Big Bang - Aula 1-.Ppt- St 409

8/2/2019 Big Bang - Aula 1-.Ppt- St 409

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PLANETA TERRA - PLANETA VIDA

I - INTRODUO :Estudar, conhecer e amar, algo que muito nosinteressa, como a gente conhecer a si prprio,conhecer a origem, a natureza, as aes e as

reaes, como um estmulo para prosseguirmosalmejando sempre o xito nosso, e resume-se emum fator importantssimo que conhecemos eobedecemos sem contrariar, sem poder

modificar, e muito menos manipular, isso puroe simplesmente o que denominamos de tempo.Seja o tempo cronolgico ou tempo dofirmamento, ningum consegue alterar ou

modificar ! ! ! !


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PLANETA TERRA - PLANETA VIDA

A minha proposta tentarmos juntosentender e conhecer o nosso PLANETATERRA de forma fsica e tcnicamente.

Para isso ser possvel, esse materialdidtico est infundado em vriasliteraturas e em minha vivncia prtica nas

observaes, concluses e afirmaes quea minha prpria vida ensinou, mas, afirmocategricamente que NUNCA OUSEI-MEA TENTAR MUDAR O TEMPO, pois seique impossvel.


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BIG BANG TEORIA DA ORIGEM DO UNIVERSO

Em 1948 pelo cientista russo naturalizado norte-americanoGeorge Gamow.O Universo teria se formado entre 13 bilhes e 20 bilhesde anos atrs, a partir de uma concentrao de matria e

energia extremamente densa e quente.Haveria um instante-limite em que a distncia entre aspartculas do Universo seria zero e a temperatura infinita.Nesse momento, ocorre uma exploso, o instante zero do

Big Bang, que desencadeia a expanso do Universo,verificada at hoje .

Formao do Universo Desde sua formao , o Universotem-se expandido e se resfriado, passando por diversasfases.


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EXPANSO DO UNIVERSO

Baseado em sua Teoria da Relatividade Geral (1916), ofsico Albert Einstein desenvolveu as EquaesCosmolgicas, que descrevem a evoluo do Universo.

Em 1922, o fsico e matemtico russo Alexander Friedmann(professor de Gamow) descobre uma soluo para as

Equaes Cosmolgicas correspondentes a um Universo emexpanso.

Em 1929, a descoberta da expanso das galxias, pelos

astrnomos Edwin Hubble (1889-1953) e Milton Humason(1891-1972), atesta a expanso do cosmo e permiteestabelecer a Lei de Hubble. Segundo ela, as outrasgalxias se afastam da nossa galxia, a Via Lctea, numavelocidade proporcional a sua distncia da Terra.


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Quando o Universo possui cerca de 1 milionsimo desegundo, ele uma mistura de partculas subatmicas(quarks, eltrons etc.) que se movem a velocidadesprximas da luz. A partir desse momento, os quarkscomeam a deixar de existir como partculas livres e seassociam para formar os primeiros prtons e nutrons.Entre 1 e 10 min de idade ocorre um evento extremamente

importante no Universo, a chamada nucleossnteseprimordial. Os prtons e nutrons se fundem para formaros ncleos de tomos leves , como o hidrognio (75%) e ohlio (25%), os dois principais elementos qumicos doUniverso . Cerca de 300 mil anos depois, com a unio doseltrons aos ncleos atmicos, a luz passa a caminharlivremente, a matria e a radiao luminosa se separam e oUniverso torna-se transparente. Aproximadamente umbilho de anos depois do instante zero do Big Bang, a

matria agrega-se para formar as primeiras galxias.


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Uma evidncia do Big Bang vem em 1965 com adescoberta por Arno Penzias (1933-) e Robert Wilson(1936-) de um possvel trao da radiao deixada para

trs no momento da grande exploso csmica:Um rudo que recebe o nome de radiao de fundocsmica.Ele foi interpretado como a energia trmica residual doBig Bang. Pela sua descoberta, Penzias e Wilson

ganharam o Prmio Nobel de Fsica em 1978. Em 1990, osatlite Cosmic Background Explorer (Cobe), lanado pelaNasa (Administrao Nacional de Aeronutica e Espao),faz um mapeamento das regies onde existe essaenergia.Uma das grandes questes da cosmologia moderna adeterminao mais precisa da taxa de expanso doUniverso. As observaes astronmicas indicam que ele seexpande por volta de 5% a cada bilho de anos.


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UMA ESFERA DE GS E PH 4,5 bilhes de anos teve incio a formao do sistema solar a partir de

uma nuvem de gs e p que entrou em colapso em virtude de seu prprio peso eque, devido a seu movimento de rotao, formou um disco ao redor do Sol


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UM DISCO EM ROTAOO movimento de rotao do sistema solar primitivo prosseguiu, e a matriaslida presente no disco comeou a aglomerar-se. Alguns aglomerados dematria mediam vrios quilmetros. No centro, o Sol liberava uma enormequantidade de calor que provocou a aglomerao da matria.


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A FORMAO DOS PLANETASNo sistema solar exterior, formaram-se quatro grandes massas que deramorigem aos planetas gigantes gasosos. sua intensa gravidade favoreceu aconstituio de densas atmosferas. mais prximos do Sol formaram-se osplanetas terrestres.


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O SISTEMA SOLAR ATUAL composto por nove planetas que viajam em torno do Sol descrevendo rbitasestveis. A maioria deles possui satlites naturais. Os asterides e os cometasso resduos do sistema solar primitivo.


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ASSIM COMO OS DEMAIS PLANETAS DOSISTEMA SOLAR, PLANETA TERRA FOIORIGINOU-SE PELA AO DE UMA FORA

GRAVITACIONAL QUE CONDENSOU DIVERSOSMATERIAIS PREEXISTENTES NO ESPAO.

TAIS MATERIAIS FORAM CONSTITUDOS DEPARTCULAS COMO POEIRA CSMICA E GS.MUITOS ELEMENTOS QUMICOS FORMADOS

ENTRARAM NESTA COMPOSIO, SENDO QUEOS ELEMENTOS MAIS DENSOS TENDERAM APERMANECER NO CENTRO DESTE VRTICEGRAVITACIONAL.


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OS CORPOS MAIS IMPORTANTES DO SISTEMA SOLAR SO OSNOVE PLANETAS QUE GIRAM AO REDOR DO SOL, DESCREVENDORBITAS ELPTICAS, ISTO , RBITAS SEMELHANTES ACIRCUNFERNCIAS LIGEIRAMENTE EXCNTRICAS.O SOL NO EST EXATAMENTE NO CENTRO DESSAS RBITAS,RAZO PELA QUAL OS PLANETAS PODEM ENCONTRAR-SE, SVEZES, MAIS PRXIMOS OU MAIS DISTANTES DO ASTRO.


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RADIAO SOLAR


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BALANO DE RADIAO

TODOS OS CORPOS ( GELEIRAS, NUVENS, CORPOSNEGROS, PESSOAS, OBJETOS, PLANETAS, FORNOS,ESTRELAS, MATRIAS SLIDAS ) EMITEM OUREFLETEM A ENERGIA RADIANTE DO SOL.QUANTO MAIOR A TEMPERATURA RESIDUAL DESSESCORPOS, MAIOR A EMIO RADIANTE.SE O NOSSO PLANETA ESTIVESSE ISOLADO NOESPAO SIDERAL, EMITIRIA A RADIAO, PERDENDO

ENERGIA TRMICA E RESFRIANDO-SE.COMO ESTAMOS PERTO DO SOL, O QUE A TERRAPERDE PARA O ESPAO COMPENSADO PELARADIAO SOLAR QUE ABSORVIDA PELO NOSSO

PLANETA, CONFORME ESQUEMA NA FIGURA A SEGUIR.


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BALANO DE RADIAO

RADIAO TERRESTRE

RADIAO SOLAR

S O L T E R R A


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TEMPERATURA DO SOLA temperatura do Sol de 5770K (mais ou menos 5500C).

Sua superfcie emite 72 milhes de watts por cada metroquadrado.A Terra se encontra a 149,5 milhes de quilmetros dedistncia, de forma que a radiao que chega a nossarbita apenas 1367watts/m2 ( S = constante solar).Se estivssemos junto dele, certamente estaramosincinerados ou volatilizados!...A radiao solar chega em todos os comprimentos de ondaou freqncias, mas principalmente entre 200 e 3000

nanmetros (ou 0,2 e 3 mcrons).O mximo de emisso se verifica no comprimento de ondade 0,48 mcrons.A distribuio corresponde aproximadamente quela de um

corpo negro a 5770K.


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RADIAO SOLAR NO TOPO DA ATMOSFERA

CICLO ANUAL DA DISTRIBUIO SOBRE O GLOBO TERRESTRE (EMCALORIAS DIRIAS/CM2).


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ESPECTRO SOLAR


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Os continentes, oceanos, nuvens e gasesatmosfricos absorvem a radiaes de ondascurtas, emitindo e absorvendo radiaotrmica (ou de onda curta), de acordo comsuas temperaturas e sua composio fsica e

qumica e trocam calor entre si de diversasformas:

Misturando massas de ar, transportandomassas de vapor e calor sensvel, evaporandoe precipitando gua ( processostermodinmicos ).


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O balano de energia radiante na Terra complexo.Parte da radiao solar (em torno de 30%) refletida pela atmosfera e pelas nuvens.Nas regies tropicais os rios solares estomais perto da vertical, enquanto que nas

regies polares eles esto muito inclinadoscom relao ao solo.Assim, a radiao solar mais intensa e

penetrante nas primeiras; nas ltimas, oaquecimento resultante escasso ou nulo.Ainda, a cada momento o hemisfrio noturno( 50% da superfcie terrestre ) no iluminado


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COMO SE VERIFICA A DISTRIBUIODE ENERGIA QUE CHEGA DO SOL ?

Durante um dia, a Terra gira uma vez emtorno de si mesma e todas as longitudesrecebem radiao solar, ( radiao de

onda curta ) emitindo e absorvendoradiao trmica.Algumas latitudes tm um saldo positivo, e

outras um saldo negativo.O excesso absorvido nos trpicos transportado na direo das latitudesmaiores, atravs das correntes ocenicas eela circula o da atmosfera


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A distribuio horizontal e vertical da

temperatura, umidade e ventos ( inclusaa presena de nuvens, aerossis ediversos gases ) influenciam no balano

de energia sobre um dado local ouregio.Esse balano varivel no tempo mas

tende a fechar " em cada local noperodo de um ano.Essas so as caractersticas que

definem o clima regional


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Os satlites meteorolgicos permitem osensoriamento remoto da atmosfera e dasuperfcie terrestre.Eles transportam sensores que medemdiversas caractersticas da radiao que

emerge do planeta.Com base nestas medidas, pode-se deduzir atemperatura e composio da atmosfera em

diversas altitudes ( perfis atmosfricos ).A vantagem dos satlites que permitemobservar continuamente e com detalhesgrandes reas do planeta.


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TOTALEMITIDO

100%30% DASONDAS

CURTAS

6% DISPERSOSNO AR

20% REFLETIDOSPELAS NUVENS

4% REFLETIDOSPELA SUPERFCIE

16%ABSORVIDOS

POR AEROSSISOZNIO E VAPORDGUA

3%ABSORVIDOSPELAS

NUVENS

51% ABSORVIDOS PELAS REASCONTINENTAIS E OCEANOS

70% ONDASLONGAS

6%

26%EMITIDASPELASNUVENS

28%EMITIDASPOR VAPORD`GUA E

GASES

15%ABSORVIDA

POR VAPOR

D`GUA E

GAS

CARBONICO

21%EMITIDAPELA

SUPERFCIE

23%PRECIPIT.

ETRANSPIR.

7%CALOR

SENSVEL

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