A Nuvem de Oort dá
origem a parte dos cometas que temporariamente nos visita.
Blog de João do Carmo
sábado, 4 de agosto de 2012
ELEMENTOS DA COSMOLOGIA
A Cosmologia é o estudo da estrutura e da
evolução do Universo. Sendo uma produção humana, os modelos que resultam desse
estudo dependem da compreensão , numa determinada época, sobre o que constitui
o Universo.
sexta-feira, 3 de agosto de 2012
BLOG - Professor Antônio Neves: TODO CANDIDATO MAL CARATER PENSA ASSIM...
BLOG - Professor Antônio Neves: TODO CANDIDATO MAL CARATER PENSA ASSIM...: DIA 7 DE OUTUBRO, QUE TAL TROCAR SEU VOTO POR RESPEITO.
quinta-feira, 2 de agosto de 2012
BLOG - Professor Antônio Neves: VOCÊ SABE PARA QUE SERVE UM VEREADOR?
BLOG - Professor Antônio Neves: VOCÊ SABE PARA QUE SERVE UM VEREADOR?: SEJA MAIS CRITERIOSO NA HORA DE ESCOLHER SEU VEREADOR, CERTAMENTE, MUITO DO QUE ALGUNS CANDIDATOS SAEM PROMETENDO POR AI, NADA TEM HAV...
quarta-feira, 1 de agosto de 2012
CEPHEI
É
uma das estrelas hipergigantes vermelha, localizada a 5 mil anos- luz da terra,
com massa entre 50 a 100 massas solares, na constelação de Cefeu e tem brilho
fraco.
Sobre
essa estrela pouco se sabe, mas sabemos que é uma das maiores existentes no
universo.
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ANTARES
Estrela
gigante e de cor avermelhada, localiza-se no coração da constelação de
escorpião, há 600 anos- luz da terra, 37 milhões de vezes mais longe que o sol,
sendo 10 vezes mais brilhante que o sol e se estendendo até a beira do cinturão
de asteróides, podendo ser vista a olho nu.
A
órbita desta estrela leva 878 anos para se completar e apesar de ser tão grande
não é tão quente como o sol, chega a atingir uma temperatura superficial um
pouco a cima de 3500 K e viaja a uma velocidade de 300 mil km/s.
Antares
ou alfa de escorpião, como também é conhecida, pode ser vista durante a noite
inteira no hemisfério sul, no final do mês de maio, estando quase no meio do
coração de escorpião, lembrando a cauda, o corpo e a cabeça do aracnídeo.
VY CANIS MAJORIS
A estrela canis majoris é uma
supergigante vermelha localizada na constelação do Cão Maior, o Cão Maior,
é uma constelação do hemisfério celestial sul sendo
a maior estrela conhecida, com a dimensão de 2,9 bilhões de quilômetros,
sendo uma das mais luminosas. Estima-se que seu raio está entre 1800 e
2100 raios solares, fica cerca de 4.900 anos-luz da terra e tem um período
estimulado de 2.000 dias. Esta estrela aparece o hemisfério Norte.
VY Canis Majoris (VY CMa) é uma
estrela vermelha hipergigante localizada na constelação Canis Major. Com um
tamanho de 2.600 raios solares, é a maior estrela conhecida e também uma das
mais luminosas conhecidas. Ele está localizado a cerca de 1,5 kiloparsecs (4,6
× 1016 km) ou aproximadamente 4.900 anos-luz da Terra. Diferentemente da
maioria dos astros, que ocorrem em ambos os sistemas estelares binários ou
múltiplos, VY CMa é uma única estrela. É classificada como uma variável
semiregular e tem um período estimado de 6275081 dias, ou pouco menos de 17.200
anos.
VV CEPHEI
A estrela vv cephei é uma gigante
vermelha, de cor azul que fica localizada aproximadamente a 8359 anos-luz
do sistema solar e 632.700.000 vezes maior que a Terra. É uma estrela de
sistema binário, localizado na constelação de cefeu, sendo uma das maiores
estrelas conhecidas e está classificada como do tipo M2, e possui um raio com
cerca de 1600 a 1900 vezes o diâmetro do nosso Sol. Seu período orbital do
sistema é de 7.430 dias (aproximadamente 20 anos) da esquerda para a direita no
hemisfério norte.
RIGEL
O
raio de Rigel é 73 R . Sendo que o nome Rigel vem de sua posição no “pé
esquerdo” de Orionte. Além disso, também é denominada de Algebar ou Elgebar.
Rigel
está a 773 anos-luz de distancia. Sendo uma supergigante azul de 18 massas
solares, e tem cerca de 85000 vezes a luminosidade solar.
Rigel
foi considerada uma estrela Binária visual em 1831 por Friedrich Georg Wilhen
Struve.
Portanto,
Rigel está na Constelação de Orion. Seu Estágio Evolutivo é próxima a uma Anã
Branca, pois é uma supergigante azul, ou seja, está no Estágio Final da
Estrela.
ALDEBARAN
O
Raio desta estrela apresenta 45 vezes o diâmetro do Sol. Paralelamente,
destaca-se que a estrela Aldebaran também é conhecida como Alfa Taurius ou Aldebarã. Destaca-se ainda
que é a estrela mais brilhante da
Constelação Taurius . Neste sentido,
também ao longo de sua história foi designada de Cor Tauri, Parilicium e pelos
códigos HR 1457 e HD29139. Sendo que na Grécia Antiga era conhecida como
“Tocha” ou “Facho”.
Aldebaran
é uma estrela Tipo Espectral K5III. Desta forma, é uma gigante vermelha. Assim,
tem uma cor alaranjada e grandes dimensões. Neste sentido, saiu da Sequencia
Principal do Diagrama de diagrama de Hertzsprung-Russell, ou simplesmente, DIAGRAMA HR, depois de ter gasto
todo o Hidrogênio que constituía seu combustível.
CONCLUSÃO SOBRE AS ESTRELAS
SOL
O
Sol, estrela vital para a vida na Terra, é dividido em três partes: O interior,
a Atmosfera e a superfície solar, que é a parte que vemos da Terra. Neste
sentido, o interior do Sol é subdividido em núcleo, Zona Radiativa e Zona
Convectiva. Já, a Atmosfera solar tem sua divisão em Fotosfera, cromosfera e
coroa.
Vale
salientar que o Sol está a uma distancia de 150 milhões de quilômetros,
concentrando mais de 98% da sua massa. Em conseqüência, percebe-se que o Sol
tem aproximadamente 700 mil quilômetros de raio, que é 109 vezes maior que o
Raio da Terra. Assim, o Sol também gira em torno de seu próprio eixo e completa
uma rotação em aproximadamente 28 dias.
O
Sol apresenta as seguintes características espectrais> Tipo Espectral (G2);
Cor (Amarela); Temperatura [K] (6.000 K). Paralelamente, o seu Estágio
Evolutivo encontra-se na Seqüência Principal.
O
Sol está inserido no Sistema Solar, sendo o Rei Absoluto, participando
efetivamente de nossa Galáxia, ou seja, a Via Láctea. Por conseguinte, a Terra,
como outros planetas, asteróides e cometas, giram em torno do Sol em orbitas de
tamanhos variados. Em decorrência, está visível em nosso hemisfério o ano
inteiro.
FIGURA
1: CAMADAS E FENÔMENOS SOLARES
Fonte: CAMADAS E FENÔMENOS
SOLARES. Disponível em http://www.sedis.ufrn.br/mdlacademico/file.php/820/Arquivos_Imagens/Arquivos_Auxiliares_-_Aula_12/camadas_e_fenomenos_solares.jpg
. Acesso em 30 de maio de 2012.
FIGURA
2: IMAGEM DO SOL
FIGURA
3: O SOL COMO GRANDE FLAIRE
Eliezer Dantas: FLASHES EXCLUSIVOS DA PROCISSÃO DE SANT'ANA DE CA...
Eliezer Dantas: FLASHES EXCLUSIVOS DA PROCISSÃO DE SANT'ANA DE CA...: FLASHES EXCLUSIVOS DA PROCISSÃO DE SANT'ANA DE CAICÓ O Portal Correio do Seridó publica fotos de ângulos exclusivos da Procissão de Sant'...
terça-feira, 31 de julho de 2012
ACIDENTE COM ERENILSON LOPES
Foi registrado hoje (31), por volta das 19hs, na BR-427, mais precisamente na
proximidades do Rio Sabugi, um acidente envolvendo uma moto Titan, 150cc, de cor
preta e placa MYW-5870 de Caicó/RN, conduzida por Erenilson Rubens do santos
Lopes, Natural de São Fernando, 21 anos, filho de José Lopes e Rita Canuto.
O
jovem estava em deslocamento pela referida BR quando possivelmente, tenha
perdido o controle do guidão da moto, vindo a cair e colidir seu corpo em um
veículo tipo Focus, de cor preta, conduzido por um caicoense.
BLOG - Professor Antônio Neves: CAICÓ – ENTRE BARRACOS, ESCOMBROS E INCERTEZAS.
BLOG - Professor Antônio Neves: CAICÓ – ENTRE BARRACOS, ESCOMBROS E INCERTEZAS.: Por: Antônio Neves Como toda sociedade em crescimento, mas sem planejamento, Caicó também chegou estruturalmente, economicamente e socialmen...
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BLOG - Professor Antônio Neves: O POVO DE DEUS INDIGNADO: REFLETINDO AS PALAVRAS DE PADRE EDSON SOBRE A SAÚDE PÚBLICA DE CAICÓ
segunda-feira, 30 de julho de 2012
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MAGNITUDE DAS ESTRELAS
Quanto maior a magnitude de uma estrela, menos brilhante ela é!
A
magnitude,
também chamada de grandeza, é uma outra maneira de medir o brilho das estrelas
criada na Grecia Antiga por Hiparco no século II a.c.
LUMINOSIDADE
Luminosidade
é a quantidade de energia que a estrela emite por unidade de tempo!
BRILHO - é exatamente a luminosidade (quantidade
de energia incidente por unidade de tempo) por unidade de área!
A luminosidade
não depende da distância a que o observador se encontra da mesma, enquanto que
o brilho depende da luminosidade e da distância a que nos encontramos da
estrela.
ESTRELAS VISÍVEIS
Ao todo
podem ser vistas 8.000 estrelas, no entanto devido a Metade da Esfera Celeste
que pode ser vista por nós, temos apenas 4.000. Outro fator que contribui para
a diminuição da visão do número de estrelas é a iluminação das cidades. Assim,
temos apenas 80 estrelas visíveis em áreas urbanas.
isso ocorre
devido a grande qantidade de poluiçao visual, pois na área rural, onde é
considerada baixa, a visiabilidade é de 750 estrelas e nas áreas proximas da
cidade a poluiçao, é considerada moderada este número cai para 250 estrelas.
Eliezer Dantas: ENCERRAMENTO DA FESTA DE SANT'ANA DE CAICÓ
Eliezer Dantas: ENCERRAMENTO DA FESTA DE SANT'ANA DE CAICÓ: No programa constam todos os eventos religiosos como as novenas, missas, , procissões, e confissões, além dos sócio-culturais realizados pe...
CARACTERIZAÇÃO DAS ESTRELAS
As estrelas
encontram-se num ambiente repleto de gás ,poeira e moléculas,estando boa parte
dele concentrado em imensas nuvens. É exatamente nessas nuvens onde nascem
novas estrelas,motivo pelo qual astrônomos costumam chamá-las de berçários de
estrelas. Essas nuvens são altamente não uniformes, ou seja sua densidade varia
bastante de um lugar para outro.Naquelas regiões onde a nuvem é mais densa, a
concentração de matéria é maior e a força da gravidade que exerce sobre regiões
vizinhas faz com que elas atraiam mais gás para si mesmas. Com isso, sua massa
vai crescendo e cada vez mais matéria acumula no mesmo lugar. O estado de
equilíbrio dessas nuvens também pode, eventualmente, ser perturbado pela
passagem de ondas de choque de pressão resultante de explosão de uma estrela ou
do gás quente liberado por estrelas brilhantes próximas. Devido a gravidade
própria dessa concentração de matéria, o gás no centro da nuvem torna-se mais
denso. O processo do colapso pode levar em média de 10.000 a 1.000.000
anos.Sabemos que quando comprimimos um gás ele é aquecido e isso é o que
acontece o centro da nuvem,ou seja, a temperatura e a pressão começam a crescer
enormemente. Devido às altas temperaturas a região central da nuvem começa a
emitir radiação sob forma de calor, a qual chamamos radiação infravermelha -
temos então uma proto-estrela.Trata-se de um process que acontece em vários
ponto d da nuvem, dando origem assim a vários proto- estrelas. Se esse proto
-estrela tiver massa suficiente, continuará a se contrair e sua temperatura
central crescerá enormemente. Ao atingir 15 milhões de graus , têm inicio as
reações nucleares de fusão do tipo que ocorrem no interior do Sol.A forte
pressão do gás aquecido impede que a estrela continue se contraindo e ela entra
e equilíbrio. Nasce , assim ,uma estrela.
DEBATE VI :Como nasce e morre uma estrela?
Quando se olha para
um céu estrelado, é difícil acreditar que aqueles astros se originaram há
milhões e bilhões de anos a partir de nuvens escuras de poeira cósmica e que,
um dia, eles simplesmente morrerão - ou até já podem ter morrido. É isso que
nos conta a professora Thais Idiart, do Departamento de Astronomia do Instituto
de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo
(IAG-USP). "As melhores condições para se formar estrelas são encontradas
nas chamadas nuvens escuras, que podem ser de gás, de poeira ou
moleculares". O tamanho dessas nuvens é da ordem de centenas de anos-luz -
o que significa alguns bilhões de quilômetros - e a temperatura no interior
delas equivale a aproximadamente -260ºC. É a partir delas que se originam não
apenas uma, mas várias estrelas. "Elas quase sempre se formam em grupos,
raramente isoladas", diz Thais.
O processo de
formação desses astros pode levar algumas dezenas de milhões de anos. "O
primeiro estágio se dá quando uma massa grande da nuvem começa a se contrair.
Devido a instabilidades gravitacionais, ela pode se fragmentar em pedaços
menores que, por sua vez, também podem colapsar e continuar a se dividir,
formando, eventualmente, dezenas ou centenas de estrelas", explica a
professora. À medida que começam a se contrair, esses fragmentos iniciam uma
fase de aquecimento e passam a ser denominados proto-estrelas. "Quando a
temperatura no centro deles alcança um valor alto suficiente para começar a
reação de fusão nuclear, a contração para e a estrela nasce".
O tempo de vida de
uma estrela está diretamente relacionado à sua massa. "As de massa bem
maiores que a do Sol, cerca de dez vezes maiores, por exemplo, vão durar
dezenas de milhões de anos, enquanto o tempo de vida do astro solar é de 10
bilhões de anos. Já estrelas com um décimo da massa solar têm uma expectativa
de vida de várias dezenas de bilhões de anos", afirma Thais Idiart. A
idade atual do Sol é de 4,5 bilhões de anos, "logo, ele tem ainda uns 5
bilhões de anos pela frente". A professora explica que, durante as fases
finais de vida do Sol, ele irá se expandir até atingir a órbita de Marte,
transformando-se em uma estrela vermelha gigante. "Nessa fase evolutiva,
todos os planetas internos, Mercúrio, Vênus, Terra e Marte, serão extremamente
aquecidos. Na Terra, os oceanos se evaporarão e o planeta perderá sua
atmosfera". Terminada a fase de expansão, o astro inicia um processo
inverso: "Irá encolher muito até se tornar uma estrela do tipo anã branca.
A energia liberada por ele será menor do que a atual e o que restar dos
planetas internos estará a temperaturas muito baixas", prevê.
Mas por que as
estrelas morrem? "No núcleo delas, a energia é formada por fusão nuclear,
ou seja, elementos mais leves vão se fundindo e formando os mais pesados com o
passar do tempo", diz Thais. No caso do Sol, o hidrogênio (que é mais
leve) transforma-se em hélio (que é mais pesado) por fusão nuclear. Quando o
hidrogênio se esgota no núcleo da estrela, o hélio começa a se fundir para
formar carbono. "Mas em uma estrela com a massa do Sol, a temperatura de
fusão do carbono para formar elementos mais pesados nunca será atingida, então
forma-se um núcleo que não mais produzirá energia e, com isso, começa o
processo de morte da estrela
Eliza
Kobayashi (novaescola@atleitor.com.br)
DEBATE V
Antes de iniciar nossa conversar sobre Supernova vamos comentar sobre
que fatores determinam se uma estrelas X ou Y terão destinos diferentes quando
esgotar seu combustívelo nuclear. Os astronômos chegaram em um concenso de que
a MASSA inicial da estrela (Proto-Estrela, criada no processo de contração da
nuvem primordial) é o parametro que define toda sua trajetória no Diagrama H-R (acessem
ao tópico Diagrama H-R), se a estrela for simples (estrela isolada, solitária,
não tem uma companheira interagindo gravitacionalmente com ela), mas se for um
sistema binário vai depender da separação das estrelas. Se elas tiverem muito
próxima uma dessas estrelas, em um estágio mais evoluido (gigante, por
exemplo), vai "roubar" massa da outra estrela que ainda está na fase
denominada de Sequência Principal. Em síntese, uma estrela, com massa inferior
a 25 massas solares, depois de queimar seu combustível nuclear excessivamente
(até mesmo alem do Ferro) sairá do estágio de Supergigante Vermelha (fase
posterior a Gigante Vermelha) para outros dois estágios dependendo da massa:
Nebulada planetária (massa entre 0.8 a 10 massas solares, restando no seu uma
anã branca) (ocorrerá com nosso Sol) ou uma Supernova (massa entre 10 a 25
massas solares, restando em seu núcleo uma estrela de nêuntron ou um buraco
negro). Esse processo acontece através de um explosão catastrofica, para o caso
da Supernova seu brilho é tão intenso que é possível vê-la no céu de dia. Os
chineses e árabes observaram a Supernova SN1054 conhecida Nebulosa do
Caranguejo em 1054 a remanescente dessa Supernova.
DEBATE IV
Não são
todas as estrelas que no final de suas vidas serão supernovas. Isto irá
depender da massa da estrela. O Sol, por exemplo, não irá explodir em
supernova, pois não tem massa suficiente. Ao invés disso, ele se tornará uma
anã branca (estrela muito massiva, mas com um diâmetro próximo ao terrestre) e
quando resfriar irá se tornar uma anã negra. Para que uma estrela se torne uma
supernova ela precisa ter uma massa cerca de 8 vezes a massa solar. Quando ela
explode é classificada como supernova do tipo I. Existe também a supernova do
tip II.
DEBATE III
As estrelas nascem em regiões do espaço onde existe uma grande
quantidade de gases e poeira as nebulosas, região onde a poeira cósmica se
acumula as quais são chamados berçários de estrelas.
No interior destas nebulosas compostas principalmente de moléculas
de hidrogênio. Com o tempo, a atração gravitacional e a pressão da radiação de
estrelas já formadas vai gradualmente juntando essas partículas de poeira e
gás. Formam-se grandes aglomerados, ou "glóbulos", individuais que se
separam uns dos outros. Esses glóbulos, aos poucos, vão colapsando em regiões
cada vez menores. Usualmente, ao mesmo tempo em que vai se compactando, o
glóbulo adquire um movimento rotacional e tende a se achatar. Forma-se uma
gigantesca "pizza" de poeira e gases girando no espaço, enquanto se
contrai. No centro dessa "pizza" cósmica o material vai ficando cada
vez mais denso: forma-se uma proto-estrela,
isto é, uma estrela em gestação. Com a compressão, a temperatura da
proto-estrela vai aumentando e, quando chega a uns 1500 ou 2000 graus ela fica
visível, embora quase toda sua radiação seja infravermelha. Esse estágio da
vida de uma estrela - sua infância, digamos - dura um milhão de anos, mais ou
menos.
Com a atração gravitacional comprimindo, cada vez mais, a
proto-estrela, a temperatura na região central alcança uns 8 milhões de graus.
Tamanha temperatura quebra os átomos do gás, separando os núcleos dos elétrons.
Nesse ponto, começam as reações nucleares no centro da estrela. São reações de
"fusão", do mesmo tipo das que acontecem nas bombas de hidrogênio. Os
prótons dos átomos de hidrogênio, separados de seus elétrons e sob a ação da
enorme pressão no centro da estrela, se juntam (ou "se fundem"),
formando núcleos de hélio.
Com as fusões nucleares grandes quantidades de energia são
liberadas no interior das estrelas que são mantidas pela grande atração
gravitacional acendendo a estrela e o seu equilibrio dinamico é mantido por
alguns bilhoes de anos.
DEBATE II
As estrelas "nascem" a partir de nuvens de gases e poeiras
que,ao se contraírem lentamente,se aquecem e começam a irradiar calor. Qaundo o
aquecimento atinge um grau bastante elevado,inicia-se a reação atômica no seu
interior ( hidrogenio e hélio),e a estrela torna-se estável,permanecendo assim
a maior parte de sua vida.
Como nascem as Estrelas? Qual os elementos básico para gerar uma estrela?
DEBATE I
As estrelas nascem pela radicalização
do processo de contração, a partir das mencionadas nuvens de gás,constituídas
quimicamente por grande quantidade de H e He, além de alguns outros gases
e partículas sólidas que integram a poeira interestelar. Quando uma
estrela nasce, seu material está ainda muito diluído e expandido e sua
temperatura superficial é baixa.
Cidade Aflita: Encerramento da 263ª Festa de Sant’Ana em Caicó M...
Cidade Aflita:
Encerramento da 263ª Festa de Sant’Ana em Caicó
M...: Encerramento da 263ª Festa de Sant’Ana em Caicó Mais de 50 mil pessoas acompanharam a procissão de encerramento da Festa de Sant’Ana, nest...
domingo, 29 de julho de 2012
BLOG - Professor Antônio Neves: FESTA EM GRANDE ESTILO
BLOG - Professor Antônio Neves: FESTA EM GRANDE ESTILO: Bom gosto musical, gente educada e ambiente agradável compõem o Baile do Reencontro 2012 Esta vale a pena ir e curtir pra valer! N...
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Classificação espectral das estrelas
Qual o tipo espectral e a classe de luminosidade das estrelas da amostra de seu trabalho? Vamos entender tudo isso? Vamos começar pela Sol. Porque o Sol é considerado uma estrelas do tipo G2V?
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.
A 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.
Estágio Evolutivo das Estrelas
O Diagrama HR mostra o
percurso evolutiva das estrelas para diferentes massas, temperatura na
fotosfera e luminosidade (dúvidas sobre essas palavras pesquisem no Livro do
Kepler: icone de acesso no Mural da disciplina). As figuras ilustam a trajetória
da estrelas em diferentes estágio que vão da Sequência Principal ao Ramo das
Gigantes:
Em síntese o Estagio Evolutivo é apontar se a estrela é da sequência principal, ou se é uma subgigante, gigante e assim por diante.
Em síntese o Estagio Evolutivo é apontar se a estrela é da sequência principal, ou se é uma subgigante, gigante e assim por diante.
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