tag:blogger.com,1999:blog-74804181937403164752024-03-04T23:06:39.069-08:00AstronomyAnonymoushttp://www.blogger.com/profile/01496185619119181572noreply@blogger.comBlogger6125tag:blogger.com,1999:blog-7480418193740316475.post-78444856500603265642016-07-08T13:31:00.001-07:002016-07-15T13:33:26.740-07:00<span style="background-color: black;">Boa tarde, pessoal! Bom, na aula passada ocorreu a divisão dos temas dos trabalhos científicos, que são eles: Fenômenos Lunares Transitórios, Meteoros e Meteoritos, Estrelas Variáveis e Estrelas Binárias. Eu e minha dupla ficamos com Fenômeno Lunares Transitórios, a seguir, irei falar um pouco sobre a Lua e suas características.</span><br />
<span style="background-color: black;"><span style="background-color: white;"><br /></span>
</span><br />
<div style="text-align: center;">
<span style="background-color: black; font-size: large;">Lua</span></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="background-color: black;"><br /></span></div>
<div style="text-align: center;">
<span style="background-color: black; font-size: large;">Introdução</span></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="background-color: black;"><br /></span></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="background-color: black;">A lua é o único satélite natural do Planeta Terra, fazendo parte do nosso Sistema Solar. Sua distância da Terra é de 384.405km. Visualizada do nosso planeta, ela apresenta sempre a mesma face, pois seu período de rotação é sincronizado com o do Planeta Terra. O hemisfério lunar que não podemos ver da Terra é conhecido como o "lado oculto da lua". A Lua não possui luz própria, logo, a luminosidade que vemos de nosso planeta é a luz solar refletida na superfície lunar.</span></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="background-color: black;"><br /></span></div>
<div style="text-align: left;">
</div>
<div style="text-align: center;">
<span style="background-color: black; font-size: large;">Principais Características da Lua</span></div>
<span style="background-color: black;"><span style="background-color: white;"><br /></span>
<span style="background-color: black;">-A Lua possui inclinação de 5,1454°.</span></span><br />
<span style="background-color: black;">-O diâmetro equatorial da Lua é de 3.474,8km.</span><br />
<span style="background-color: black;">-A área da superfície da Lua é de 3,793 x 10 7km².</span><br />
<span style="background-color: black;">-Sua massa é de 7,849 x 10 22kg.</span><br />
<span style="background-color: black;">-A atmosfera da Lua é composta por: Hélio (25%), Neônio (25%), Hidrogênio (23%) e Argônio (20%) e traços de dióxido de carbono, metano e amoníaco.</span><br />
<span style="background-color: black;">-A Lua, além do Sol, é responsável pelas mares nos oceanos do Planeta Terra.</span><br />
<span style="background-color: black;">-O período de rotação da Lua é igual ao movimento de translação.</span><br />
<span style="background-color: black;">-A superfície da Lua é repleta de crateras, formadas durante milhões de anos, após o choque de meteoros.</span><br />
<span style="background-color: black;">-A temperatura média na superfície lunar é de 106°C, sendo que a mínima é de -233° e a máxima de 122°.</span><br />
<span style="background-color: black;">-A crosta lunar é composta, principalmente, por: Oxigênio (43%), Silício (21%), Alumínio (10%), Cálcio (9%), Ferro (95%), Magnésio (5%) e Titânio (21%).</span><br />
<div style="text-align: left;">
<span style="background-color: black;"><br /></span></div>
<div style="text-align: center;">
<span style="background-color: black; font-size: large;">Estrutura Interna da Lua</span></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="background-color: black;"><br /></span></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="background-color: black;">A Lua é um corpo diferenciado, formada por uma geoquímica distinta, crosta, manto e núcleo. Acredita-se que essa estrutura tenha resultado na cristalização fraccionada do oceano de magma lunar pouco depois de sua formação, a cerca de 4,5 bilhões de anos atrás.</span></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="background-color: black;">Mapeamentos<span style="font-family: inherit;"> geoquímicos na órbita lunar indicam que a sua crosta possui uma larga quantidade de anortositos na sua composição. Em termos de elementos, a crosta lunar possui principalmente Oxigênio, Silício, Magnésio, Ferro, Cálcio, Alumínio, Hélio e quantidades menores (porém, importantes) de Titânio, Urânio, Tório, Potássio, Hidrogênio, entre outros elementos. Estima-se que a crosta lunar tem cerca de 100km no seu lado oculto. O manto da Lua em cerca de 1000km de espessura, e o núcleo de 700km de raio.</span></span></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="background-color: black;"><br /></span></div>
<div style="text-align: center;">
<span style="background-color: black; font-size: large;">A Superfície da Lua </span></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="background-color: black;"><br /></span></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="line-height: 32px; text-indent: 20px;"><span style="background-color: black; font-family: inherit;">Distinguem-se, na superfície lunar, três feições significativas: os mares, as montanhas e as</span></span></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="line-height: 32px; text-indent: 20px;"><span style="background-color: black; font-family: inherit;">crateras.</span></span></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="background-color: black; font-family: inherit; line-height: 32px; text-align: justify; text-indent: 20px;">Ao observarmos a Lua em uma noite límpida, facilmente distinguimos várias manchas escuras que se distribuem pelo seu disco iluminado, algumas com formas curiosas, sugerindo as figuras de um rosto, de um coelho, etc. Tais manchas escuras foram chamadas, no passado, de mares lunares, nomenclatura provavelmente introduzida por Galileu Galilei.</span></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="background-color: black; font-family: inherit; line-height: 32px; text-align: justify; text-indent: 20px;"><br /></span></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="background-color: black; font-family: inherit; line-height: 32px; text-align: justify; text-indent: 20px;">Os mares são extensas planícies formadas pelo derramamento de rochas ígneas (tipo extrusivas, semelhantes aos nossos basaltos) e que preenchem grandes áreas da superfície. Estas rochas são escuras e refletem pouca luz solar. Em relação às demais áreas da superfície lunar são mais jovens e, por isso, apresentam poucas crateras. Por serem menos acidentadas foram escolhidas como áreas de pouso das primeiras missões tripuladas à Lua, como foi o caso da missão Apollo 11, que conduziu os primeiros astronautas à superfície da Lua em 1969, cuja área de pouso localizou-se no chamado Mar da Tranqüilidade.</span></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="background-color: black; font-family: inherit; line-height: 32px; text-align: justify; text-indent: 20px;"><br /></span></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="background-color: black; font-family: inherit; line-height: 32px; text-align: justify; text-indent: 20px;">Há inúmeros mares na superfície da Lua, principalmente na face perpetuamente voltada para a Terra. Além do Mar da Tranqüilidade há o Mar das Chuvas, o Mar das Crises, o Mar de Humboldt, o Mar da Serenidade, o Mar da Fecundidade, etc.</span></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="background-color: black; font-family: inherit; line-height: 32px; text-align: justify; text-indent: 20px;"><br /></span></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="background-color: black; font-family: inherit; line-height: 32px; text-align: justify; text-indent: 20px;">Em contraste com a aparente planicidade dos mares lunares, há grandes montanhas caracterizadas por serem muito escarpadas, geralmente com cumes pontiagudos, revelando que o intemperismo (com exceção ao intemperismo físico, conseqüência das variações térmicas diuturnas) e a erosão não são fenômenos preponderantes na modelagem do relevo. A falta de atmosfera e a conseqüente ausência de ventos e chuvas produzem uma situação ímpar: as montanhas, salvo pequenas alterações, parecem estar preservadas, apresentando-se conservadas desde a época de suas formações. <br /><br />As grandes cordilheiras receberam nomes iguais às marcantes cadeias de montanhas da Terra, como é o caso dos Alpes, dos Apeninos, do Cáucaso, dos Pirineus, etc.</span></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="background-color: black; font-family: inherit; line-height: 32px; text-align: justify; text-indent: 20px;"><br /></span></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="background-color: black; font-family: inherit; line-height: 32px; text-align: justify; text-indent: 20px;">Por fim, há as crateras, estruturas com formas circulares ou elípticas, provenientes principalmente da colisão de corpos celestes das mais variadas dimensões com o solo lunar. Cada cratera representa uma cicatriz, uma marca de um evento catastrófico. Há milhares de crateras na superfície da Lua com diâmetros que variam de alguns milímetros até grandes estruturas com mais de uma centena de km de diâmetro. Além das crateras de impacto, acredita-se que algumas sejam remanescentes de antigos vulcões.</span></div>
<div style="text-align: left;">
<br /></div>
Anonymoushttp://www.blogger.com/profile/01496185619119181572noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-7480418193740316475.post-57021213657689159262016-05-13T12:24:00.001-07:002016-07-15T13:34:07.661-07:00<span style="line-height: 20.79px;"><span style="background-color: black; color: white; font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;">Curva de luz de uma estrela variável, dados extraídos no Observatorio Astronômico Genival Leite Lima (OAGLL).</span></span><br />
<span style="background-color: white; color: #333333; line-height: 20.79px;"><span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;"><br /></span></span>
<br />
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjgKNnLzIoUeQc73UBNgmLnULnEs4_X9NIAZ5X1mjFVF5ubnqRwLQFqpoxg_J4hG-AXe-jguXrNKKDXQTukfrmP73_HkFis2N_V03QQluLjAaPDwwRjsH9XTbnPI9TrguRu7F6vqhsGr60/s1600/Gr%25C3%25A1fico+do+Calc+-+Lucas+%25281%2529.png" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" height="433" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjgKNnLzIoUeQc73UBNgmLnULnEs4_X9NIAZ5X1mjFVF5ubnqRwLQFqpoxg_J4hG-AXe-jguXrNKKDXQTukfrmP73_HkFis2N_V03QQluLjAaPDwwRjsH9XTbnPI9TrguRu7F6vqhsGr60/s640/Gr%25C3%25A1fico+do+Calc+-+Lucas+%25281%2529.png" width="640" /></a></div>
<span style="background-color: white; color: #333333; line-height: 20.79px;"><span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;"><br /></span></span>Anonymoushttp://www.blogger.com/profile/01496185619119181572noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-7480418193740316475.post-59090209350358892452016-05-12T14:38:00.004-07:002016-05-12T14:44:20.453-07:00<div style="text-align: center;">
<span style="font-size: large;"><span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;">Estrelas Variáveis</span></span></div>
<span style="font-size: large;"><br />O que são estrelas variáveis?</span><br />
<br />
<span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;">Durante a SP, a luminosidade das estrelas varia muito pouco e lentamente. Quando a estrela evolui para os estágios subseqüentes, ela passa por fases em que sua luminosidade varia dramáticamente com o tempo, em períodos que duram de algumas horas a alguns anos. Estrelas nessas fases são chamadas<span class="apple-converted-space"> </span><i>variáveis</i>.<o:p></o:p></span><br />
<span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;"><br /></span>
<span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif; font-size: 16px; line-height: 18.4px;">Um tipo importante de estrelas variáveis são as variáveis</span><span class="apple-converted-space" style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif; font-size: 16px; line-height: 18.4px;"> </span><i style="font-family: Georgia, 'Times New Roman', serif; font-size: 16px; line-height: 18.4px;">pulsantes</i><span class="apple-converted-space" style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif; font-size: 16px; line-height: 18.4px;"> </span><span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif; font-size: 16px; line-height: 18.4px;">(nada a ver com pulsares), que são estrelas que apresentam variações em períodos regulares e previsíveis. Dois tipos de variáveis pulsantes são as</span><span class="apple-converted-space" style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif; font-size: 16px; line-height: 18.4px;"> </span><i style="font-family: Georgia, 'Times New Roman', serif; font-size: 16px; line-height: 18.4px;">Cefeidas</i><span class="apple-converted-space" style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif; font-size: 16px; line-height: 18.4px;"> </span><span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif; font-size: 16px; line-height: 18.4px;">e as</span><span class="apple-converted-space" style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif; font-size: 16px; line-height: 18.4px;"> </span><i style="font-family: Georgia, 'Times New Roman', serif; font-size: 16px; line-height: 18.4px;">RR Lyrae</i><span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif; font-size: 16px; line-height: 18.4px;">. Ambas estão na fase de queima de He no núcleo, e no diagrama H-R se localizam acima da SP, numa faixa chamada</span><span class="apple-converted-space" style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif; font-size: 16px; line-height: 18.4px;"> </span><i style="font-family: Georgia, 'Times New Roman', serif; font-size: 16px; line-height: 18.4px;">faixa de instabilidade</i><span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif; font-size: 16px; line-height: 18.4px;">.</span><br />
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="http://astro.if.ufrgs.br/vialac/variaveis.gif" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><span style="color: black;"><img border="0" src="http://astro.if.ufrgs.br/vialac/variaveis.gif" height="320" width="258" /></span></a></div>
<span style="font-size: 12pt; line-height: 18.4px;"><span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;"><br /></span></span>
<span style="font-size: 12pt; line-height: 18.4px;"><span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;"><br /></span></span>
<span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;">As Variáveis Cefeidas têm como protótipo a estrela Delta Cefei, descoberta pelo astrônomo amador inglês John Goodricke, em 1784. São estrela de alta massa, supergigantes de tipo espectral F, G ou K.</span><br />
<div class="p">
</div>
<span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;">As RR Lyrae têm como protótipo a estrela RR na constelação de Lira. São estrelas de baixa massa que ocupam a parte inferior da faixa de instabilidade. Todas têm luminosidades em torno de 100 vezes a luminosidade solar.</span><br />
<div class="p">
</div>
<span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;">As variáveis pulsante Cefeidas e RR Lyrae apresentam uma relação estreita entre sua luminosidade e seu período de variação. No caso das Cefeidas, sua relação Período-Luminosidade foi descoberta em 1908 por Henrietta Leavitt, da Universidade de Harvard.</span><br />
<span style="color: black;"><a href="https://www.blogger.com/null" name="estvar"><span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;"><br /></span></a>
</span><br />
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="http://astro.if.ufrgs.br/vialac/goodricke.gif" imageanchor="1" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><span style="color: black;"><img border="0" src="http://astro.if.ufrgs.br/vialac/goodricke.gif" style="cursor: move;" /></span></a><a href="http://astro.if.ufrgs.br/vialac/leavitt.jpg" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><span style="color: black;"><img border="0" src="http://astro.if.ufrgs.br/vialac/leavitt.jpg" /></span></a></div>
<span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;"><br /></span>
<br />
<div style="text-align: center;">
<div style="text-align: left;">
<span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;">John Goodricke, que descobriu a variabilidade de Delta Cephei em 1784, e Henrietta Swan Leavitt, que</span><br />
<span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;">determinou a relação período-luminosidade das Cefeidas em 1912.</span><br />
<span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;">A importância maior da relação entre o período de pulsação e a luminosidade é que pode-se determinar a distância da estrela medindo seu período de pulsação e sua magnitude aparente.</span></div>
<span style="color: darkred; font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;">
</span></div>
<div class="p">
</div>
<span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;"><br /></span>
<br />
<h3>
<span style="font-weight: normal;"><span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif; font-size: large;">A relação Período-Luminosidade de estrelas variáveis pulsantes</span></span></h3>
<span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;">As estrelas variáveis pulsantes radiais são estrelas cuja luminosidade varia com o tempo, devido a variações no seu tamanho. Elas podem ser reconhecidas facilmente, observando a sua variação em luminosidade, que se dá de maneira muito regular. Dois tipos de variáveis são importantes como indicadores de distância:</span><br />
<ul>
<li><span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;"><b>RR Lyrae:</b> são estrelas evoluídas que estão começando a queimar o hélio no núcleo, muito comuns em aglomerados globulares. Seus períodos de pulsação são pequenos, entre 0,5 e 1 dia, com variações em magnitude menores do que 1 magnitude. Todas têm tipo espectral entre B8 e F2, e magnitude absoluta em torno de M<sub>V</sub> = 0,6 ±0,3. O fato de terem luminosidade conhecida permite que sejam usadas como indicadores de distância para aglomerados globulares.</span></li>
</ul>
<br />
<br />
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="http://astro.if.ufrgs.br/esol/M3movie.gif" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><span style="color: black; font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;"><img border="0" src="http://astro.if.ufrgs.br/esol/M3movie.gif" height="240" width="320" /></span></a></div>
<span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;"><span style="text-align: -webkit-center;">Seqüência de imagens do cúmulo globular M3 durante um dia, mostrando a variabilidade das estrelas RR Lyrae.</span><br style="text-align: -webkit-center;" />©Joel Hartman (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) & Krzysztof Z. Stanek (Ohio State University)</span><br />
<div>
<ul>
<li><span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;"><b>Cefeidas</b>: são supergigantes com tipo espectral entre F e K. Também pulsam de forma regular, mas podem apresentar períodos de pulsação entre 1 e 100 dias, com amplitudes de pulsação entre 0,3 e 3,5 magnitudes.</span></li>
</ul>
</div>
<div>
<br /></div>
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="http://astro.if.ufrgs.br/vialac/M100CphB.jpg" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><span style="color: black;"><img border="0" src="http://astro.if.ufrgs.br/vialac/M100CphB.jpg" height="218" width="320" /></span></a></div>
<div>
<span style="text-align: -webkit-center;"><span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;">Estrela Cefeida na galáxia M100, a 56 milhões de anos-luz, no aglomerado de Virgem. A estrela variável dobra de brilho, passando de magnitude 24,5 para 25,3 em 51,3 dias, fotografada pelo Telescópio Espacial Hubble em 1994. </span></span></div>
<div>
<span style="text-align: -webkit-center;"><span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;"><br /></span></span></div>
<div>
<span style="text-align: -webkit-center;"><span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;"><br /></span></span></div>
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="http://astro.if.ufrgs.br/vialac/deltalc.gif" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><span style="color: black;"><img border="0" src="http://astro.if.ufrgs.br/vialac/deltalc.gif" height="108" width="320" /></span></a></div>
<div>
<span style="text-align: -webkit-center;"><span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;"><br /></span></span></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="color: darkred; font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;">Gráfico da variação de brilho da estrela Delta Cephei, a protótipo da classe das Cefeidas, com o tempo. O período é de 5,366 dias. A estrela fica no bícepes de guerreiro da constelação de Cepheus, mas com latitude de +58°, não é visível do hemisfério sul.</span></div>
<span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;">Elas diferem mais em luminosidade do que as RR Lyrae, podendo ter magnitudes absolutas entre -2 e -6, mas apresentam uma relação muito estreita entre o período de pulsação e a luminosidade, o que permite conhecer sua luminosidade, uma vez conhecido seu período de pulsação. As Cefeidas mais brilhantes têm períodos maiores, por terem raios maiores.</span><br />
<span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;"><br /></span>
<span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;"><br /></span>
<br />
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="http://www.if.ufrgs.br/fis02001/aulas/pulsate.gif" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><span style="color: black;"><img border="0" src="http://www.if.ufrgs.br/fis02001/aulas/pulsate.gif" height="197" width="320" /></span></a></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="text-align: -webkit-center;"><span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;">Em um ciclo de pulsação, a estrela aumenta de raio, esfriando e ficando menos luminosa, para em seguida voltar a contrair, esquentando e ficando mais luminosa.</span></span></div>
<div style="text-align: left;">
<span style="text-align: -webkit-center;"><span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;"><br /></span></span></div>
<span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif; font-size: large;">Por que a estrela pulsa?</span><br />
<br />
<span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;">Durante uma pulsação, a Cefeida quando está com o raio menor e temperatura maior, ioniza o hidrogênio, aumentando o número de partículas e, portanto, aumentando a pressão. O aumento de pressão aumenta o raio, diminuindo a temperatura, recombinando o hidrogênio. Pela redução do número de partículas, a pressão diminui e a estrela se contrai, aumentando a temperatura e recomeçando o ciclo.</span><br />
<span style="font-family: "georgia" , "times new roman" , serif;">As observações indicam que a relação entre a magnitude bolométrica absoluta M<sub>bol</sub> e o período P, em dias, é:</span><br />
<div align="CENTER">
<table align="center" bgcolor="lightyellow" border="1"><tbody>
<tr><td><table align="left" bgcolor="lightyellow"><tbody>
<tr><td align="center" bgcolor="lightyellow" nowrap="">M<sub>bol</sub><sup>Cefeidas</sup> = -3,125 log P - 1,525</td></tr>
</tbody></table>
</td></tr>
</tbody></table>
</div>
<div align="CENTER">
<br />
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Anonymoushttp://www.blogger.com/profile/01496185619119181572noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-7480418193740316475.post-31077555965345332502016-05-12T14:20:00.003-07:002016-05-12T14:20:59.301-07:00<div style="text-align: center;">
<span style="font-family: Georgia, Times New Roman, serif; font-size: large;">Estrelas</span></div>
<span style="font-family: Georgia, Times New Roman, serif; font-size: x-large;"><br /></span>
<span style="font-family: Georgia, Times New Roman, serif;">O que são estrelas?</span><br />
<div style="text-align: left;">
<span style="font-family: Georgia, Times New Roman, serif;"><br /> O filósofo Giordano Bruno, em seu livro "Sobre o Infinito, o Universo e os Mundos", descreve as estrelas como sendo outros "sóis", considerando especulativamente que estas seriam da mesma natureza do sol.</span></div>
<span style="font-family: Georgia, Times New Roman, serif;">Sabemos que desde muito tempo atrás já se imaginava que as estrelas tivessem uma constituição semelhante à do Sol. Entretanto, só pôde ser confirmado experimentalmente com o surgimento da espectroscopia, no século XIX. Contudo, a afirmação de que as estrelas são outros "sóis" só é válido dentro de certos limites, pois, como veremos a seguir, apesa de possuírem características básicas comuns, as estrelas podem apresentar aspectos bastante distintos em relação ao Sol e entre si.<br /> Esquematicamente, podemos considerar que as estrelas apresentam as seguintes características principais:<br /><br />a) São constituídas por elementos químicos variados, com predominância de Hidrogênio e Hélio, que se encontram a altíssimas temperaturas, no estado de plasma.<br />b) Em seu interior ocorrem reações termonucleares que liberam uma grande quantidade de energia radiante.<br />c) Possuem forma praticamente esférica.</span>Anonymoushttp://www.blogger.com/profile/01496185619119181572noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-7480418193740316475.post-82191317197870870392016-04-29T13:16:00.001-07:002016-04-29T13:16:12.426-07:00Título: Fotometria Visual da Estrela R. Carinae 2013-2016<br />
Autores: Lucas Gabriel Barros Acioli Ferreira<br />Instituições: Escola Estadual Professor Afrânio Lages<br /> Observatório Astronômico Genival Leite Lima<br />
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<b>Resumo</b>: Artigo com objetivo de verificar características da R. Carinae. A partir de telescópios e observações conseguimos chegar a dados da estrela.<br /><br /><b>Introdução</b>: "Estrelas são esferas autogravitantes de gás ionizado, cuja fonte de energia é a transmutação de elementos através de reações nucleares." (OLIVEIRA, K.; SARAIRA, M. F. ; 2014, pág. 239).<br /><br />GÁRCIA (1993, p. 11) nos diz que estrelas variáveis são aquelas cujo brilho apresenta variações com o tempo.<br /><br />"R. Carinae é um exemplo característico de variáveis de longo período (LPV)." (NAPOLEÃO, T. A.; 1991).<br /><br /><b>Objetivo: </b>Este artigo tem como objetivo verificar a inter-relação de dados observacionais visuais e a equação de época prevista para a estrela R. Carinae.<br /><br /><b>Metodologia: </b>A partir de telescópios e várias observações, conseguimos chegar a dados da estrela R. Carinae.<br /><br /><b>Conclusão: </b>Chegamos a conclusão de que R. Carinae é uma estrela com cores "variáveis" que pulsa em diversas "tamanhos". E também há diferenças de 5 a 21 dias entre elas.<br /><br /><b>Referências: </b>SARAIVA, Maria de Fátima; OLIVEIRA, Kepler. Astronomia e Astrofísica. V.<br />GARCÍA, Jaime Rubém. Esrellas Variables. V. 1. Buenos Aires, Equipo di Rius. 1988.<br />Anonymoushttp://www.blogger.com/profile/01496185619119181572noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-7480418193740316475.post-29786563824220267542016-04-29T12:55:00.001-07:002016-04-29T12:55:59.263-07:00<span style="font-family: Times, Times New Roman, serif;">Olá, eu sou o Lucas Gabriel, sou de Maceió/AL e tenho 16 anos. Sou estudante do curso de Iniciação Científica à Astronomia (IniCia) no Observatório Genival Leite Lima, aqui em Maceió. O motivo de eu fazer este curso, é pelo fato de aprimorar os meus conhecimentos e também por eu ser apaixonado pelo universo. Estudo na Escola Estadual Professor Afrânio Lages e estou cursando o 2° ano do ensino médio. Estarei aqui postando "tudo" sobre o que rola no IniCia, artigos, atividades, palestras, projetos e etc...</span>Anonymoushttp://www.blogger.com/profile/01496185619119181572noreply@blogger.com0