Planck, . A partir da Era Planck, o Universo vem se expandindo até sua atual forma, possivelmente com curtos períodos (menos que 10⁻³² segundos) de inflação cósmica. Diversas medições experimentais independentes apoiam teoricamente tal expansão e a Teoria do Big Bang. Observações recentes indicam que essa expansão tem-se acelerado por causa da energia escura e pelo fato de que a maioria da "matéria" está em uma forma que não pode ser detectada pelos instrumentos existentes e por isso não é contabilizada nos modelos atuais do universo, que é chamada de matéria escura. A imprecisão das atuais observações tem dificultado as predições acerca do destino do Universo.

  Atuais interpretações de observações astronômicas indicam que a idade do Universo é de 13,73 (± 0,12) bilhões de anos,^[2] e seu diâmetro é de 93 bilhões de anos-luz ou 8,80 ×10²⁶ metros. ^[3] De acordo com a teoria da relatividade geral, o espaço pode expandir-se tão rápido quanto a velocidade da luz, embora possamos ver somente uma pequena fração do universo devido à limitação imposta pela velocidade da luz. É incerto se a dimensão do espaço é finita ou infinita.

   

  
  
  

  As CÉLULAS

  05:14 PM, 19/2/2011 .. 0 comentários .. Link

                                                         As CÉLULAS 

                                                 As células são formadas basicamente de TRÊS parte:

    MENBRANA PLASMÁTICA: Constitue em separar o exterior da célula e do interior da célula, cotrolar a entrada e saída de substâncias(resíduos e nutrientes) e é a película que envolve a extremidade ad célula.

  CITOPLASMA: Está  em forma de gel, nela existem ORGANELAS, pequenas estruturas capases de realizar atividades que mantém a célula viva e se localiza entre a MENBRABNA PLASMÁTICA E O NÚCLEO.

  NÚCLEO: Nele se localiza o DNA que é responsável pelo comando de todas as atividades.