O planeta Sol

O Sol é a estrela central do nosso sistema planetário solar. Atualmente, sabe-se que em torno dele gravitam pelo menos 8 planetas, 3 planetas anões, 1600 asteróides, 138 satélites e um grande número de cometas. Sua massa é 333.000 vezes a da Terra e o seu volume 1.400.000 vezes. A distância do nosso planeta ao Sol é de cerca de 150 milhões de quilômetros (ou 1 Unidade Astronômica (UA) aproximadamente). A luz solar demora 8 minutos e 18 segundos para chegar à Terra.

Estrutura solar

Como toda estrela, o Sol é uma esfera gasosa que se encontra em equilíbrio hidrodinâmico entre as duas forças principais que agem dentro dele: para fora a pressão termodinâmica, produto das altas temperaturas internas, e para dentro a força gravitacional. A estrutura solar pode ser dividida em duas grandes regiões: o Interior e a Atmosfera, entre elas se encontra uma fina camada, que pode ser considerada a superfície, chamada Fotosfera Interior solar

O interior solar possui três regiões bem diferentes: o núcleo, que é onde se produzem as reações nucleares que transformam a massa em energia através da fusão nuclear. Acima desta achamos a Região Radioativa e por último a Região Convectiva. Nenhuma destas regiões pode ser observada de forma direta já que a radiação é completamente absorvida (e reemitida) e o conhecimento que temos delas é através de modelos teóricos ou observações indiretas, principalmente por meio da Heliosismologia. Superfície e atmosfera solar

Por cima da Região Convectiva encontramos a Fotosfera. A luz irradiada pela Fotosfera não é completamente atenuada pelas camadas superiores e portanto se converte na região mais funda que podemos observar do Sol. Na Fotosfera, a emissão acontece em todas as bandas do espectro luminoso produzindo a luz branca característica do Sol ao olho nu. A região encontra-se a uma temperatura média de 5.775 K (ou 5.502 ^oC) e tem uma densidade de 10¹⁴ a 10¹⁵ partículas por cm³.

As camadas superiores à Fotosfera são chamadas de Atmosfera Solar. A primeira, logo acima da Fotosfera, é a Cromosfera, cuja temperatura varia dos 6.000 K até os 30.000 K, com uma espessura de uns 2.300 km, embora existe muita controvérsia a respeito.

A camada mais externa chama-se Coroa e sua temperatura vai de 1 milhão até vários milhões de Kelvin. Em contrapartida a densidade da Coroa é muito baixa, sendo de 10¹⁰ cm^-3 em sua base e diminuindo em direção oposta ao centro do Sol. A Coroa não possui limite superior, pode-se dizer que ela se estende pelo Sistema Solar inteiro. Entre a Cromosfera e a Coroa há uma estreita faixa chamada Região de Transição. Um dos grandes problemas da Física Solar é explicar que mecanismo consegue aumentar a temperatura da atmosfera solar dos perto de 5500 K da Fotosfera para o milhão de graus da Coroa. Ciclo solar

O Ciclo Solar tem muitos efeitos importantes, que influenciam nosso planeta. Estudos de Heliosismologia executados a partir de sondas espaciais permitiram observar certas "vibrações solares", cuja frequência cresce com o aumento da atividade solar, acompanhando o ciclo de 11 anos de erupções, a cada 22 anos existe a manifestação do chamado hemisfério dominador, além da movimentação das estruturas magnéticas em direção aos pólos, que resulta em dois ciclos de 18 anos com incremento da atividade geomagnética da Terra e da oscilação da temperatura do plasma ionosférico na estratosfera de nosso planeta. Ionosfera

A ionosfera se localiza entre 60 e 400 km de altitude, é composta de íons, plasma ionosférico, e, devido à sua composição, reflete ondas de rádio até aproximadamente 30 MHz

A Humidade do ar^PE ou umidade do ar^PB é a quantidade de vapor d'água que existe em suspensão na atmosfera formando nuvens e precipitações, ou seja, descreve a quantidade de vapor de água contida numa dada porção de atmosfera.

Humidade atmosférica

A quantidade de vapor de água existente no ar varia de um lugar para outro e até em um mesmo lugar, dependendo do dia, do mês ou da estação do ano. Constituindo importante variável meteorológica, ao lado da temperatura. Pode ser considerada em números absolutos (g/m³) ou relativamente ao seu ponto de saturação, ou seja, à capacidade máxima da atmosfera em reter a umidade. Portanto, umidade relativa de 60% quer dizer que faltam 40% para atingir a capacidade de retenção total de vapor de água no ar e começar a chover. Quando o vapor d'água da atmosfera atinge seu ponto de saturação, ocorrem as precipitações, que podem se apresentar sob várias formas:

• chuvas
• neves e
• granizo.

São as chamadas precipitações não superficiais, porque a condensação acontece nas camadas mais elevadas da atmosfera. Quando a condensação ocorre junto à superfície, formam-se o orvalho, a geada e o nevoeiro, são considerados condensações superficiais, e não propriamente precipitações. Característica de regiões mais frias, a neve tem formação diferente do granizo e, para que ocorra, precisa de temperaturas próximas de 0ºC entre a nuvem e a superfície terrestre. Se isso não acontece, os cristais de gelo se fundem (derretem) e cai água em vez de neve.

Precipitações

• Nevoeiro - gotículas de água em suspensão no ar que se formam desde a superfície até uma dada altura, devido ao arrefecimento e condensação do ar húmido ou pela evaporação da água para o ar saturado.
• Neblina - gotículas de água em suspensão no ar que se formam desde a superfície até uma dada altura, devido ao arrefecimento e condensação do ar húmido ou pela evaporação da água para o ar saturado, e ainda poeiras.
• Orvalho - gotículas que se formam sobre qualquer superfície arrefecida.
• Geada - pequenos pedaços de gelo formados à superfície provenientes da congelação do orvalho, quando a temperatura ambiente desce para valores inferiores a 0°C.

Termos correlatos

Em meteorologia, as grandezas que permitem exprimir a quantidade de vapor de água na atmosfera são: humidade absoluta, ponto de orvalho, tensão do vapor de água, etc.

• Pressão de Saturação (es) - quantidade máxima de vapor de água que o ar pode conter, a uma determinada temperatura.
• umidade absoluta (UA) é a massa de vapor de água existente num metro cúbico de ar.
• umidade relativa (UR) é a relação entre a quantidade de vapor que o ar contém (ea) e a quantidade máxima de vapor de água que o ar poderia conter (Pressão de saturação), a uma determinada temperatura. É a razão entre a razão de mistura existente no ar, a uma dada temperatura e pressão, e a razão de mistura necessária para que ocorra a saturação, nas mesmas condições de temperatura e pressão. A umidade relativa é expressa em porcentagem, assim 100% de umidade relativa do ar significa dizer que o ar está saturado, o que favorece a ocorrência de chuva. A umidade relativa do ar à 2m 850hPa representa a quantidade de umidade em toda a camada de ar próxima a superfície. Este parâmetro é importante para a determinação da instabilidade na atmosfera, auxiliando na previsão de tempestades

A Atmosfera

A atmosfera é uma fina camada que envolve alguns planetas, composta basicamente por gases e poeira, retidos pela ação da força da gravidade.

Índice

Definição

Atmosfera vista em torno de 110 km de altitude

Podemos definir a atmosfera como sendo uma fina camada de gases sem cheiro, sem cor e sem gosto, presa à Terra pela força da gravidade. Visto do espaço, o planeta Terra aparece como uma esfera de coloração azul brilhante. Esse efeito cromático é produzido pela dispersão da luz solar sobre a atmosfera, que também existe em outros planetas do sistema solar que também possuem atmosfera.

Atmosfera terrestre Composição

Segundo Barry e Chorley, a composição da atmosfera e sua estrutura vertical possibilitaram o desenvolvimento da vida no planeta. Esta é sua composição, quando seca e abaixo de 25 km é: Nitrogênio(Br) ou Azoto(PT) (N2) 78,08 %, atua como suporte dos demais componentes, de vital importância para os seres vivos, fixado no solo pela ação de bactérias e outros microrganismos, é absorvido pelas plantas, na forma de proteínas vegetais; Oxigênio (O2) 20,94 % do volume da atmosfera, sua estrutura molecular varia conforme a altitude em relação ao solo, é responsável pelos processos respiratórios dos seres vivos; Argônio 0,93 %; Dióxido de carbono (CO2) (variável) 0,035 %; Hélio (He) 0,0018 %; Ozônio(BR) ou Ozono(PT) (O3) 0,00006 %; Hidrogênio (BR) Hidrogénio (Pt) (H2) 0,00005 %; Criptônio(BR) ou Kripton(PT) (Kr) indícios; Metano (CH4) indícios; Xenônio(BR) ou Xénon(PT)(Xe) Indícios; Radônio(BR) ou Radão(PT) (Rn) indícios. O vapor de água

Figura de monitoramento da concentração de vapor na atmosfera causada pelo fenômeno El Niño

O vapor d'água em suspensão no ar encontra-se principalmente nas camadas baixas da atmosfera (75% abaixo de quatro mil metros de altura) e exerce o importante papel de regulador da ação do Sol sobre a superfície terrestre, sua quantidade de vapor varia muito em função das condições climáticas das diferentes regiões do planeta, os níveis de evaporação e precipitação são compensados até chegar a um equilíbrio, pois, as camadas inferiores estão muito próximas ao ponto crítico em que a água passa do estado líquido ao gasoso.

O ar, em algumas áreas pode estar praticamente isento de vapor, enquanto em outras pode chegar a conter uma saturação de até 4%, tornando-se compreensível que quase toda a água existente no planeta está nos oceanos, pois as temperaturas da alta-atmosfera são baixas demais para que o vapor possa manter-se no estado gasoso.

Além de vapor d'água, as proporções relativas dos gases se mantêm constantes até uma altitude aproximada de 60 km.

A atmosfera nos protege, e, à vida no planeta Terra, absorvendo radiação solar ultravioleta e variações extremas de temperaturas entre o dia e a noite.

Limite entre Atmosfera e Espaço exterior

Atmosphere Model

Não existe um limite definido entre o espaço exterior e a atmosfera, presume-se que esta tenha cerca de mil quilômetros de espessura, 99% da densidade está concentrada nas camadas mais inferiores, cerca 75% está numa faixa de 11 km da superfície, à medida em que se vai subindo, o ar vai se tornando cada vez mais rarefeito perdendo sua homogeneidade e composição. Na exosfera, zona em que foi arbitrado limítrofe entre a atmosfera e o espaço interplanetário, algumas moléculas de gás acabam escapando à ação do campo gravitacional.

O estudo da evolução térmica segundo a altitude revelou a existência de diversas camadas superpostas, caracterizadas por comportamentos distintos como sua densidade vai diminuindo gradualmente com o aumento da altitude, os efeitos que a pressão atmosférica exerce também diminuem na mesma proporção.

A atmosfera do planeta terra é fundamental para toda uma série de fenômenos que se processam em sua superfície, como os deslocamentos de massas de ar e os ventos, as precipitações meteorológicas e as mudanças do clima.

O limite onde efeitos atmosféricos ficam notáveis durante re-entrada, é em torno de 400.000 pés (75 milhas ou 120 quilômetros).

A altitude de 100 quilômetros ou 62 milhas também é usada freqüentemente como o limite entre atmosfera e espaço. Temperatura e as camadas atmosféricas

A temperatura da atmosfera da Terra varia entre camadas em altitudes diferentes, portanto, a relação matemática entre temperatura e altitude também varia, sendo uma das bases da classificação das diferentes camadas da atmosfera.

A atmosfera está estruturada em três camadas relativamente quentes, separadas por duas camadas relativamente frias. Os contatos entre essas camadas são áreas de descontinuidade, e recebem o sufixo "pausa", após o nome da camada subjacente. Camadas e áreas de descontinuidade

Camadas da atmosfera (sem escala).

As camadas atmosféricas são distintas e separadas entre si por áreas fronteiriças de descontinuidade.

Troposfera (0 - 7/17 km)

A Troposfera é a camada atmosférica que se estende da superfície da Terra até a base da estratosfera(0 - 7/17 km). Esta camada responde por oitenta por cento do peso atmosférico e é a única camada em que os seres vivos podem respirar normalmente^[1]. A sua espessura média é de aproximadamente 12km, atingindo até 17km nos trópicos e reduzindo-se para em torno de sete quilômetros nos pólos. Todos os fenómenos meteorológicos estão confinados a esta camada.

Na base da troposfera encontra-se a Camada Limite Planetária (CLP) (também chamada Camada Limite Atmosférica, CLA) de altura típica 1 km, na qual os efeitos da superfície são importantes, como o ciclo diurno de aquecimento e resfriamento. Na CLP também ocorre a turbulência atmosférica e seu efeito de mistura resultando na chamada Camada de Mistura (CM). Acima da CLP, o escoamento é laminar (não turbulento), e o ar desliza em camadas, à exceção do movimento turbulento que é encontrado dentro das nuvens convectivas do tipo cúmulos de grande desenvolvimento vertical e cúmulos nimbus. Em geral, a base das nuvens e a uma inversão térmica de altitude pode ser encontrada junto ao topo da CLP, limitando-a. Os poluentes atmosféricos são difundidos pela turbulência dentro da CLP e transportados à longas distâncias, até encontrar uma região de ocorrência de nuvens de grande desenvolvimento vertical que possam lhes transportar até a troposfera superior. Uma camada de transição existe entre a CLP e a atmosfera livre, na qual ocorre entranhamento de ar frio e seco da atmosfera livre dentro da CLP. O ar da CLP sobre os continentes nas latitudes tropicais em geral é quente e úmido. O fluxos de calor, momento, umidade, poluentes ocorrem na base da CLP a partir da superfície e, por isso, o fluxo turbulento de calor diminui com a vertical dentro da CLP. Em geral, durante o dia, a CLP é uma camada convectiva, durante a noite, é estável junto à superfície que se resfria por perda radiativa do calor acumulado durante o dia.

Tropopausa

A tropopausa é o nome dado à camada intermediária entre a troposfera e a estratosfera, situada a uma altura média em torno de 17km no equador. A distância da Tropopausa em relação ao solo varia conforme as condições climáticas da troposfera, da temperatura do ar, a latitude entre outros fatores. Se existe na troposfera uma agitação climática com muitas correntes de convecção, a tropopausa tende a subir. Isto se deve por causa do aumento do volume do ar na troposfera, este aumentando, aquela aumentará, por conseqüência, empurrará a tropopausa para cima. Ao subir a tropopausa esfria, pois o ar acima dela está mais frio.

Este gráfico ilustra a distribuição das camadas da atmosfera segundo a Pressão, Temperatura Altitude e Densidade

(15-50 km)

Na estratosfera a temperatura aumenta com a altitude e se caracteriza pelos movimentos de ar em sentido horizontal, fica situada entre 7 e 17 até 50 km de altitude aproximadamente, sendo a segunda camada da atmosfera , compreendida entre a troposfera e a mesosfera, a temperatura aumenta à medida que aumenta a altura. Apresenta pequena concentração de vapor de água e temperatura constante até a região limítrofe, denominada estratopausa. Muitos aviões a jacto circulam na estratosfera porque ela é muito estável. É nesta camada que existe a camada de ozônio e onde começa a difusão da luz solar (que origina o azul do céu). Estratopausa

É próximo à estratopausa que a maior parte do ozônio da atmosfera situa-se. Isto é em torno de 22 quilômetros acima da superfície, na parte superior da estratosfera.

Mesosfera (50 - 80/85 km)

Na mesosfera a temperatura diminui com a altitude, esta é a camada atmosférica onde há uma substancial queda de temperatura chegando até a -90º C em seu topo, está situada entre a estratopausa em sua parte inferior e mesopausa em sua parte superior, entre 50 a 85 km de altitude. É na mesosfera que ocorre o fenómeno da aeroluminescência das emissões da hidroxila e é nela que se dá a combustão dos meteoróides. Mesopausa

A mesopausa é a região da atmosfera que determina o limite entre uma atmosfera com massa molecular constante de outra onde predomina a difusão molecular.

Termosfera (80/85 - 640+ km)

Na termosfera a temperatura aumenta com a altitude e está localizada acima da mesopausa, sua temperatura aumenta com a altitude rápida e monotonicamente até onde a densidade das moléculas é tão pequena e se movem em trajetórias aleatórias tal, que raramente se chocam. É a camada onde ocorrem as auroras e onde orbita o Ônibus Espacial (Vaivém Espacial - PT).

Regiões atmosféricas segundo a distribuição iônica

Além das camadas, e em conjunto com estas, existem as regiões atmosféricas, nestas ocorrem diversos fenômenos físicos e químicos.

Esquema das camadas ionosféricas

Ionosfera

Ionosfera é a região que contém íons: compreendendo da mesosfera até termosfera que vai até aproximadamente 550 km de altitude.

As camadas ou regiôes iônicas da ionosfera são:

Camada D

• A mais próxima ao solo, fica entre os 50 e 80 km, é a que absorve a maior quantidade de energia eletromagnética.

Camada E

• Acima da camada D, embaixo das camadas F1 e F2, sua altitude média é entre os 80 e os 100-140km. Semelhante à camada D.

Camada E Esporádica

• Esta camada tem a particularidade de ficar mais ativa quanto mais perpendiculares são os raios solares que incidem sobre si.

Camada F1

• A camada F1 está acima da camada E e abaixo da camada F2 ~100-140 até ~200 km. Existe durante os horários diurnos.

Camada F2

• A mais alta das camadas ionosfericas a camada F2, está entre os 200 e 400km de altitude. Acima da F1, E, e D respectivamente. É o principal meio de reflexão ionosferico.

Exosfera

A Exosfera fica acima da ionosfera onde a atmosfera na divisa com o espaço exterior. Ozonosfera

A Ozonosfera é onde fica a camada de ozônio, de aproximadamente 10 a 50 km de altitude onde ozônio da estratosfera é abundante. Note que até mesmo dentro desta região, ozônio é um componente raro. É esta camada que protege os seres vivos da Terra contra a ação dos raios ultra-violeta.

Magnetosfera

A Magnetosfera de um astro é a região definida pela interação do plasma estelar magnetizado com a atmosfera magnetizada desse astro em que os processos eletrodinâmicos são basicamente comandados pelo campo magnético intrínseco do astro. Sua morfologia, em uma visão simples, pode ser vista como uma bolha comprimida na parte frontal ao fluxo estelar incidente no astro e distendida no sentido do afastamento desse fluxo. Como ilustração, a magnetosfera terrestre apresenta a parte frontal a aproximadamente 10 raios terrestres, uma espessura de 30-50 raios terrestres e uma cauda que se alonga a mais de 100 raios terrestres. Mesmo um astro sem campo magnético pode apresentar uma magnetosfera induzida, que é consequência das correntes elétricas sustentadas pela ionosfera existente.

Cinturão de radiação

Cinturões de radiação ou cinturões de Van Allen- são regiões quase-toroidais em torno do equador magnético, a distância de 2 a 6 raios terrestres, preenchidas de partículas energéticas mas de baixa densidade volumétrica. Há um cinturão externo, produzido por partículas do plasma solar e terrestre que se aproximam da Terra ao longo desse equador, e um cinturão interno, produzido pela incidência de partículas de mais alta energia dos raios cósmicos. Populando essas regiões, os prótons e os elétrons apresentam-se com distribuições características distintas.

Temperatura média e pressão

• A temperatura média da atmosfera à superfície de terra é 14 °C.
• A Pressão atmosférica é o resultado direto do peso exercido pela atração gravitacional da Terra sobre a camada de ar que a envolve, variando conforme o momento climático, a hora, o local e a altitude.

• Cerca de 50% do total da massa atmosférica está até 5 km de altitude.

• A pressão atmosférica ao nível do mar, é aproximadamente 101.3 Kpa (quilo pascais) (em torno de 14.7 libras por polegada quadrada).

Densidade e massa

• A densidade do ar ao nível do mar é aproximadamente 1.2 quilogramas por metro cúbico. Esta densidade diminui a maiores altitudes à mesma taxa da diminuição da pressão.

• A massa total da atmosfera é aproximadamente 5.1 × 10¹⁸ kg, uma fração minúscula da massa total da terra.

A Evolução da atmosfera da Terra

Podemos compreender razoavelmente a história da atmosfera da Terra até há um bilhão anos atrás. Regredindo no tempo, podemos somente especular, pois, é uma área ainda em constante pesquisa.

• Atmosfera moderna ou, terceira atmosfera, esta denominação é para distinguir a composição química atual das duas composições anteriores.

Primeira atmosfera

A primeira atmosfera, era principalmente hélio e hidrogênio. O calor provindo da crosta terrestre ainda em forma de plasma, e o sol a dissiparam.

Segunda atmosfera

A aproximadamente 3.5 bilhões anos atrás, a superfície do planeta tinha esfriado o suficiente para formar uma crosta endurecida, povoando-a com vulcões que liberaram vapor de água, dióxido de carbono, e amoníaco. Desta forma, surgiu a "segunda atmosfera", que era formada principalmente de dióxido de carbono e vapor de água, amônia, metano, óxidos de enxofre.

Nesta segunda atmosfera quase não havia oxigénio livre, era aproximadamente 100 vezes mais densa do que a atmosfera atual. Acredita-se que o efeito estufa, causado por altos níveis de dióxido de carbono, impediu a Terra de congelar. Durante os próximos bilhões anos, devido ao resfriamento, o vapor de água condensou para precipitar chuva e formar oceanos, que começaram a dissolver o dióxido de carbono. Seriam absorvidos 50% do dióxido de carbono nos oceanos.

Surgiram organismos Fotossíntese que evoluiriam e começaram a converter dióxido de carbono em oxigênio. Ao passar do tempo, o carbono em excesso foi fixado em combustíveis fósseis, rochas sedimentares (notavelmente pedra calcária), e conchas animais.

Estando o oxigénio livre na atmosfera reagindo com o amoníaco, foi liberado azoto, simultaneamente as bactérias também iniciaram a conversão do amoníaco em azoto.

Aumentando a população vegetal, os níveis de oxigénio cresceram significativamente (enquanto níveis de dióxido de carbono diminuíram). No princípio o oxigénio combinou com vários elementos (como ferro), mas eventualmente acumulou na atmosfera resultando em extinções em massa e evolução.

Terceira atmosfera

Com o aparecimento de uma camada de ozônio(O3), a Ozonosfera, as formas de vida no planeta foram melhor protegidas da radiação ultravioleta. Esta atmosfera de oxigênio-azoto é a terceira atmosfera Esta última, tem uma estrutura complexa que age como reguladora da temperatura e umidade da superfície. A auto regulação da temperatura e pressão

Exemplo de Mapeamento da temperatura da superfície da Terra

A Terra tem um sistema de compensações de temperatura, pressão e umidade, que mantém um equilíbrio dinâmico natural, em todas as suas regiões.

As camadas superiores do planeta refletem em torno de quarenta por cento da radiação solar. Destes, aproximadamente 17% são absorvidos pelas camadas inferiores sendo que o ozônio interage e absorve os raios ultraviloeta. o dióxido de carbono e o vapor de água absorvem os raios infravermelhos. Restam 43% da energia, esta alcança a superfície do planeta. Que por sua vez reflete dez por cento das radiações solares de volta. Além dos efeitos descritos, existe ainda a influência do vapor de água e sua concentração variável. Estes, juntamente com a inclinação dos raios solares em função da latitude, agem de forma decisiva na penetrância da energia solar, que por sua vez tem aproximadamente 33% da energia absorvida por toda a superfície atingida durante o dia, sendo uma parte muito pequena desta re-irradiada durante a noite. Além de todos os efeitos relatados anteriormente, existe ainda a influência e interação dos oceanos com a atmosfera em sua auto regulação. Estes mantém um equilíbrio dinâmico entre os fenômenos climáticos das diferentes regiões da Terra.

Todos os mecanismos relatados acima atuando em conjunto, geram uma transição suave de temperaturas em todo o planeta.

• Exceção à regra ocorre, onde são menores a quantidade de água, vapor desta e a espessura da troposfera, como nos desertos e cordilheiras de grande altitude.

Mapeamento de velocidade de ventos

Na baixa atmosfera, o ar se desloca tanto no sentido horizontal gerando os ventos, quanto no vertical, alterando a pressão. Pois, por diferenças de temperatura, a massa aérea aquecida sobe, e ao esfriar-se, desce e novamente, gerando assim um sistema oscilatório de variação de pressão atmosférica.

Uma das maiores determinantes na distribuição do calor e umidade na atmosfera é a circulação do ar, pois esta ativa a evaporação média, dispersa as massas de ar quente ou frio conforme a região e o momento. Por conseqüência caracteriza os tipos climáticos. À esta circulação de ar, quando na horizontal, chama-se vento, que é definido como o movimento do ar paralelo à superfície da Terra. Quando o deslocamento é na vertical, denomina-se corrente de ar. Aos movimentos verticais e horizontais de superfície, somam-se os jet streams, e os deslocamentos de massas de ar, que determinam as condições climáticas do planeta.

A Lua

Imagem maior com legenda
Características orbitais
Raio orbital médio	384.400 km
Excentricidade	0,0549
Período de revolução	27d 7h 43,7m
Inclinação	5,1454°
É satélite da	Terra
Características físicas
Diâmetro equatorial	3.474,8 km
Área da superfície	38 milhões de km²
Massa	7,349 × 1022 kg
Densidade média	3,34 g/cm³
Gravidade à superfície	1,62 m/s2
Período de rotação	27d 7h 43,7m
Inclinação axial	1,5424°
Albedo	0,12
Temp. à superfície	min méd máx 40 K 250 K 396 K
Características atmosféricas
Pressão atmosférica	3 × 10-13kPa
Hélio	25%
Neônio ou Néon	25%
Hidrogênio	23%
Argônio ou Árgon	20%
Metano Amônia Dióxido de carbono	trace
Composição da crosta
Oxigênio	43%
Silício	21%
Alumínio	10%
Cálcio	9%
Ferro	9%
Magnésio	5%
Titânio	2%
Níquel	0.6%
Sódio	0.3%
Crômio ou Crómio	0.2%
Potássio	0.1%
Manganês	0.1%
Enxofre	0.1%
Fósforo	500ppm
Carbono	100ppm
Nitrogênio	100ppm
Hidrogênio	50ppm
Hélio	20ppm

A Lua é o único satélite natural da Terra, situando-se a uma distância de cerca de 384.405 km do nosso planeta.

Introdução

Visto da Terra, o satélite apresenta fases e exibe sempre a mesma face, fato que gerou inúmeras especulações a respeito do teórico lado escuro da Lua, que na verdade fica iluminado quando estamos no período chamado de Lua nova. Seu período de rotação é igual ao período de translação. A Lua não tem atmosfera e apresenta, embora muito escassa, água no estado sólido (em forma de cristais de gelo). Não tendo atmosfera, não há erosão e a superfície da Lua mantém-se intacta durante milhões de anos. É apenas afetada pelas colisões com meteoritos.

É a principal responsável pelos efeitos de maré que ocorrem na Terra, em seguida vem o Sol, com uma participação menor. Pode-se dizer do efeito de maré aqui na Terra como sendo a tendência de os oceanos acompanharem o movimento orbital da Lua, sendo que esse efeito causa um atrito com o fundo dos oceanos, atrasando o movimento de rotação da Terra cerca de 0,002 s por século, e, como consequência, a Lua se afasta de nosso planeta em média 3 cm por ano.

A Lua é, proporcionalmente, o maior satélite natural do nosso Sistema Solar. Sua massa é tão significativa em relação à massa da Terra que o eixo de rotação do sistema Terra-Lua encontra-se muito longe do eixo central de rotação da Terra. Alguns astrônomos usam este argumento para afirmar que vivemos em um dos componentes de um planeta duplo, mas a maioria discorda, uma vez que para que um sistema planetário seja duplo é necessário que seu eixo de rotação esteja fora dos dois corpos. De qualquer modo, a presença da Lua atua estabilizando o movimento de rotação da Terra.

Formação da Lua

A origem da Lua é incerta, mas as similaridades no teor dos elementos encontrados tanto na Lua quanto na Terra indicam que ambos os corpos podem ter tido uma origem comum. Nesse aspecto, alguns astrônomos e geólogos alegam que a Lua teria se desprendido de uma massa incandescente de rocha liqüefeita primordial, recém-formada, através da força centrífuga.

Outra hipótese, atualmente a mais aceita, é a de que um planeta desaparecido e denominado Theia, aproximadamente do tamanho de Marte, ainda no princípio da formação da Terra, teria se chocado com nosso planeta. Tamanha colisão teria desintegrado totalmente o planeta Theia e forçado a expulsão de pedaços de rocha líquida. Esses pequenos corpos foram condensados em um mesmo corpo, o qual teria sido aprisionado pelo campo gravitacional da Terra. Esta teoria recebeu o nome de Big Splash.

Há ainda um grupo de teóricos que acreditam que, seja qual for a forma como surgiram, haveria dois satélites naturais orbitando a Terra: o maior seria a Lua, e o menor teria voltado a se chocar com a Terra, formando as massas continentais.Geologia lunar

Ver artigo principal: Geologia da lua

O conhecimento sobre a geologia da lua aumentou significantemente a partir da década de 1960 com as missões tripuladas e automatizadas. Apesar de todos os dados recolhidos ao longo de todos esses anos, ainda há perguntas sem respostas que unicamente serão contestadas com a instalação de futuras bases permanentes e um amplo estudo sobre a superfície da lua. Graças a sua distância da Terra, a Lua é o único corpo, junto com a Terra, que se conhecem detalhadamente sua geologia. As missões tripuladas Apollo contribuíram com a recoleção de 382 kg de rochas e mostras do solo, dos quais seguem sendo o objeto de estudo para a compreensão sobre a formação de corpos celestes.

Exploração lunar

No início da década de 60 o presidente John F. Kennedy colocou como meta para os Estados Unidos da América o envio de um Homem à Lua nos antes do fim da década. Este desafio foi concretizado no projeto Apollo. Em 20 de Julho de 1969 Neil Armstrong tornou-se o primeiro Homem a caminhar na Lua. Existem grupos que duvidam deste evento, alegando ser a aterrisagem na Lua transmitida pela televisão em um cenário montado, e todo o evento teria sido usado como propaganda do regime norte-americano durante a Guerra Fria.

Solo

As explorações e os estudos do solo da Lua fizeram com que certos cientistas desconfiassem que a queda de alguns meteoros em sua superfície causaram um fator que deixou seu solo esburacado. Como ela não possui atmosfera para impedir esses meteoros, eles causam um certo impacto em seu corpo.^[1]

A trajectória lunar

Essa é uma escala da distância da Lua para a Terra

É tentador imaginar que a trajetória da Lua roda em volta da Terra de tal modo que por vezes anda para trás. Mesmo quando vemos uma representação da sua trajectória como a que se mostra na animação seguinte, a nossa percepção cria-nos uma ilusão: A Lua parece andar para trás. E, na verdade, (mesmo nesta animação, em que a sua trajectória é representada como uma curva sinusoidal) ela avança sempre.

A principal razão para essa ideia errada é o facto de nas representações do sistema solar, em que as trajectórias dos planetas são desenhadas do ponto de vista do Sol, é comum representar-se a trajectória da Lua do ponto de vista da Terra, o que é enganador. O movimento aparente diário da Lua, devido à rotação da Terra em torno do seu eixo, ajuda ainda mais a fortalecer essa ideia errada.

De facto, como a força gravitacional do Sol sobre a Lua é 2,2 vezes mais forte do que a exercida pela Terra, a Lua descreve uma elipse quase idêntica à da Terra em volta do Sol. E a sua trajectória é sempre convexa: curva-se sempre na direcção do Sol. Não é esse o caso da maioria dos satélites artificiais, que fazem uma rotação em volta da Terra em menos de 2 horas. Mas a rotação da Lua em volta da Terra é umas 4 centenas de vezes mais lenta.

A figura abaixo descreve melhor o que realmente acontece. É mais esclarecedor visualizar o movimento da Lua como se ela fosse uma mota que acompanha um automóvel (a Terra), ambos em movimento numa mesma estrada. A mota, uma vez por mês acelera e ultrapassa o automóvel pela direita e depois deixa-se ficar para trás pela esquerda. De facto, a Lua, quando fica para trás (quarto crescente) é acelerada pela atracção gravítica da Terra e quando se adianta (quarto minguante) é travada pela atracção gravítica da Terra [1].

A trajectória real da Lua

De facto, tanto a Terra como a Lua estão em queda-livre em volta do centro de massa do sistema Terra-Lua (localizado dentro da Terra) que, por sua vez, está em queda-livre em torno do centro de massa do sistema Sol-Terra-Lua (localizado dentro do Sol). Por isso, podia de facto ser mais esclarecedor e menos geocêntrico dizer que a Terra e a Lua rodam ligeiramente em torno do seu centro de massa comum, à medida que seguem a uma órbita comum em torno do Sol. Alguns astrónomos defendem aliás que o sistema Terra-Lua é um planeta duplo, já que a influência gravitacional do Sol é comparável com sua interação mútua.

Usando a Lua para visualizar a trajectória da Terra

Quando a Lua está em quarto minguante, a Lua está à frente da Terra. Como a distância da Terra à Lua é de cerca de 384404 km e a velocidade orbital da Terra é de cerca de 107 mil km/h, a Lua encontra-se num ponto onde a Terra vai estar daí a cerca de 3 horas e meia. Do mesmo modo, quando vemos a Lua em quarto crescente, ela encontra-se aproximadamente no ponto do espaço «onde nós estávamos» 3 horas e meia antes!

Essa é a imagem da outra face da lua, a que nós não conseguimos ver.

O brilho lunar

O brilho da Lua, também conhecido como luar, não diminui para metade quando ela está em quarto. O seu brilho é apenas 1/10 do que ela tem quando está cheia! Isso deve-se ao relevo da Lua: quando ela está em quarto as partes mais elevadas projectam sombras nas partes menos elevadas e reduzem a quantidade de luz solar reflectida na direcção da Terra.

Por que a Lua nos mostra sempre a mesma face?

Fases da lua e sua vibração

As partes mais próximas de um objecto em órbita em volta de um planeta sofrem uma atracção gravitacional maior deste (porque estão a uma menor distância dele) do que as mais distantes, ou seja, há um gradiente de gravidade. Isso faz com que se gere um binário que leva o objecto a acabar por ficar orientado no espaço de modo a que seja a sua parte com uma maior massa a ficar voltada para o planeta. É esse efeito que explica porque é que a Lua assume uma taxa de rotação estável que mantém sempre a mesma face voltada para a Terra. O seu centro de massa está distanciado do seu centro geométrico de cerca de 2 km na direcção da Terra.

Curiosamente, não se sabe porquê, do lado voltado para a Terra a sua crosta é mais fina quanto à amplitude de relevo e é onde estão concentrados os mares - as zonas mais planas.

As marés atrasam a rotação da Terra

As marés altas não ocorrem exactamente no alinhamento entre os centros da Terra e da Lua. Os altos correspondentes às marés altas são levados um pouco mais para a frente pela rotação da Terra.

Como resultado disso, a força de atracção entre Terra e Lua não é exercida exactamente na direcção da linha entre os seus centros e isso gera um binário sobre a Terra que contraria a sua rotação (e atrasa a rotação da Terra por cerca de 0,002 segundos por século) e uma força de atracção sobre a Lua, puxando-a para a frente na sua órbita e elevando-a para uma órbita (afastando-se da Terra cerca de 3,8 cm por ano). Ou seja, há uma transferência líquida de energia da Terra para a Lua.

Eventualmente este efeito fará com que o alto da maré acabe por ficar exactamente alinhado com a linha Terra-Lua e a partir daí o efeito de travagem causado pelo binário acabará. Mas nessa altura a Terra fará uma rotação exactamente no mesmo tempo em que a Lua faz uma rotação em volta da Terra: a Terra mostrará sempre a mesma face à Lua! Como as marés originadas pela Terra na Lua são muito mais fortes, a rotação da Lua já foi travada de modo a ela nos mostrar sempre a mesma face, desaparecendo um binário que já terá existido. A mesma coisa aconteceu já à maioria dos satélites do nosso sistema solar. Eclipses

Para maiores informações procure.

• Eclipse lunar
• Eclipse solar

Eclipse Solar de 1999.

Ligações externas

O Wikimedia Commons possui multimídia sobre Lua

O Wikcionário possui o verbete: Lua

O Wikiquote tem uma coleção de citações de ou sobre: Lua.

• Atlas Virtual da Lua - Programa para sistemas operativos Microsoft Windows (ou Unix e Linux, com o Wine), disponibilizado gratuitamente (Licença GPL) para descarga na Internet e integralmente traduzido em Português. Permite visualizar o globo da Lua em três dimensões e simular o seu aspecto numa hora e data determinados, facilitando o estudo em detalhe das formações lunares com a ajuda de uma detalhada base de dados das formações, uma colecção de imagens e um glossário.
• Galeria Fotográfica da lua
• Calendario Fases da lua Galeria

Cratera lunar Daedalus.

Superfície lunar.

O astronauta Harrison Schmitt, da missão Apollo 17, junto a um rochedo em Taurus-Littrow, durante a terceira EVA.

Mar da tranqüilidade fotografado pela missão Apollo 8.

Coordenadas Terrestres

O sistema de mapeamento da Terra através de coordenadas geográficas expressa qualquer posição horizontal no planeta através de duas das três coordenadas existentes num sistema esférico de coordenadas, alinhadas com o eixo de rotação da Terra. Herdeiro das teorias dos antigos babilônios, expandido pelo famoso pensador e geógrafo grego Ptolomeu, um círculo completo é dividido em 360 graus (360°).

Localização absoluta Para localizar qualquer lugar na superficíe terrestre de forma exata é necessário usar duas indicações, uma letra e um número. Temos que utilizar elementos de referência que nos permitam localizar com exatidão qualquer lugar da Terra. A rede cartográfica ou geográfica dá-nos a indicação das coordenadas geográficas. Os pontos de orientação que acabamos de estudar dão um rumo, isto é, uma direção, mas não permitem localizar com exatidão um ponto na superfície terrestre.

Assim, quando dizemos que a área X está a leste de Y, não estamos dando a localização precisa dessa área, mas apenas indicando uma direção. Para saber com exatidão onde se localiza qualquer ponto da superfície terrestre — uma cidade, um porto, uma ilha, etc. — usamos as coordenadas geográficas. As coordenadas geográficas baseiam-se em linhas imaginárias traçadas sobre o globo terrestre:

• os paralelos são linhas paralelas ao equador — a própria linha imaginária do equador é um paralelo;
• os meridianos são linhas semicirculares, isto é, linhas de 180° — eles vão do Pólo Norte ao Pólo Sul e cruzam com os paralelos.

Cada meridiano possui o seu antimeridiano, isto é, um meridiano oposto que, junto com ele, forma uma circunferência. Todos os meridianos têm o mesmo tamanho. Convencionou-se que o meridiano de Greenwich, que passa pelos arredores da cidade de Londres, na Inglaterra, é o meridiano principal.

A partir dos paralelos e meridianos, estabeleceram-se as coordenadas geográficas, que são medidas em graus, para localizar qualquer ponto da superfície terrestre.

Sistema de Coordenadas

Sistemas de Coordenadas

Para determinar a posição de um astro no céu, precisamos definir um sistema de coordenadas. Nesse sistema, vamos utilizar apenas coordenadas angulares, sem nos preocuparmos com as distâncias dos astros. A posição do astro será determinada através de dois ângulos de posição, um medido sobre um plano fundamental, e o outro medido perpendicularmente a ele. Antes de entrarmos nos sistemas de coordenadas astronômicas, convém recordarmos o sistema de coordenadas geográficas, usadas para medir posição sobre a superfície da Terra. Nesse sistema as coordenadas são latitude e a longitude.

• longitude geográfica (): é o ângulo medido ao longo do equador da Terra, tendo origem em um meridiano de referência (o meridiano de Greenwich), e extremidade no meridiano do lugar. Na Conferência Internacional Meridiana, realizada em Washington em outubro de 1884, foi definida como variando de 0 a +180° (Oeste de Greenwich) e de 0 a -180° (Leste). Na convenção usada em astronomia, varia entre -12h (Oeste) e +12h (Leste).
  
  

• latitude geográfica (): ângulo medido ao longo do meridiano do lugar, com origem no equador e extremidade no zênite do lugar. Varia entre -90° e +90°. O sinal negativo indica latitudes do hemisfério sul e o sinal positivo hemisfério norte.
  
  
• Definição astronômica de latitude: A latitude de um lugar é igual à altura do pólo elevado (h_P).
  

As coordenadas geográficas não são iguais às magnéticas.

equador geomagnético.

Coordenadas Astronômicas

Foto tirada pela espaçonave Clementina, mostrando a Lua, a coroa do Sol nascendo atrás da Lua, e os planetas Saturno, Marte e Mercúrio. O plano da eclíptica é o plano imaginário contendo a órbita da Terra em volta do Sol. Durante o ano, a posição aparente do Sol está neste plano, assim como todos os planetas estão próximos deste plano, pois foram formados no disco proto-planetário.

O Sistema Horizontal

O Sistema Horizontal utiliza como plano fundamental o Horizonte celeste. As coordenadas horizontais são azimute e altura.

• Azimute (A): é o ângulo medido sobre o horizonte, no sentido horário (NLSO), com origem no Norte geográfico e extremidade no círculo vertical do astro. O azimute varia entre 0° e 360°.
  
  

• Altura (h): é o ângulo medido sobre o círculo vertical do astro, com origem no horizonte e extremidade no astro. A altura varia entre -90° e +90°. O complemento da altura se chama distância zenital (z). Assim, a distância zenital é o ângulo medido sobre o círculo vertical do astro, com origem no zênite e extremidade no astro. A distância zenital varia entre 0° e 180°:
  (h + z=90°)
  
  

O sistema horizontal é um sistema local, no sentido de que é fixo na Terra. As coordenadas azimute e altura (ou azimute e distância zenital) dependem do lugar e do instante da observação, e não são características do astro.

O Sistema Equatorial Celeste

O Sistema Equatorial Celeste utiliza como plano fundamental o Equador celeste. Suas coordenadas são a ascensão reta e a declinação.

• ascensão reta ( ou AR): ângulo medido sobre o equador, com origem no meridiano que passa pelo ponto Áries, e extremidade no meridiano do astro. A ascensão reta varia entre 0h e 24h (ou entre 0° e 360°) aumentando para leste.
  
  

  O Ponto Áries, também chamado Ponto Gama (), ou Ponto Vernal, é um ponto do equador, ocupado pelo Sol no equinócio de primavera do hemisfério norte, isto é quando o Sol cruza o equador vindo do hemisfério sul (geralmente em 22 de março de cada ano).

• declinação (): ângulo medido sobre o meridiano do astro (perpendicular ao equador), com origem no equador e extremidade no astro. A declinação varia entre -90° e +90°. O complemento da declinação se chama distância polar (). ().
  
  
  
  

O sistema equatorial celeste é fixo na esfera celeste e, portanto, suas coordenadas não dependem do lugar e instante de observação. A ascensão reta e a declinação de um astro permanecem praticamente constantes por longos períodos de tempo.

Sistema Equatorial Horário

Nesse sistema o plano fundamental continua sendo o Equador, mas a coordenada medida ao longo do equador não é mais a ascensão reta, e sim uma coordenada não constante chamada ângulo horário. A outra coordenada continua sendo a declinação.

• ângulo horário (H): ângulo medido sobre o equador, com origem no meridiano local e extremidade no meridiano do astro. Varia entre -12h e +12h. O sinal negativo indica que o astro está a leste do meridiano, e o sinal positivo indica que ele está a oeste do meridiano.
  
  

Tempo Sideral

O sistema equatorial celeste e o sistema equatorial horário, juntos, definem o conceito de tempo sideral. O tempo sideral, assim como o tempo solar, é uma medida do tempo, e aumenta ao longo do dia.

• Hora sideral (HS): ângulo horário do ponto Áries. Pode ser medida a partir de qualquer estrela, pela relação:

  
  
  
  

  
  
• Dia Sideral: é o intervalo de tempo decorrido entre duas passagens sucessivas do ponto pelo meridiano do lugar.

  
  

  
  
• Dia Solar: é o intervalo de tempo decorrido entre duas passagens sucessivas do Sol pelo meridiano do lugar. É 3^m56^s mais longo do que o dia sideral. Essa diferença é devida ao movimento de translação da Terra em torno do Sol, de aproximadamente 1 grau (4 minutos) por dia (360°/ano=0,986°/dia). Como a órbita da Terra em torno do Sol é elíptica, a velocidade de translação da Terra em torno do Sol não é constante, causando uma variação diária de 1° 6' (4^m27^s) em dezembro, e 53' (3^m35^s) em junho.

Movimento Diurno dos Astros

O movimento diurno dos astros, de leste para oeste, é um reflexo do movimento de rotação da Terra, de oeste para leste. Ao longo do dia, todos os astros descrevem no céu arcos paralelos ao Equador. A orientação desses arcos em relação ao horizonte depende da latitude do lugar.

• 1. Nos pólos ( = 90): Todas as estrelas do mesmo hemisfério do observador permanecem 24 h acima do horizonte (não têm nascer nem ocaso), e descrevem no céu círculos paralelos ao horizonte. As estrelas do hemisfério oposto nunca podem ser vistas.

• 2. No equador ( = 0): Todas as estrelas nascem e se põem, permanecendo 12h acima do horizonte e 12h abaixo dele. A trajetória das estrelas são arcos perpendiculares ao horizonte. Todas as estrelas do céu (dos dois hemisférios) podem ser vistas ao longo do ano.

• 3. Em um lugar de latitude intermediária: Algumas estrelas têm nascer e ocaso, outras permanecem 24h acima do horizonte, outras permanecem 24h abaixo do horizonte. As estrelas visíveis descrevem no céu arcos com uma certa inclinação em relação ao horizonte, a qual depende da latitude do lugar.

Passagem Meridiana de um Astro

Chama-se passagem meridiana ao instante em que o astro cruza o meridiano local. Durante o seu movimento diurno, o astro realiza duas passagens meridianas, ou duas culminações: a culminação superior, ou passagem meridiana superior, ou ainda máxima altura (porque nesse instante a altura do astro atinge o maior valor), e a passagem meridiana inferior, ou culminação inferior. No instante da passagem meridiana superior, cumpre-se a seguinte relação entre z, , e :

onde o sinal + vale se a culminação é feita ao norte do zênite e o sinal - se a culminação é feita ao sul do zênite.

Por exemplo, a galáxia de Andrômeda tem declinação de +41°. Em Porto Alegre, com latitude -30°, qual é sua altura máxima? Pela relação anterior, obtemos que sua distância zenital é de z=±[41-(-30)]°=±71°. Como a altura é o complemento da distância zenital, as alturas nas passagens meridianas são 90°-71°=19°, quando ela passa ao norte do zênite, e 90°-(-71°)=161°, abaixo do horizonte, quando ela passa ao sul do zênite. Portanto, a altura máxima é 19°. Como esta galáxia tem ascenção reta próxima de 0h, qual é a melhor época para observá-la? Sabemos que o Sol está com AR=0h próximo de 21 de março. A melhor época para observer um objeto celeste com AR=0h é 6 meses depois, quando o Sol está em 12h e, portanto, à meia noite a AR=0h passa pelo meridiano superior.

Estrelas Circumpolares

Estrelas circumpolares são aquelas que não têm nascer nem ocaso, descrevendo seu círculo diurno completo acima do horizonte. Portanto, as estrelas circumpolares fazem as duas passagens meridianas acima do horizonte. Para uma certa estrela com declinação ser circumpolar em um lugar de latitude deve se cumprir a relação:

com e de mesmo sinal.

Por exemplo, a estrela mais brilhante da constelação do Cruzeiro do Sul tem declinação de -65°. Em Porto Alegre, como a latitude é -30°, essa relação indica:

|65 °| 90°-|30°|

verdadeiro porque tanto a declinação quanto a latitude têm o mesmo sinal, negativo neste caso. Essa estrela é circumpolar em Porto Alegre, isto é, está sempre acima do horizonte.

Para se derivar as relações entre os sistemas de coordenadas, é necessário utilizar-se a Trigonometria Esférica