Quasar PKS 1127-145
Crédito: NASA/CXC/A.Siemiginowska (CfA)/J.Bechtold (U.Arizona).-Telescópio: Chandra.- 2010-10-28
Fonte:
Portal do Astrônomo - Portugal
http://www.portaldoastronomo.org/npod.php?id=2950
quinta-feira, 4 de novembro de 2010
QUASAR
Crédito: NASA/CXC/A.Siemiginowska (CfA)/J.Bechtold (U.Arizona).-Telescópio: Chandra.- 2010-10-28
CONSTELAÇÃO DE GÊMEOS
A nebulosa da Anémona
Crédito: Johannes Schedler (Panther Observatory) (copyright).
Telescópio: 105 mm TMB.- 2010-10-30
Fonte:
Portal do Astrônomo - Portugal
http://www.portaldoastronomo.org/npod.php?id=2952
SINAIS DE RÁDIO da GALÁXIA M82?
Quem envia sinais de rádio
a partir da galáxia M82?
Investigadores desconhecem objecto que emite ondas nunca antes observadas em todo o Universo
2010-04-22
Galáxia M82 (Crédito: NASA, ESA e The Hubble Heritage Team)
Os astrónomos questionam-se sobre o que pode estar a causar as estranhas emissões, mas a verdade é que estes sinais não são compatíveis com nenhum dos fenómenos conhecidos.
Segundo os cientistas, a resposta mais plausível terá a ver com a própria galáxia onde se encontra o estranho emissor. A M82 é, de facto, uma starburst galaxy, ou em português, uma galáxia de explosão estelar, na qual a taxa de nascimento de estrelas é muito superior a uma galáxia normal.
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domingo, 31 de outubro de 2010
O SISTEMA SOLAR - O SOL - USP - UFRGS- P.A.
O Sol
Os homens não permanecerão na Terra para sempre,
mas em sua busca para a luz e espaço,
penetrará primeiro timidamente além da atmosfera,
e mais tarde conquistará para si todo o espaço perto do Sol.
- Konstantin E. Tsiolkovsky
USP
O Sol é a estrela mais próxima de nós. Todos os planetas do sistema solar giram ao seu redor e cada um com um período diferente. Ele é o responsável pelo suprimento de energia da maioria dos planetas. Quando as pessoas visitam observatórios as perguntas mais comuns que surgem a respeito do Sol são: o que é o Sol e como ele funciona? Do que ele é feito? Mas, antes de responder a essas perguntas veremos alguns dados curiosos a respeito do Sol.
O Sol só é uma estrela por causa da grande quantidade de massa que ele tem, 332 959 vezes a massa da Terra. Ele é constituído, principalmente dos gases hidrogênio e hélio, os dois gases mais leves que temos.
Quando se diz que o Sol tem quase 98% de gases a pergunta mais comum que aparece é: como é possível o Sol ter tanta massa, ser tão grande sendo formado de gases?
Bem, essa é uma longa história e que nem mesmo os cientistas que estudam o Sol e outras estrelas sabem explicar exatamente como acontece, mas uma coisa eles sabem:
Antes de existir o Sol e os planetas o que existia no lugar do sistema solar era uma enorme nuvem de gases e poeira muito maior que o sistema solar.
Os gases são os que conhecemos: oxigênio, nitrogênio e principalmente hidrogênio e hélio; a poeira são todos os outros elementos químicos; ferro, ouro, urânio, etc... mas, a grande parte dessa nuvem era o hidrogênio e o hélio.
Por algum motivo que ainda não é bem explicado essa nuvem encontrou condições para se aglomerar, se juntar em pequenos blocos, esses blocos começaram a se juntar em blocos cada vez maiores. Um desses blocos, o que se formou primeiro, no centro da nuvem, ficou tão grande e pesado que sua força gravitacional tornou-se suficiente para reter os gases com muita facilidade. Esse bloco aumentou tanto de tamanho e massa que acabou por se transformar numa estrela: o Sol.
Os blocos menores que se formaram ao redor do bloco central deram origem aos planetas. CUIDADO! Muitas pessoas pensam que os planetas são pequenas bolhas expelidas pelo Sol. Isso porque os cientistas do século passado e começo deste século pensavam assim. Hoje em dia sabe-se que isso não é verdade. A teoria da nuvem de gás e poeira é a mais aceita entre cientistas atuais.
LOCALIZAÇÃO
O Sol ocupa uma posição periférica na nossa Galáxia,ou seja, ele está a 33.000 anos luz do centro galáctico, o que corresponde a 2/3 do raio galáctico. Nós estamos num dos braços espirais, o braço de Orion, como mostra o esquema a seguir.
Figura 1: Localização do Sol na Galáxia
O Sol também está orbitando em relação ao centro gravitacional da nossa Galáxia. O ano do Sol é de aproximadamente 230 milhões de anos terrestres e sua velocidade orbital é de 250 km/s, sendo que todos os demais corpos do Sistema Solar o acompanham nessa viagem. Sabe-se que o Sol realizou cerca de 250 revoluções completas até hoje. A idade do Sol é de cerca de 4,5 bilhões de anos.
O Sol, estrela de quinta grandeza[1], é o principal componente do nosso Sistema Solar e o mesmo é um dos millhões de Sóis existentes em nossa Galáxia.
[1] se o Sol for colocado a distância de 32,6 anos-luz de nós, o seu brilho será semelhante ao de uma estrela de quinta magnitude. Objetos vistos ou comparados a essa distância, nós definimos o seu brilho como Magnitude Absoluta. O Sol tem magnitude absoluta igual a cinco, dai a expressão estrela de quinta grandeza.
CARACTERÍSTICAS GERAIS
Pela Lei da Gravitação Universal de Isaac Newton (1642-1727), foi possível obter a massa da nossa estrela que é estimada em 332 959 vezes a massa da Terra, equivalendo a 1,989 1030 kg, com um raio de 695 500 km . Sua densidade média é 1.4 g/cm3, mas a matéria não é homogênea em seu interior. A densidade no centro do Sol é muito maior, enquanto que nas camadas externas é muito inferior. O seu eixo de rotação tem uma inclinação em relação ao plano da eclíptica de 7° 15''.
Apesar de sua massa ser milhares de vezes maior que a da Terra, sua gravidade na superfície é apenas 28 vezes maior que a gravidade terrestre. A temperatura[2] na sua superfície é de cerca de 5770 K, e não é uma superfície sólida, mas sim em estado de plasma e gás.
O fato de o Sol ser basicamente um corpo constituído por um fluido (plasma e gás), provoca o fenômeno conhecido como rotação diferenciada. A velocidade dessa rotação varia nas diferentes latitudes com um valor máximo no equador (2 km/s) correspondendo a 25,03 dias e uma mínima nos pólos com um período de 30 dias. Essas informações só foram possíveis graças às manchas solares, as quais nós abordaremos melhor mais adiante. Isso é a chamada rotação diferenciada, a qual nós representamos com o seguinte esquema.
Figura 2: Esquema da Rotação Diferenciada
O Sol representa 99,867% de toda a massa do Sistema Solar e a restante está dividida entre os planetas, asteróides, satélites, e cometas do Sistema Solar. A massa do Sol apresenta a seguinte distribuição:
| Camadas Externas (Fotosfera e pouco abaixo) |
| 0,2% de elementos pesados |
| 7,8% de hélio |
| 92% de hidrogênio |
| Raio | 695 500 km, | 109 raios terrestres |
| Superfície | 6,16 1013km2 | 11.881 vezes a terrestre |
| Volume | 1,44 1018 km3 | 1,3 106 vezes o terrestre |
| Massa | 1,9 1030 kg | 334.672 vezes a terrestre |
| Densidade | 1,4 g/cm3 | 0,26 vezes a terrestre |
| Luminosidade | 3,9 1027 kW | --------- |
| Temperatura Superficial | 5770 K | --------- |
| Temperatura no Centro | 1,5 107K | --------- |
| Gravidade Superficial | 276 m/s2 | 28 vezes a terrestre |
O funcionamento do Sol e a sua Estrutura Interna
Quando só se conheciam as reações químicas (combustão) para a produção de fogo e calor, pensava-se que o Sol funcionava da mesma maneira, mas quando os astrônomos conseguiram calcular sua massa e quantidade de energia necessária para mantê-lo aquecido constatou-se que ele não iria durar mais de 100 anos. Como o Sol é muito mais velho que 100 anos, a natureza deveria ter criado outra maneira muito mais eficiente de se produzir energia. Só na primeira metade desse século é que se descobriu a existência da energia nuclear.
NÚCLEO: No Sol, a energia nuclear é produzida com o hidrogênio fazendo o papel de combustível. Sabendo como fazer a temperatura de um gás subir é possível entender como ocorrem as reações nucleares do Sol. Sabemos que, quando um gás é comprimido (pressionado) ele aquece. Perceber isso é fácil: encha um pneu de bicicleta usando uma bomba manual. O bico do pneu e a parte da bomba que está próxima do bico ficam bem aquecidos. Isso acontece porque o ar (gás) que está dentro da bomba é comprimido pela força que você faz.
Quando o pneu fica quase cheio e você tem que fazer mais força, ou seja, comprime mais ainda o ar ele fica cada vez mais quente. Agora imagine no Sol onde a pressão é milhões de vezes maior que a pressão na Terra. Sabemos também que a pressão aumenta com a profundidade.
Mergulhando numa piscina com 2 ou 3 metros já percebemos o aumento da pressão em nossos ouvidos. No Sol, pode-se afundar até 50 vezes o diâmetro da Terra sem chegar ao seu centro, fica até difícil de imaginar a pressão que existe lá. Toda essa pressão faz com que o hidrogênio atinja temperaturas de 15 milhões de graus no centro do Sol. Com o gás nessa temperatura e pressão é que ocorrem as reações nucleares que mantém o Sol aquecido. Essas reações são milhões de vezes mais poderosas que as reações nucleares produzidas na Terra. Além disso, não se conseguiu produzir, na Terra, reações do mesmo tipo que acontecem no Sol.
As reações nucleares do Sol transformam o hidrogênio em hélio e nessa transformação é liberada uma enorme quantidade de energia. Nós aqui na Terra recebemos uma pequenina parte da energia que o Sol produz.
Somente no século XX é que se atingiu conhecimentos teóricos suficientes para elaborar uma teoria a respeito de toda a energia que o Sol irradia . Sabe-se que o Sol está atualmente em equilíbrio térmico (temperatura média aproximadamente constante), mas nós sabemos também que ele emite muita energia na forma de calor e luz. Porém para se manter esse equilíbrio é necessário uma fonte interna de energia.
Essa fonte está no seu núcleo, que através de reações termonucleares funde átomos de hidrogênio e forma átomos de hélio. Seu núcleo está a uma temperatura de 15 milhões de Kelvin e possui uma pressão da ordem de bilhões de atmosferas, sendo que esses valores vão decrescendo juntamente com a densidade, de modo não linear, conforme afasta-se do núcleo em direção à superfície. A variação térmica (considerada do núcleo para as camadas mais externas) determina a estrutura interna da estrela conforme o modo de propagação da energia.
Os principais mecanismos de transporte energético encontrados no Sol são o radiativo e o convectivo, esquematizados a seguir:
O RADIATIVO: representado pela "Zona de Irradiação'', é a camada do Sol onde a energia propaga-se da mesma maneira que a luz, ou seja, através da irradiação e por isso não depende do meio para se propagar. O meio atua no sentido de atenuar a energia.
O CONVECTIVO:
representado pela "Zona de Convecção'', é a camada do Sol onde a energia se propaga através de movimentos convectivos, ou seja, a parte que está em contato com a "Zona de Irradiação'' é aquecida e, com isso, sua densidade diminui e tende a subir para a superfície e o que está na superfície desce para entrar em contato com a "Zona de Irradiação''. Esse é o mesmo processo que ocorre com a água fervente num recipiente em aquecimento no seu fundo.
Utilizando-se desse processo, o Sol está emitindo energia desde sua ignição a 4,5 bilhões de anos e os cálculos realizados indicam que ele emitirá energia da mesma forma por pelo menos mais 5 bilhões de anos, que é quando estarão esgotadas as reservas de hidrogênio em seu núcleo. É importante saber que a emissão de energia do Sol não é uniforme, ou seja, há variações no fluxo de energia emitida, que pode chegar, em casos excepcionais, a 5% do fluxo médio de energia. Atribuindo-se o nome de "Sol calmo'' quando ele mantem-se no mínimo de emissão de energia e "Sol ativo'' quando está no máximo de emissão. Esse mínimo ou máximo é observado quando há um número menor ou maior de fenômenos em todas as suas camadas. Essas variações influenciam o meio interplanetário, sendo que na Terra observa-se muitos efeitos na atmosfera e no campo magnético.
Figura 3: Esquema da Estrutura do Sol
Figura 4: O Sol visto no Visível com um filtro neutro
CAMPOS MAGNÉTICOS
George Ellery Hale (1868-1938) foi quem detectou os campos magnéticos solares. Utilizando-se de um instrumento, o espectrógrafo de alta dispersão, ele descobriu que algumas linhas produzidas nas proximidades das manchas solares eram duplas e até mesmo triplas ou seja, no lugar de uma linha com certo comprimento de onda, via-se uma linha à direita e à esquerda daquele comprimento de onda e até mesmo a original e duas outras laterais.
Esse fenômeno de duplicação de linhas é chamado de efeito Zeeman e ocorre quando a fonte emissora de luz está submetida a um campo magnético (nesse caso a fonte emissora é a mancha solar). Hale pôde calcular o campo nessa região que chega a 5000 Gauss e ainda conseguiu provar que o campo magnético geral, gerado pelo Sol, é da ordem de 1 a 2 Gauss. Esse campo magnético está dirigido de norte para sul, porém nas regiões onde se encontram os campos magnéticos intensos (1000 Gauss), estes estão dispostos, no sentido leste-oeste.
O estado de plasma, que se encontra a matéria Solar, oferece pouca resistência à corrente elétrica o que faz com que toda a estrela se comporte como uma bobina elétrica.
Plasma
Descobriu-se posteriormente que as linhas de força do campo magnético estão confinadas no plasma, ou seja, comportam-se como se estivessem ligadas às particulas que o compõem e acompanham o fluxo de matéria. Com isso a rotação diferenciada acaba deformando essas linhas como se fossem tiras de borracha. As linhas do campo magnético sofrem um processo de condensação, até cada grupo assumir a forma espiralada. Daí encontram-se espirais ao longo de todos os meridianos e todas no sentido leste-oeste (sentido de rotação). A concentração dessas linhas equivale a maior intensidade dos campos magnéticos em relação a situação inicial, e como a rotação não é uniforme cada espiral pode ser esticada até formar um laço. Em certos momentos os laços se rompem e afloram na superfície. Nesse momento temos a formação das manchas solares.
ESTRUTURA EXTERNA DO SOL
FOTOSFERA: Aparentemente a olho nu e com instrumentos de baixa precisão a superfície solar é bastante uniforme. Na realidade ela é formada por pequenas estruturas hexagonais, os grânulos, de forma irregular e separadas por zonas mais escuras. Verificou-se posteriormente que essas estruturas são topos de colunas ascendentes de gás aquecido que ao se resfriarem descem pelas zonas escuras vizinhas decorrentes dos processos de convecção, que mistura o gás nas camadas inferiores à fotosfera. Estima-se que a diferença de temperatura entre os grânulos e as zonas escuras é de cerca de 1000 K.
Como o campo magnético é muito intenso em certas regiões (pelos efeitos explicados anteriormente) as linhas ficam quase perpendiculares à superficie e a matéria tende a se mover ao longo das linhas, nesse caso, a matéria fica "confinada'' a elas. Com isso há um bloqueio no movimento convectivo e o plasma desloca-se verticalmente, acompanhando as linhas e não horizontalmente para descer pelas zonas escuras. Então reduz-se a propagação do calor em certas áreas, que se tornam mais frias que as áreas circunvizinhas, emitindo pouca radiação. Isto é que caracteriza a mancha solar na fotosfera.
Constatou-se que o número de manchas solares sofre variações periódicas e essas variações estão ligadas ao "Sol calmo'' e ao "Sol ativo''. Partindo do "Sol calmo'' ,estágio de mínima atividade, observa-se que durante 4,6 anos há um aumento rápido das manchas atingindo um valor máximo. Após esse máximo transcorrem cerca de 6,4 anos onde se constata uma diminuição gradual nas manchas, atingindo novamente uma atividade mínima. No total entre um estágio de 4,6 anos de "Sol ativo'' e o outro estágio de 6,4 anos de "Sol calmo'' decorrem cerca de onze anos.
Embora cada onze anos de atividade seja igual ao outro no seu aspecto visual, deve-se considerar que a polaridade magnética do Sol se inverte, ou seja, as manchas que ocorreram no hemisfério norte durante o "Sol ativo'', irão ocorrer no hemisfério sul no estágio correspondente ("Sol ativo'') e vice-versa. Com isso nós temos um período completo vinte e dois anos de atividades solares, quando então o ciclo recomeça.
CROMOSFERA:
É uma região externa à fotosfera. A temperatura na cromosfera se reduz a partir da fotosfera até atingir 500 km de altitude com 4000 K e, então há novamente um aumento até atingir 9000 K a altitude de 2000 km quando se inicia a coroa. A observação da cromosfera, por muito tempo só foi possível quando ocorriam eclipses totais que encobriam a luz fotosférica.
Só há poucas décadas desenvolveu-se um instrumento , o coronógrafo, que simula o eclipse solar total, e nada mais é do que um telescópio preparado com filtros e obstáculos especiais que permitem somente a passagem da luz da cromosfera e coroa.
Ocorrem ainda as protuberâncias solares que se elevam da cromosfera para a coroa. Estas são visíveis sem instrumentos durante os eclipses solares totais, ou com o auxílio do coronógrafo. Essas protuberâncias podem ser eruptivas, de rápida duração, ou protuberâncias quiescentes que podem durar várias rotações solares. As protuberâncias possuem uma densidade muito superior à coroa circundante e temperatura de 10.000 a 20.000 K. Esses fenômenos são devido à assossiação de campos magnéticos que variam de 20 a 200 Gauss.
Quando as explosões que dão origem às protuberâncias ocorrem, e isso aparece principalmente nas proximidades das manchas solares na fotosfera, é que se percebe a influência do Sol sobre a atmosfera terrestre. Tal atividade pode interromper as comunicações a longa distâncias. Ocorre que partículas com muita energia são lançadas ao espaço e atingem a Terra provocando uma ionização da atmosfera terrestre. Em consequência, a ionosfera (camada atmosférica terrestre) deixa de refletir as ondas de rádio emitidas pelo Sol para o espaço e as ondas de rádio das emissoras de volta para a Terra, podendo interromper as comunicações a longa distância. Grande parte da radiação emitida pelo Sol atenua-se na nossa atmosfera, a qual atua como filtro bloqueando as radiações mais prejudiciais às formas de vida na superfície terrestre.
COROA:
É a camada mais impressionante do Sol e a mais extensa delas (abrange praticamente todo o Sistema Solar). A densidade da matéria nessa camada é cerca de 10 milhões de vezes menor que na fotosfera e diminui conforme se afasta do Sol. Em condições normais também não pode ser vista, pois a sua emissão de luz é um milhão de vezes menor que a luz da fotosfera. Pode ser visualizada em eclipses solares totais e com o coronógrafo. A Coroa pode ser distinguida em três regiões: Coroa interna com expessura 1,3 raios solares a partir da cromosfera; Coroa intermediária que vai de 1,3 a 2,5 raios solares e a Coroa externa de 2,5 a 24 raios solares.
Ao longo da translação terrestre, a Terra caminha imersa na coroa solar, e a radiação presente nela (advinda do Sol) bombardeia continuamente nosso planeta.
Figura 5: O Sol observado através do ultravioleta evidenciando uma protuberância.
Para podermos imaginar o quanto essa reação nuclear é poderosa vamos fazer a seguinte comparação. Se o Sol fosse formado pelo combustível mais eficiente que se conhece, que é o combustível usado no ônibus espacial, e todo o Sol fosse queimado, ele duraria cerca de 100 anos. Sendo movido a energia nuclear apenas 1/3 do hidrogênio do Sol será consumido e mesmo assim os cientistas acreditam que ele irá funcionar por mais 5 bilhões de anos. Considerando que ele já tem quase 5 bilhões de anos, a vida do Sol será de aproximadamente 10 bilhões de anos, ou seja o Sol irá durar 100 milhões de vezes mais do que se fosse movido por energia química.
Crédito: SOHO/EIT (ESA & NASA).
Telescópio: Solar & Heliospheric Observatory (ESA/NASA).
Instrumento: Extreme ultraviolet Imaging Telescope (EIT). A erupção de uma proeminência longa e arqueada é capturada na luz ultravioleta da risca de emissão de 304 Å do hélio ionizado. Esta é uma das maiores proeminências observadas pelo SOHO. As proeminências são enormes nuvens de plasma relativamente frio e denso, suspensas na coroa quente e ténue do Sol.
Erupção de uma proeminência no Sol
2003-04-07Crédito: SOHO/EIT (ESA & NASA).
Telescópio: Solar & Heliospheric Observatory (ESA/NASA).
Instrumento: Extreme ultraviolet Imaging Telescope (EIT).
Campos magnéticos originam forças que provocam a erupção das proeminências, lançando partículas para o exterior da superfície do Sol. Para dar ideia da dimensão da proeminência, ela estende-se, desde uma ponta à outra, por cerca de 50 diâmetros da Terra. Sendo um fenómeno efémero, já tinha desaparecido na imagem seguinte tirada a este comprimento de onda, cerca de 6 horas depois.
O instrumento que obteve esta imagem, o EIT, observa o Sol em quatro comprimentos de onda do ultravioleta. Permite assim a comparação do gás a temperaturas diferentes, providenciando mapas diários do tempo no Sol. A emissão desta risca espectral de 304 Å mostra a cromosfera superior a uma temperatura de 60 000 K. As regiões mais quentes aparecem a branco nesta imagem, e as mais frias, a vermelho.
UFRGS
Os homens não permanecerão na Terra para sempre,
mas em sua busca para a luz e espaço,
penetrará primeiro timidamente além da atmosfera,
e mais tarde conquistará para si todo o espaço perto do Sol.
- Konstantin E. Tsiolkovsky
A energia solar é gerada no núcleo do Sol. Lá, a temperatura (15.000.000° C) e a pressão (340 bilhões de vezes a pressão atmosférica da Terra ao nível do mar) são tão intensas que ocorrem reações nucleares. Estas reações transformam quatro prótons ou núcleos de átomos de hidrogênio em uma partícula alfa, que é o núcleo de um átomo de hélio. A partícula alfa é aproximadamente 0,7 porcento menos massiva do que quatro prótons. A diferença em massa é expelida como energia e carregada até a superfície do Sol, através de um processo conhecido como convecção, e é liberada em forma de luz e calor.
A energia gerada no interior do Sol leva um milhão de anos para chegar à superfície. A cada segundo 700 milhões de toneladas de hidrogênio são convertidos em cinza de hélio. Durante este processo 5 milhões de toneladas de energia pura são liberados; portanto, com o passar do tempo, o Sol está se tornando mais leve.
A cromosfera está acima da fotosfera. A energia solar passa através desta região em seu caminho desde o centro do Sol. Manchas (faculae) a explosões (flares) se levantam da cromosfera. Faculae são nuvens brilhantes de hidrogênio que aparecem em regiões onde manchas solares logo se formarão. Flares são filamentos brilhantes de gás quente emergindo das regiões das manchas. Manchas solares são depressões escuras na fotosfera com uma temperatura típica de 4.000°C.
A coroa é a parte mais externa da atmosfera do Sol. É nesta região que as prominências aparecem. Prominências são imensas nuvens de gás aquecido e brilhante que explodem da alta cromosfera. A região exterior da coroa se extende ao espaço e inclui partículas viajando lentamente para longe do Sol. A coroa pode ser vista durante eclipses solares totais. (Ver a Imagem do Eclipse Solar).
O Sol aparentemente está ativo há 4,6 bilhões de anos e tem combustível suficiente para continuar por aproximadamente mais cinco bilhões de anos. No fim de sua vida, o Sol comecará a fundir o hélio em elementos mais pesados e se expandirá, finalmente crescendo tão grande que engolirá a Terra. Após um bilhão de anos como uma gigante vermelha, ele rapidamente colapsará em uma anã branca -- o produto final de uma estrela como a nossa. Pode levar um trilhão de anos para ele se esfriar completamente.
| Estatísticas do Sol | |
|---|---|
| Massa (kg) | 1,989x1030 |
| Massa (Terra = 1) | 332 830 |
| Raio equatorial (km) | 695 000 |
| Raio equatorial (Terra = 1) | 108,97 |
| Densidade média (gm/cm^3) | 1,410 |
| Período de rotação (dias) | 25-36* |
| Velocidade de escape (km/sec) | 618,02 |
| Luminosidade (ergs/seg) | 3,827x1033 |
| Magnitude (Vo) | -26,8 |
| Temperatura média à superfície | 6 000°C |
| Idade (biliões de anos) | 4,5 |
| Principal composição química | 92,1% 7,8% 0,061% 0,030% 0,0084% 0,0076% 0,0037% 0,0031% 0,0024% 0,0015% 0,0015% |
Proeminências do Sol
Esta imagem foi obtida da estação espacial Skylab da NASA em 19 de dezembro de 1973. Mostra um dos mais espectacular flares solares já gravados, impulsionado por forças magnéticas, se elevando do Sol. Ela abrange mais de 588.000 km da superfície solar. Nesta fotografia os polos solares são distinguíveis pela relativa ausência de supergranulação, e um tom mais escuro do que as porções centrais do disco.
Cometa SOHO-6 e os Flares Polares do Sol
Esta imagem da coroa solar foi registada em 23 de Dezembro de 1996 pelo instrumento LASCO na nave espacial SOHO. Mostra a faixa interior no equador solar, onde se origina e é acelerado o vento solar de baixa latitude. Acima das regiões polares, podem-se ver os flares solares afastando-se até o limite do campo visível. O campo visível desta imagem da coroa estende-se a 8,4 milhões de quilômetros (5,25 milhões de milhas) da heliosfera interior. Esta imagem foi escolhida para mostrar o Cometa SOHO-6, um dos sete que se aproximaram do Sol descobertos até agora por LASCO, quando ele entra na região do vento solar equatorial. Provavelmente acabou por mergulhar no Sol. (Cortesia ESA/NASA)
Origens do Vento Solar?
"Plumas" de gás quente fluindo para fora da atmosfera do Sol podem ser uma das fontes do "vento" solar de partículas carregadas. Estas imagens, obtidas em 7 de março de 1996, pelo Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), mostram (em cima) campos magnéticos na superfície do Sol perto do polo sul solar; (meio) uma imagem ultravioleta de uma pluma com 1 milhão de graus da mesma região e (em baixo) uma imagem ultravioleta de uma região "quieta" da atmosfera solar próxima da superfície. (Cortesia ESA/NASA)
O Sol Eruptivo
Esta sequência de imagens do Sol em luz ultravioleta foi obtida pela espaçonave Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) em 11 de fevereiro de 1996 de um ponto único de gravidade neutra "L1" a 1,6 milhões de km da Terra, na direção do Sol. Uma "prominência eruptiva" ou bola de gás a 60.000°C, maior que 130.000 km, foi ejetada com uma velocidade maior que 24.000 km/hr. A bola gasosa aparece à esquerda em cada imagem. Estas erupções ocorrem quando uma quantidade significativa de plasma frio e denso ou gás ionizado escapa do campo magnético de baixo nível da atmosfera do Sol, normalmente fechado e confinante. O gás escapa ao meio interplanetário, ou héliosfera. Erupções deste tipo podem produzir grandes distúrbios do meio perto da Terra, afetando comunicações, sistemas de navegação e mesmo redes de luz. (Cortesia ESA/NASA)
Um Novo Olhar Sobre o Sol
Esta imagem de gás a 1.500.000°C na camada externa, rarefeita (coroa) da atmosfera do Sol foi obtida em 13 de março de 1996 pelo Extreme Ultraviolet Imaging Telescope a bordo da espaçonave Solar and Heliospheric Observatory (SOHO). Cada elemento da imagem traça uma estrutura do campo magnético. Em virtude da alta qualidade do instrumento, mais detalhes do campo magnético podem ser vistos do que em qualquer outra imagem. (Cortesia ESA/NASA)
Imagem em Raios-X
Imagem do Sol em raio-x obtida em 21 de fevereiro de 1994. As regiões brilhantes são fontes de emissão de raio-x mais intensas. (Cortesia Calvin J. Hamilton, e Yohkoh)
Disco Solar em H-Alpha
Esta é a imagem do Sol como visto em H-Alfa. H-Alfa é uma banda estreita em comprimento de onda da luz vermelha emitida e absorvida (característica) do hidrogênio. (Cortesia National Solar Observatory/Sacramento Peak)
Flares Solares em H-Alpha
Esta imagem foi obtida em 26 de fevereiro de 1993. As regiões escuras são locais de polaridade magnética positiva a as regiões claras são de polaridade magnética negativa. (Cortesia GSFC NASA)
Campos Magnéticos Solares
Esta imagem foi obtida em 26 de fevereiro de 1993. As regiões escuras são locais de polaridade magnética positiva a as regiões claras são de polaridade magnética negativa. (Cortesia GSFC NASA)
Manchas Solares
Esta imagem mostra a região de uma mancha solar. Note a aparência multi-color. Esta granulação é causada pela erupção turbulenta de energia na superfície. (Cortesia National Solar Observatory/Sacramento Peak)
Eclipse Solar
Esta foto mostra o eclipse solar de 1977.
Eclipse Solar de 1991
Foto do eclipse solar total de 11 de julho de 1991 como visto da Baja California. Este é um mosaico digital derivado de cinco fotografias individuais, cada uma exposta corretamente para um raio diferente da coroa solar. (Cortesia Steve Albers)
Eclipse Solar de 1994
Esta fotografia do eclipse solar de 1994 foi obtida em 3 de Novembro de 1994, com a câmara de luz branca do High Altitude Observatory, no Chile. (Cortesia HAO eclipse team)
Fontes:
Portal do Astrônomo - Portugal
http://www.portaldoastronomo.org/npod.php?id=111
CDA-CDCC USP/SC
http://cdcc.sc.usp.br/cda/aprendendo-basico/sistema-solar/sol.html
http://www.if.ufrgs.br/ast/solar/portug/earth.htm
sábado, 30 de outubro de 2010
SISTEMA SOLAR - TERRA - LUA - USP - UFRGS
Um pequeno ponto azul no espaço
2010-11-05
Crédito: NASA Goddard Space Flight Center, Reto Stöckli & Robert Simmon; MODIS Land Group; MODIS Science Data Support Team; MODIS Atmosphere Group; MODIS Ocean Group: USGS EROS Data Center; USGS Terrestrial Remote Sensing Flagstaff Field Center, DMSP.
Todos os grandes feitos da Humanidade tiveram lugar aqui ou na sua imediata vizinhança. Tudo o que ocorreu, todos os que conhecemos, tudo concentrado num pequeno ponto azul no espaço. É a Terra, o nosso planeta, a nossa casa.
-Edgar Mitchell, USA
USP
Até onde se sabe o planeta em que vivemos é o único do nosso sistema solar em condições de abrigar vida da forma como a conhecemos. A Terra está à uma distância adequada do Sol, tem uma atmosfera rica em oxigênio e possui grandes quantidades de água. É o primeiro planeta, a partir do Sol, que tem um satélite natural, a Lua.
A princípio, é dispensável dar explicações sobre a Terra, pois é o planeta do Sistema Solar que mais conhecemos, mas por isso mesmo, ela serve como base para compararmos com os dados obtidos de outros planetas. Isso perrmite o estudo comparado dos planetas, ou formalmente, a Planetologia. Devido o maior conhecimento em relação aos outros planetas, faremos referências somente a dados pouco conhecidos sobre nosso planeta, tais como: campo magnético, atmosfera e estrutura interna do planeta.
Campo Magnético
O campo magnético terrestre é de origem interna e bem semelhante ao produzido por uma barra imantada, colocada no centro terrestre. O eixo desse campo tem uma inclinação de onze graus com o eixo de rotação terrestre. Nas altas temperaturas do interior da Terra não existem magnetos permanentes, e por isso, só as correntes elétricas, podem constituir uma fonte para o campo magnético global.
A intensidade desse campo vem diminuindo em cerca de 0,05% ao ano e, nesse rítmo, o campo estará anulado antes do ano 4.000. Durante a solidificação de certas rochas elas são magnetizadas segundo a intensidade e direção do campo existentes. Com isso fez-se o estudo do magnetismo fóssil de rochas antigas e a partir daí descobriu-se que o campo se anulou diversas vezes por períodos de até alguns milhares de anos e até inverteu sua direção, ficando o polo sul sendo o polo norte e vice-versa.
Existem hoje cronologias bem detalhadas, que narram as sucessões das inversões do campo magnético.
Idade da Terra
Os cálculos para determinação da Idade da Terra são feitos através de rochas radioativas, encontradas na crosta. De uma amostra de rocha contendo traços de elementos radioativos que se solidificou em certa época, basta conhecer as meias-vidas desses elementos para saber o intervalo de tempo decorrido. A amostra não pode ter sido contaminada com amostras estranhas de elementos radioativos.
As mais antigas encontradas até hoje datam de 3,8 bilhões de anos, encontradas na Groenlândia. Isso implica que a Terra se formou antes disso, pois nessa época a Terra já havia se solidificado. De análises de meteoritos, foi concluído que datam de 4,5 a 4,6 bilhões de anos.
Acredita-se ser a época em que se formaram os primeiros corpos sólidos do sistema solar
Estrutura Geológica
Até hoje não se conseguiu informações diretas sobre o que há no interior terrestre, pois a perfuração mais profunda, conseguida na década de 80 na então URSS, não chega a 13 km. É uma distância ínfima, em relação ao raio terrestre, que nem se quer atravessa a crosta. Os estudos sobre o interior terrestre são feitos de formas indiretas, pesquisando-se principalmente os abalos sísmicos (terremotos), que chegam a 300.000 por ano, dos quais não mais do que 100 são perceptíveis no mundo todo e pelas rochas trazidas pelas erupções vulcânicas. Mas foi pelo estudo da propagação das ondas sísmicas é que se concluiu quase todo o estudo estrutura geológica existente hoje. .
Crosta: Pode ser crosta continental e oceânica. A crosta oceânica com expessura média de cinco quilômetros, é composta principalmente de rochas basálticas e ricas em silício, alumínio, ferro e magnésio. A continental com uma espessura que varia de 20 a 65 km, rica em granito e pobre em sílicio na parte superior, é separada pela descontinuidade de Conrad da parte inferior, que contém rochas ricas em silício.
A densidade na crosta é de 2,8 g/cm3 em média, chega a 3,3 no manto superior e aumenta com a profundidade até 5,7 g/cm3 antes da transição manto-núcleo, onde passa bruscamente a 9,7 g/cm3 , até chegar a 15 g/cm3 o centro da Terra. Lá a pressão é de 3,6 milhões de atmosferas e a temperatura é estimada em torno de 3500 K, no mínimo.
A densidade na crosta é de 2,8 g/cm3 em média, chega a 3,3 no manto superior e aumenta com a profundidade até 5,7 g/cm3 antes da transição manto-núcleo, onde passa bruscamente a 9,7 g/cm3 , até chegar a 15 g/cm3 o centro da Terra. Lá a pressão é de 3,6 milhões de atmosferas e a temperatura é estimada em torno de 3500 K, no mínimo.
Forma: É um elipsóide de revolução com achatamento de 1/300 do raio equatorial. Essa forma é uma aproximação bastante boa, porém na realidade a forma é bem mais complexa, devido a ação de várias forças: a gravidade e a força centrípeta, (devido a rotação) é que dão a forma de elipsóide e as outras forças que são bem menores provocam um desvio mínimo dessa forma.
Mantos: Tanto a crosta continental como a oceânica são separadas do manto pela descontinuidade de Mohorovic. O manto ocupa 80% do volume terrestre e é divídido em manto superior (com 1000 km de espessura) e o inferior (com 1900 km de espessura), totalizando 2900 km de espessura total.
Núcleo Externo: Com 2100 km de espessura é formado por uma liga líquida de ferro e níquel.
Núcleo Interno: com raio de 1370 km, é de composição idêntica ao núcleo externo, porém em estado sólido.
A sua existência não é totalmente comprovada, mas é uma teoria bem aceita na comunidade científica, principalmente por aqueles que estudam as origens do campo magnético da Terra e se baseiam na existência do núcleo metálico dessa forma, para explicarem suas teorias. Existe uma camada de transição entre os núcleo externos e internos que não chega a 100 km.
Atmosfera
Na troposfera (nome da camada atmosférica nos dez primeiros quilômetros a partir da superfície terrestre), é onde ocorrem os principais fenômenos meteorológicos e abriga 75% da massa total da atmosfera. A temperatura nesta camada cai com a altitude em cerca de 6,5oC por quilômetro
A tropopausa é a zona limite de transição entre a troposfera e a estratosfera, que é a segunda camada atmosférica. Nessa camada há uma queda de temperatura com a altitude, mas esse quadro se inverte, ou seja a temperatura se estabiliza e depois passa a aumentar chegando a assumir valores de superfície, com máximos de 0oC. Isso se deve às reações químicas envolvendo moléculas de Oxigênio (O2), átomos de Oxigênio (O) e radiação ultravioleta (UV) ao fomar a camada de Ozônio (O3), um filtro atmosférico, o qual barra a passagem da radiação ultravioleta. A reação química O2 + O -> O3 + CALOR (aquecimento dessa região) e a reação química O3 + UV -> O2 + O.
Após a estratopausa, outra zona limite de transição está a mesosfera, onde a temperatura volta cair bruscamente até (-80oC a cerca de 80 km de altitude). A partir daí a atmosfera restante não tem influência nos fenômenos meteorológicos. A camada superior (ionosfera), é carregada eletricamente devido a incidência elevada dos raios solares, e que por isso reflete ondas de rádio (como foi citada, na parte anterior, a respeito das explosões solares).
Nessa região onde as pressões são baixissimas e o ar bem rarefeito, é difícil determinar o limite da atmosfera. Ainda assim distinguiu-se outra camada a termosfera, a acima dela ainda temos a exosfera, na qual estão os satélites artificiais que sofre um decréssimo no raio de sua órbita devido aos choques com as partículas desses gases, e pouco a pouco tendem a cair sobre a Terra.
Origem da Atmosfera
A atmosfera de Vênus, Terra e Marte tem origem secundária, ou seja, não se formaram da nebulosa primitiva que deu origem ao sistema solar. Acredita-se que tenha se formado a partir dos gases que emanaram dos vulcões após o planeta já ter se formado. Essa atmosfera substituiu a anterior existente, que provavelmente foi resquícios da nebulosa planetária e constituida principalmente de hidrogênio e hélio e traços de metano, vapor d'água, amoníaco, nitrogênio e os gases nobres.
Essa atmosfera secundária que teve origem vulcânica, deve ter se formado nos primeiros 500 milhões de anos após a formação da Terra, numa fase de intensas atividades vulcânicas, e com a composição inicial sendo CO ou anidrido carbônico. Ainda hoje os vulcões emitem anidrido carbônico e em suas erupções grandes quantidades de CO2 e vapor d'agua.
A Terra vista da Lua
2010-12-18
Crédito: NASA.
- Lua
A Lua é um satélite que tem ¼ do diâmetro da Terra, e está apenas a 380 mil Km de distância da Terra. A superfície da Lua é rica em alumínio e titânio e seu interior é rochoso. Há possibilidades de existir na Lua em pequeníssima quantidade de uma atmosfera. A falta de água líquida e de atmosfera que forme ventos, impede qualquer erosão, por isso a Lua tem grande quantidade de crateras visíveis. Qualquer buraco formado na Lua não desmancha pois não há erosão.
A quantidade de meteoritos que caem na Terra é muito maior do que a quantidade que cai na Lua, só que na Terra a erosão causada pela chuva e vento desmancha as crateras produzida por eles.
Ela é um dos maiores satélites relativo ao seu planeta, com uma relação 1/81 da massa terrestre. Por isso o sistema Terra-Lua pode ser considerado um sistema planetário duplo. Por ser o objeto celeste mais próximo da Terra, foi possível, através de missões tripuladas, trazer para a Terra amostras de sua superfície.
Da análise dessas amostras, verificou-se que sua composição é muito semelhante à da Terra, contendo praticamente os mesmos minerais. Porém não foi encontrado nenhum traço de água nem erosão atmosférica, apesar das amostras trazidas serem mais antigas que as terretres. Concluiu-se que a Lua, no início de sua formação era recoberta por uma espessa camada de lava fundida, que se resfriou gradualmente formando a crosta uniforme e de rochas claras.
Essa crosta recém formada foi submetida a um intenso bombardeio de meteoritos que deu origem às crateras conhecidas. O choque de meteoritos com dimensões quilométricas provocaram as grandes depressões. A energia gerada e a contração provocada pelos impactos, fizeram com que o interior lunar ainda quente voltasse a se aquecer e fundir o magma. Esse magma fundido (de origem basáltica) aflorou à superfície nos locais enfraquecidos pelo impacto.
O magma espalhou e formou as regiões baixas, vista da Terra como manchas escuras, os mares lunares. Isso aconteceu até cerca de dois bilhões de anos depois de sua formação. Desta época até agora, a Lua tem estado praticamente inativa, ocorrendo poucos impactos de grande porte que terminaram por fragmentar as rochas superfíciais, fazendo com que toda a superfície ficasse recoberta por minúsculos grãos de poeira.
O magma espalhou e formou as regiões baixas, vista da Terra como manchas escuras, os mares lunares. Isso aconteceu até cerca de dois bilhões de anos depois de sua formação. Desta época até agora, a Lua tem estado praticamente inativa, ocorrendo poucos impactos de grande porte que terminaram por fragmentar as rochas superfíciais, fazendo com que toda a superfície ficasse recoberta por minúsculos grãos de poeira.
Devido à baixa gravidade lunar, (que permite maior espalhamento das partículas) os últimos impactos de grande porte fizeram com que toda essa poeira se misturasse tornando possível se colher num único local, amostras de diversas regiões da Lua. Como aconteceu com todos os planetas terrestres em sua formação, quando ainda estavam na fase líquida, os materiais mais densos vão para o centro e os menos densos ficam na crosta. Isso aconteceu na Lua também, porém foi modificado posteriormente pelo bombardeio de meteoros.
As análises feitas revelam que os continentes (regiões claras) são formadas por um tipo de rocha a base de óxido de cálcio, alumínio e silício. Já os mares (regiões escuras) apresentam grande quantidade de ferro e titânio, que se afloraram das regiões bem escuras mais profundas.
Crateras lunares
As crateras lunares são bem diversificadas quanto ao tamanho, variando de algumas centenas de quilômetros até alguns micrometros. Estas últimas existem, porque não há erosão na superfície lunar e são encontradas tanto nas rochas como na própria superfície recoberta de poeira. As crateras podem ser classificadas como:
Primárias - dispostas geralmente de modo aleatório, havendo alguns alinhamentos determinados pela queda simultânea de um grupo de meteoros.
Secundárias - Localizadas em torno das primárias. São menores e pouco profundas. Geralmente caracterizadas pelas raias (formadas pela expulsão de matéria no momento do impacto e que fizeram sulcos no solo em forma de raios), pricipalmente as maiores. São superpostas sobre as primárias.
Vulcânicas - em número muito menor que as de impacto. O material que forma essas crateras e a região ao seu redor são particulas sólidas e finas.
Interior
Baseado nas análises feitas, elaborou-se uma teoria sobre o interior lunar, formado pela crosta composta de basaltos; mais abaixo o manto médio, que é formado pelo mesmo material da crosta, mas que sofre alterações devido ao aquecimento provocado pelos grandes impactos que deram origem aos mares; o manto inferior é composto de material no estado plástico; e o núcleo que é constituído basicamente de ferro, pouco níquel e talvez enxofre.
Das nossas viagens pelo espaço, temos aprendido muito sobre o nosso próprio planeta. O primeiro satélite Norte-americano, Explorer 1, descobriu uma intensa zona de radiação, agora chamada de cintura de radiação de Van Allen. Esta cintura é formada por uma camada de partículas carregadas que são capturadas pelo campo magnético da Terra numa região, de formato toroidal, em volta do equador. Outras descobertas feitas por satélites mostram que o campo magnético do nosso planeta é distorcido, tendo uma forma de gota, devido ao vento solar. Também sabemos agora que a nossa fina atmosfera superior, a qual se acreditava ser calma e sem incidentes, ferve de actividade -- expandindo-se de dia e contraindo-se à noite.
A atmosfera superior, afectada pelas mudanças na actividade solar, contribui para o clima e meteorologia na Terra.
Além de afectar a meteorologia da Terra, a actividade solar causa um dramático fenómeno visual na nossa atmosfera. Quando as partículas carregadas do vento solar são capturadas pelo campo magnético da Terra, colidem com as moléculas de ar da nossa atmosfera acima dos pólos magnéticos do planeta. Estas moléculas de ar tornam-se então incandescentes e são assim conhecidas como auroras ou luzes do norte e do sul.
| Estatísticas sobre a Terra | |
|---|---|
| Massa (kg) | 5,976e+24 |
| Massa (Terra = 1) | 1.0000e+00 |
| Raio equatorial (km) | 6.378,14 |
| Raio equatorial (Terra = 1) | 1,0000e+00 |
| Densidade média (g/cm^3) | 5,515 |
| Distância média do Sol (km) | 149.600.000 |
| Distância média do Sol (Terra = 1) | 1,0000 |
| Período de rotação (dias) | 0,99727 |
| Período de rotação (horas) | 23,9345 |
| Período Orbital (dias) | 365,256 |
| Velocidade orbital média (km/s) | 29,79 |
| Excentricidade orbital | 0,0167 |
| Inclinação do Eixo (graus) | 23,45 |
| Inclinação orbital (graus) | 0,000 |
| Velocidade de escape no equador (km/s) | 11,18 |
| Gravidade à superfície no equador (m/s^2) | 9,78 |
| Albedo visual geométrico | 0,37 |
| Temperatura média à superfície | 15°C |
| Pressão atmosférica (bar) | 1,013 |
| Composição atmosférica | |
O conjunto de imagens que se segue mostra algumas das maravilhas do nosso planeta, a Terra.
América do Sul
Esta imagem a cores da Terra foi obtida pela Galileo às 6:10 a.m., hora standard do Pacífico, em 11 de Dezembro de 1990, quando a nave estava a cerca de 1,3 milhões de milhas do planeta. A Galileo estava a fazer o primeiro de dois voos sobre a Terra, a caminho de Júpiter.A América do Sul está próxima do centro da foto, e o continente Antárctico, branco, iluminado pela luz solar, está logo abaixo. Pitorescas frentes meteorológicas são visíveis no Atlântico Sul, em baixo à direita. (Cortesia NASA/JPL)
África
A tripulação da Apollo 17 tirou esta fotografia da Terra em Dezembro de 1972 enquanto a nave viajava entre a Terra e a Lua. Os desertos laranja-avermelhados da África e da Arábia Saudita estão em forte contraste com o azul profundo dos oceanos e com o branco das nuvens e da neve cobrindo a Antárctida. (Cortesia NASA/JPL) 
Imagem da Terra em Infravermelho, colorida
Esta imagem em infravermelho da Terra foi tirada pelo satélite GOES 6 em 21 de Setembro de 1986. Utilizou-se um limiar de temperatura para isolar as nuvens. A terra e o mar foram separados, e depois as nuvens, terra e mar foram coloridos separadamente e recombinados para produzir esta imagem. (Cortesia Rick Kohrs) Uma imagem semelhante em GIF de 900x900 pixel, mostrando o continente Africano, pode ser encontrada AQUI. (Cortesia Rick Kohrs)
A Terra ; A Lua
Oito dias após o seu encontro com a Terra, a nave Galileo foi capaz de olhar para trás e capturar esta visão da Lua orbitando a Terra, tirada a uma distância de cerca de 6,2 milhões de quilómetros (3,9 milhões de milhas), em 16 de Dezembro de 1990. A Lua está em primeiro plano, movendo-se da esquerda para a direita.A Terra, brilhante e colorida, contrasta fortemente com a Lua, que reflecte apenas cerca de um terço da luz solar em relação à Terra. O contraste e a cor de ambos os objectos foram realçados por computador para melhorar a visibilidade. A Antárctida é visível através das nuvens (embaixo). O 'lado oculto' da Lua é visto; a zona sombreada no final do alvorecer é o Polo Sul/Bacia Aitken, uma das maiores e mais antigas formações de impacto lunares. (Cortesia NASA/JPL)
Vista da Terra ; Lua, da Mariner 10
A Terra e a Lua foram fotografadas pela Mariner 10 a 2,6 milhões de quilómetros, quando completava o primeiríssimo encontro Terra-Lua por uma nave capaz de enviar dados de imagens coloridas digitais de alta resolução. Estas imagens foram combinadas abaixo para ilustrar o tamanho relativo dos dois corpos. Deste particular ponto de vista, a Terra parece ser um planeta aquático! (Cortesia USGS/NASA) 
A Terra - A Lua
Durante o seu voo, a nave Galileo enviou imagens da Terra e da Lua. Imagens separadas da Terra e da Lua foram combinadas para formar esta imagem. A nave Galileo tirou as fotografias em 1992, a caminho para explorar o sistema de Júpiter, em 1995-97. A imagem mostra uma vista parcial da Terra, centralizada no Oceano Pacífico, aproximadamente à latitude de 20 graus sul.
A costa oeste da América do Sul pode ser observada, assim como as Caraíbas; formações brancas de nuvens rodopiantes indicam tempestades no Pacífico sudoeste. A distinta cratera de raios na parte debaixo da Lua é a bacia de impacto Tycho. As áreas lunares escuras são bacias de impacto preenchidas por lava solidificada. Esta foto contém as imagens da Terra e Lua com a mesma escala e cor relativa/albedo. (Cortesia JPL/NASA)
A costa oeste da América do Sul pode ser observada, assim como as Caraíbas; formações brancas de nuvens rodopiantes indicam tempestades no Pacífico sudoeste. A distinta cratera de raios na parte debaixo da Lua é a bacia de impacto Tycho. As áreas lunares escuras são bacias de impacto preenchidas por lava solidificada. Esta foto contém as imagens da Terra e Lua com a mesma escala e cor relativa/albedo. (Cortesia JPL/NASA)
Nordeste da África e Península Arábica
Esta imagem do nordeste da África e da Península Arábica foi tirada de uma altitude de cerca de 500.000 quilómetros (300,000 milhas) pela nave Galileo, em 9 de Dezembro de 1992, quando ela deixava a Terra na sua rota para Júpiter.Estão visíveis a maior parte do Egipto (à esquerda no centro), incluindo o Vale do Nilo; o Mar Vermelho (ligeiramente acima do centro); Israel; Jordânia e a Península Arábica. No centro, abaixo de nuvens costeiras, está Cartum, na confluência do Nilo Azul e do Nilo Branco. A Somália (abaixo à direita) está parcialmente encoberta pelas nuvens. (Cortesia NASA/JPL)
Antárctida
Esta imagem da Antárctida foi tirada pela Galileo várias horas após voar próximo da Terra, em 8 de Dezembro de 1990. Esta é a primeira imagem de todo o continente Antárctico tirada do espaço. A Galileo estava a cerca de 200,000 quilómetros (125.000 milhas) da Terra quando a fotografia foi feita. O continente gelado está cercado pelo escuro azul de três oceanos: o Pacífico à direita, o Índico no topo e uma parte do Atlântico, do lado inferior esquerdo. Quase todo o continente estava iluminado pelo Sol nessa época do ano, apenas duas semanas antes do solstício de Verão do sul. O arco de pontos escuros estendendo-se desde próximo do Polo Sul (próximo do centro) até à parte superior direita é a Cadeia de Montanhas Transantártidas.
À direita das montanhas está o vasto Recife de Gelo Ross e a fronteira aguda do recife com as águas escuras do Mar de Ross. A fina linha azul ao longo do limbo da Terra define a atmosfera do nosso planeta. (Cortesia Calvin J. Hamilton)
Missão Clementina
Esta imagem em cor falsa foi tirada durante a missão Clementina. Ela mostra o ar brilhante da atmosfera superior como uma fina linha azul. O ponto brilhante abaixo é uma área urbana. (Cortesia Naval Research Laboratory) 
Mapa projectado da imagem da Terra (AVHRR)
Esta imagem é uma projecção Homolosine da Terra preparada com dados de imagens do Radiómetro Avançado de Alta Resolução (Advanced Very High Resolution Radiometer - AVHRR). (Cortesia ESA/NASA/NOAA/USGS/CSIRO) 
América
Este mapa das Américas do Norte e do Sul usa altimetria por radar para mostrar a topografia abaixo dos oceanos e dos continentes. 
EUA
Esta imagem é um mosaico dos Estados Unidos preparada com 16 imagens de sensores do Radiómetro Avançado de Alta Resolução nos satélites meteorológicos NOAA-8 e NOAA-9. As imagens foram tiradas entre 24 de Maio de 1984 e 14 de Maio de 1986.Em mosaicos de infravermelho em cor falsa, a vegetação aparece em tons de vermelho, não de verde.
O "vermelhão" indica a densidade de vegetação, o seu tipo e se cresce em terra seca ou num pântano (uma mistura de vegetação avermelhada e superfície de água azul escura produz tons escuros). Pradarias aparecem em vermelho claro, árvores caducas e plantações aparecem em vermelho, e florestas de coníferas aparecem em vermelho escuro ou castanho. Áreas desérticas aparecem brancas, e áreas urbanas (pavimentos e edificações) aparecem em verde azulado.
Lagos, rios e oceanos aparecem em vários tons de azul, águas profundas em azul-escuro e águas rasas ou turvas em azul claro. Leitos de rochas expostas aparecem geralmente em tom verde-azulado escuro ou outro tom escuro. (Cortesia USGS)
Lagos, rios e oceanos aparecem em vários tons de azul, águas profundas em azul-escuro e águas rasas ou turvas em azul claro. Leitos de rochas expostas aparecem geralmente em tom verde-azulado escuro ou outro tom escuro. (Cortesia USGS)
Fontes:
Portal do Astrônomo - Portugal
CDA-CDCC USP/SC
http://cdcc.sc.usp.br/cda/aprendendo-basico/sistema-solar/terra.html
http://www.if.ufrgs.br/ast/solar/portug/earth.htm
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