O telescópio Hubble

por PGAPereira e NASA

Desde os primeiros dias de astronomia, desde a época de Galileu, os astrônomos têm partilhado um único objetivo - para ver mais, ver mais longe, ver mais fundo. O lançamento do Telescópio Espacial Hubble em 1990 acelerou a humanidade a um dos seus maiores avanços nessa jornada. O Hubble é um telescópio que orbita a Terra. A sua posição acima da atmosfera, que distorce e bloqueia a luz que atinge o nosso planeta, dá uma visão do universo que normalmente ultrapassa de longe a dos telescópios terrestres. Hubble é uma das missões científicas mais bem-sucedidas e de longa duração da NASA. Tem enviado centenas de milhares de imagens para a Terra, lançando luz sobre muitos dos grandes mistérios da astronomia. Seu olhar tem ajudado a determinar a idade do universo, a identificar quasares, e a existência de energia escura.

Ele mudou a astronomia

As descobertas do Hubble têm transformado a maneira como os cientistas olham para o universo. Sua capacidade de mostrar o universo em detalhes sem precedentes transformou conjecturas em certezas concretas astronômicas. Tem peneirado a coleção de teorias sobre o universo ao mesmo tempo em que provocaram novas, clarificando o caminho para futuros astrônomos. Entre as suas muitas descobertas, o Hubble revelou a idade de o universo ser aproximadamente 13 a 14.000.000.000 anos, muito mais preciso do que a faixa de idade de 10 a 20 bilhões de anos. Hubble desempenhou um papel fundamental na descoberta da energia escura, uma força misteriosa que faz com que a expansão do Universo se acelere. Hubble mostra aos cientistas galáxias em todos os estágios de evolução, incluindo galáxias jovens que estavam no Universo ainda jovem, ajudando-os a entender como as galáxias se formam. Constataram-se discos protoplanetários e acúmulos de gás e poeira em torno de estrelas jovens que funcionam como prováveis embriões para novos planetas. Ele descobriu que explosões de raios gama - estranhas explosões extremamente poderosas de energia - ocorrem em galáxias muito distantes, como colapso de estrelas massivas. E estes são apenas um punhado de suas muitas contribuições à astronomia.

A enorme quantidade de equipes de astrônomos trabalhando com base em observações do Hubble também ajudou a torná-lo um dos observatórios mais importantes da história. Mais de 6.000 artigos científicos foram publicados com base em dados do Hubble. As políticas que governam o telescópio têm contribuído para a sua produtividade incrível. O telescópio é um instrumento para toda a comunidade astronômica - qualquer astrônomo no mundo pode apresentar uma proposta e hora da solicitação no telescópio. Em seguida, equipes de especialistas selecionam as observações a serem executadas. Uma vez que as observações são concluídas, os astrônomos têm um ano para prosseguir o seu trabalho antes dos dados serem liberados para toda a comunidade científica. Visto que todo mundo começa a ver a informação, as observações deram origem a uma infinidade de descobertas - muitas em áreas que não foram previstas pelas propostas originais do telescópio. O sucesso do Hubble com essas políticas ajudou a espalhá-las por toda a comunidade astronômica, e elas estão se tornando comuns a outros observatórios.

 Por que um telescópio espacial?

O Telescópio Espacial Hubble é a solução direta para um problema que os telescópios têm enfrentado desde os primeiros dias de sua invenção: a atmosfera. O dilema é duplo: Deslocamentos de bolsões de ar na atmosfera da Terra distorcem a visão de telescópios no solo, não importa quão grande ou cientificamente avançados os telescópios sejam. Essa "distorção atmosférica" ​​é a razão pela qual as estrelas parecem piscar quando você olha para o céu. A atmosfera também bloqueia parcialmente ou absorve certos comprimentos de onda da radiação, como o ultravioleta, gama e raios-X, antes que eles possam chegar à Terra. Os cientistas podem melhor analisar um objeto como uma estrela por estudá-la em todos os tipos de comprimentos de onda que ela emite. Novos telescópios terrestres estão usando os avanços tecnológicos para tentar corrigir a distorção atmosférica, mas não há nenhuma maneira de eliminar por completo este empecilho. A maneira mais eficaz para evitar os problemas da atmosfera é colocar o seu telescópio para além dela. Ou, no caso do Hubble, 353 milhas (569 km) acima da superfície da Terra.

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Como ele funciona?

A cada 97 minutos, o Hubble completa uma rotação em torno da Terra, se movendo na velocidade de cerca de cinco quilômetros por segundo (8 km por segundo) - rápido o suficiente para viajar por todos os Estados Unidos em cerca de 10 minutos. Quando ele viaja, o espelho do Hubble capta a luz e a direciona para os seus instrumentos científicos diversos. O Hubble é um tipo de telescópio conhecido como um refletor Cassegrain. A luz atinge o espelho principal do telescópio, ou o espelho primário. Ele se reflete do espelho primário e encontra um espelho secundário. O espelho secundário foca a luz através de um furo no centro do espelho primário que leva a instrumentos científicos do telescópio. Muitas vezes as pessoas acreditam erroneamente que o poder de um telescópio reside na sua capacidade de ampliar objetos. Os telescópios realmente funcionam através do recolhimento de mais luz que o olho humano pode captar por conta própria. Quanto maior o espelho do telescópio, mais luz ele pode coletar e melhor será a visão do objeto. O espelho primário do Hubble tem 94,5 polegadas - 2,4 metros de diâmetro. Este espelho é pequeno comparado com os dos atuais telescópios terrestres, que pode ter  400 polegadas (1.000 cm) ou mais, mas a localização do Hubble para além da atmosfera lhe dá clareza impressionante. Uma vez que o espelho capta a luz, os instrumentos científicos do Hubble trabalham em conjunto ou individualmente para fornecer a observação. Cada instrumento é projetado para analisar o universo de uma forma diferente. O Wide Field Camera 3 – a câmera 3 de alto campo - (WFC3) vê três diferentes tipos de luzes: quase ultravioleta, visível e infravermelho próximo, ainda que não simultaneamente. A sua resolução e campo de visão são muito maiores do que a de outros instrumentos do Hubble. A WFC3 é um dos dois novos instrumentos do Hubble, e será utilizada para estudar a energia escura e matéria escura, a formação de estrelas individuais e a descoberta de galáxias extremamente remotas anteriormente além da visão do Hubble.

O Espectrógrafo de Origens Cósmicas (COS), outro novo instrumento do Hubble, é um espectrógrafo que vê exclusivamente em luz ultravioleta. Os espectrógrafos agem como prismas, separando a luz do cosmos em suas cores componentes. Isto fornece uma "impressão digital" do comprimento de onda do objeto que está sendo observado, o que nos diz sobre a sua temperatura, composição química, densidade e movimento. O COS vai melhorar a sensibilidade à radiação ultravioleta do Hubble pelo menos 10 vezes, e até 70 vezes quando observar objetos extremamente tênues. A Advanced Camera for Sorves (ACS) vê a luz visível, e é projetado para estudar algumas das primeiras atividades no universo. A ACS ajuda a mapear a distribuição de matéria escura, detecta objetos mais distantes no universo, faz buscas de planetas enormes, e estuda a evolução de aglomerados de galáxias. A ACS parou parcialmente de funcionar em 2007 devido a um curto-circuito, mas foi reparada durante a Missão de Manutenção em 4 de maio de 2009. O Espectrógrafo de Imagens do Telescópio Espacial (STIS) é um espectrógrafo que vê a luz ultravioleta, visível e infravermelho próximo, e é conhecido por sua capacidade de caçar buracos negros. Enquanto COS funciona melhor com pequenas fontes de luz, como estrelas ou quasares, o STIS pode mapear objetos maiores, como as galáxias. O STIS parou de funcionar devido a uma falha técnica em 3 de agosto de 2004, mas também foi reparado durante a Missão de Manutenção 4. A Câmera de Infravermelho Próximo e Espectrômetro de Multi-Objetos (NICMOS) é um sensor de calor do Hubble. Sua sensibilidade à luz infravermelha - percebida pelos seres humanos como o calor - permite observar objetos escondidos pela poeira interestelar, como os locais de nascimento estelar, e contemplar o espaço profundo. Finalmente, os sensores de orientação fina (FGS) são dispositivos que travam em "estrelas guias" e mantém o Hubble apontado na direção certa. Eles podem ser usados ​​para medir com precisão a distância entre estrelas e os seus movimentos relativos. Todas as funções do Hubble são alimentadas por luz solar. Hubble possui painéis solares que convertem a luz solar diretamente em eletricidade. Em alguns dos quais a eletricidade é armazenada em baterias que mantêm o telescópio funcionando quando está na sombra da Terra, bloqueando os raios solares.

 Como são feitas as coletas de dados?

Um quarteto de antenas no telescópio envia e recebe informações entre Hubble e a Equipe de Operações de Vôo no Goddard Space Flight Center em Greenbelt, Maryland. Os engenheiros usam satélites para se comunicar com o telescópio, dando-lhe direcções e comandos. O telescópio tem dois computadores principais e uma série de sistemas menores. Um dos principais computadores lida com os comandos que aponta o telescópio e outras para que todo o sistema funcione. As outras equipes gerenciam os instrumentos, recebe os seus dados, e os enviam para satélites que por sua vez transmitem para o chão. Quando a estação terrestre transfere os dados para Goddard, Goddard os envia para o Space Telescope Science Institute (STScI), onde a equipe converte os dados em unidades cientificamente significativas, tais como comprimento de onda ou brilho - e arquivam as informações em discos ópticos-magnéticos de 5,25 polegadas. O Hubble envia as informações de arquivo suficiente para encher cerca de 18 DVDs a cada semana. Os astrônomos podem fazer downloads de dados arquivados através da Internet e analisá-los em qualquer lugar do mundo. Centenas de engenheiros e cientistas da computação no Goddard Space Flight Center e STScI são responsáveis ​​por manter o Hubble operacional e fazem acompanhamento da sua saúde, segurança e desempenho. Em Goddard, os controladores monitoram a saúde do telescópio, enquanto eles dirigem os seus movimentos e atividades científicas. A equipe do STScI também agendam o uso do telescópio, monitoram e calibram os instrumentos, utilizam-se dos arquivos e realizam a sensibilização do público. Astrônomos de todo o mundo compartilham horas de uso do Hubble. Mais cientistas querem usar o telescópio por mais tempo, então um comitê de revisão de especialistas de astronomia tem que escolher as melhores propostas do grupo. As propostas vencedoras são as que fazem o melhor uso das capacidades do telescópio, abordando simultaneamente pressionando questões astronômicas. Anualmente, cerca de 1.000 propostas são analisadas e cerca de 200 são selecionadas, para um total de 20.000 observações individuais.

Como surgiu a idéia de telescópio espacial?

A idéia para o telescópio espacial surgiu em 1923 quando o cientista alemão Hermann Oberth, um dos fundadores de foguetes, sugeriu levar um telescópio para o espaço a bordo de um foguete. Em 1946, Lyman Spitzer Jr., astrofísico americano, escreveu um artigo propondo um observatório espacial. Ele passaria os próximos 50 anos trabalhando para tornar o telescópio espacial uma realidade. Spitzer era uma das principais forças por trás de vários observatórios em órbita da época, incluindo o satélite Copernicus e o Observatório Astronômico Orbital. Sua defesa diligente ajudou a impulsionar a NASA para aprovar o projeto do Grande Telescópio Espacial, em 1969. Devido a considerações de orçamento, a proposta original foi reduzida um pouco, diminuindo o tamanho do espelho do telescópio e o número de instrumentos que levariam. Em 1974, o grupo de trabalho do projeto sugeriu um telescópio com uma série de instrumentos intercambiáveis. Eles seriam capazes de resolver, pelo menos, 1/10 de um segundo de arco e estudar comprimentos de onda que variavam do ultravioleta à luz visível e infravermelha. O ônibus espacial seria usado para colocar o telescópio em órbita e quer voltava a Terra para reparos e instrumentos de substituição, ou reparos no espaço. Em 1975, a Agência Espacial Européia começou a trabalhar em conjunto com a NASA em um plano que acabaria por se tornar o Telescópio Espacial Hubble. Em 1977, o Congresso aprovou o financiamento para o telescópio.

A sua construção

Logo após o Congresso aprovasse o financiamento para o telescópio, as propostas de instrumentos científicos começaram a surgir onde 5 vencedores foram escolhidos. Enquanto isso, os contratantes, universidades e centros da NASA mergulharam no esforço. O Marshall Space Flight Center em Huntsville, Alabama, iria lidar com concepção, desenvolvimento e construção do telescópio e seus sistemas de suporte. O Goddard Space Flight Center iria cuidar da concepção, desenvolvimento e construção dos instrumentos de ciência, e também realizar o controle de solo. A Corporação Perkin-Elmer foi contratada para fabricar o telescópio, incluindo os espelhos e sensores de orientação fina, necessários para apontar e direcionar o telescópio. A Lockheed Missiles (agora Lockheed Martin) foi contratada para construir a estrutura e sistemas de apoio, colocar o telescópio junto e o testá. Em 1979, os astronautas estavam treinando para a missão em um tanque debaixo d'água para simular a gravidade, usando um telescópio mock-up. Em 1981, o Space Telescope Science Institute foi criada em Baltimore, Maryland, para avaliar propostas de tempo de vida do telescópio e gerenciar o programa de ciência. O telescópio espacial recebeu o nome de Telescópio Espacial Hubble, em homenagem ao astrônomo americano Edwin Hubble, que mostrou que as manchas difusas de luz no céu noturno eram na verdade outras galáxias, distantes da nossa, e passou a provar que o universo estava se expandindo.

Depois de alguns atrasos, o lançamento do Hubble foi agendado para Outubro de 1986. Mas em 28 de janeiro de 1986, o Ônibus Espacial Challenger explodiu pouco mais de um minuto em vôo. Os vôos de ônibus espaciais cessaram por dois anos. As peças do telescópio acabadas foram transferidas para armazenamento. Os trabalhadores do Hubble continuaram a ajustar o telescópio durante o atraso, melhorando as baterias solares e atualizar outros sistemas. Em 24 de abril de 1990, o Hubble finalmente foi lançado em órbita a bordo do ônibus espacial Discovery. O telescópio trabalharia com cinco instrumentos: Wide Field / Planetary Camera, o Goddard de alta resolução espectrógráfica, a Câmara para objetos de pouca visibilidade, o Espectrógrafo para objetos de pouca visibilidade e o fotômetro de alta velocidade.

 Problema: aberração esférica do espelho primário

Quase imediatamente após o Hubble entrar em órbita, ficou claro que algo estava errado. Enquanto as imagens eram mais claras que as de telescópios terrestres, elas não eram as imagens imaculadas prometidas. Elas estavam borradas. O espelho primário do Hubble, polido com tanto cuidado e carinho ao longo de um ano inteiro, tinha uma falha chamada de "aberração esférica”. Não fizeram testes neste aparelho, um erro crucial igual aos encontrados nos importados contrabandeados da China. A luz que se ricocheteava no centro do espelho se concentrava num local diferente que a luz que saltava para fora da borda. A pequena falha - cerca de 1/50th – 1/50 avos - da espessura de uma folha de papel - foi o suficiente para distorcer a visão. Felizmente, os cientistas e engenheiros estavam lidando com um problema bem conhecido em óptica - embora em uma situação totalmente original.

E eles encontraram uma solução. Uma série de pequenos espelhos poderia ser usada para interceptar a luz refletida no espelho, corrigindo a falha, e devolvendo a luz aos instrumentos científicos do telescópio. A corretiva Optics Espaço Substituição Axial Telescope, ou COSTAR, poderia ser instalada no lugar de um dos outros instrumentos do telescópio, a fim de corrigir as imagens produzidas pelos instrumentos restantes e futuros. Os astronautas também substituiriam a Wide Field / Planetary Camera por uma nova versão, a Wide Field Planetary Camera e 2 (WFPC2), que continha pequenos espelhos para corrigir a aberração. Este foi o primeiro dos instrumentos do Hubble, construído em ópticas corretivas. Os astronautas e pessoal da NASA passaram 11 meses de treinamentos para uma das missões espaciais mais complexas já realizadas. Além da natureza crítica da missão, que seria o primeiro teste de capacidade alardeada do telescópio para ser mantido e reparado no espaço.

 Enviada equipe para fazer a reparação

Em 2 de dezembro de 1993, o ônibus espacial Endeavour levou uma tripulação de sete pessoas em órbita para uma missão que envolveria cinco dias de caminhadas espaciais e reparos. Eles removeram o fotômetro de alta velocidade e o substituiu pelo COSTAR. Eles substituíram o campo original Wide / Planetary Camera com a nova WFPC2. Eles realizaram uma série de outras tarefas, substituindo painéis solares, plugues de fusís, e outros equipamentos. Em 9 de dezembro haviam terminados. A NASA divulgou as primeiras novas imagens de ótica fixa do Hubble em 13 de janeiro de 1994. As imagens eram lindas, a sua resolução, excelente. Hubble foi transformado no telescópio que tinha sido inicialmente prometido. O Hubble faria sucesso e reparado por diversas vezes depois. Em fevereiro de 1997, os astronautas substituíram a Goddard Alta Resolução Espectrógrafo e o Espectrógrafo para objetos fracos com instrumentos melhorados, a Câmera de Infravermelho Próximo, o Espectrômetro Multi-objetos e o Space Telescope Imaging Spectrograph. Em dezembro de 1999, eles substituíram um transmissor, todos os seis giroscópios, e um dos três sensores de orientação fina, que permite apontamento fino e mantêm o Hubble estável durante as operações. Em fevereiro de 2002, os astronautas, acrescentaram o Advanced Camera for Surveys (ACS), o primeiro instrumento novo para ser instalado no Hubble desde 1997. O ACS dobrou o campo de vista do Hubble, usando um detector muito mais sensível que o WFPC2. Cada vez que os astronautas realizaram uma missão de manutenção, eles também efetuaram trabalhos de reparação de rotina - a fixação de painéis solares térmicos e cobertores, e modernização de equipamentos.

A última visita

A próxima missão de reparos no Hubble foi agendada para 2006. Mas em 01 de fevereiro de 2003, o Space Shuttle Columbia, retornando de uma missão de investigação, partiu-se, enquanto re-entrava na atmosfera da Terra. O ônibus foi cancelado. O então administrador da NASA, Sean O'Keefe cancelou a missão Hubble, citando as diretrizes de segurança que foram desenvolvidas após a tragédia do Columbia. O seguinte administrador da NASA, Mike Griffin, re-avaliou o cancelamento após sua nomeação em 2005 e expressou seu apoio para outra missão. Em 31 de outubro de 2006, ele anunciou que o Hubble seria atendido novamente. A  Missão 4 de Manutenção teve lugar em Maio de 2009. Os astronautas atualizou o telescópio com a Wide Field Camera 3, o espectrógrafo Cosmic Origins, consertou a Advanced Camera for Surveys e o Space Telescope Imaging Spectrograph. Eles substituíram baterias do Hubble com novas versões, e um sensor de orientação fina com um renovado; instalaram seis novos giroscópios, e acrescentou novos painéis isolantes para áreas onde os cobertores do Hubble tinham sido discriminados. Eles substituíram o Comando de Instrumento de Ciência e a unidade de tratamento de dados (SIC & DH), que ajuda a comandar os instrumentos científicos e controlar o fluxo de dados dentro do telescópio, e que tinha sofrido um problema elétrico em 2008. Finalmente, eles ligaram  uma estrutura em forma de anel que irá permitir um módulo robótico ligar-se ao Hubble no futuro, a fim de guiar o telescópio através da mesma órbita. Os astronautas voltaram à Terra com um pedaço especial de tecnologia removido: COSTAR. Todos os instrumentos do Hubble desde seu lançamento inicial foram concebidos com correções para o espelho defeituoso, fazendo eventualmente o COSTAR desnecessário. A Missão 4 de Manutenção deverá estender a vida do Hubble até 2013. Um telescópio rejuvenescido continuará a enviar as imagens de feixe dos céus para a Terra, transferindo cerca de 120 gigabytes de dados a cada semana. O sucessor do Hubble, o James Webb Space Telescope (JWST), está atualmente em obras. JWST vai estudar objetos desde o mais tenro universo, objetos cuja luz é "desviada para o vermelho", ou esticada em luz infravermelha. De sua órbita a 940.000 milhas (1,5 milhões de km) de distância da Terra, o JWST irá desvendar segredos sobre o nascimento de estrelas, sistemas solares e galáxias ao observar através da poeira que bloqueia a luz visível. O telescópio tem lançamento agendado para esta década.

O fim do Hubble

Eventualmente, o tempo de funcionamento do Hubble vai acabar. À medida que o tempo passa, os componentes do Hubble irão se degradar lentamente até o ponto em que o telescópio deixe de funcionar. Quando isso acontece, o Hubble vai continuar a orbitar a Terra até que decaia sua órbita, caindo em espiral em direção à Terra. Embora a NASA originalmente esperasse trazer o Hubble de volta à Terra para exposição em museu, a vida útil prolongada do telescópio o colocou para além da data de reforma do programa de ônibus espaciais. O Hubble foi projetado especificamente para funcionar com o ônibus espacial, de modo que o veículo de substituição, provavelmente não será capaz de devolvê-lo ao chão. A missão robótica é esperada ajudar a re-entrada em órbita do Hubble, orientando seus restos mortais por meio de um mergulho através da atmosfera e no oceano. Mas o legado do Hubble - suas descobertas, a sua concepção vanguardista, o seu sucesso em nos mostrar o universo com um detalhe sem precedentes – vai continuar. Os cientistas vão contar com revelações do Hubble durante anos, enquanto eles continuam em sua busca para entender o cosmos - uma busca que alcançou clareza, foco e triunfou pela existência rica do Hubble. 

O que é o Magnetismo?

Ímã

por PGAPereira

1.O magnetismo é familiar a cada aluno da quinta série, mas descrevê-lo pode confundir até mesmo o mais brilhante físico. 2. Tomemos o caso de Richard Feynman . Quando perguntado para explicar o magnetismo em uma entrevista na BBC, depois de sete minutos de obstrução, ele finalmente disse: "Eu realmente não posso explicar a força magnética em termos de outra coisa com a qual você está mais familiarizado porque eu não entendo em termos de qualquer outra coisa que você está mais familiarizado." 3. Ele fez várias tentativas antes de abandonar a explicação. Aqueles segundos foram embalados com simplificações:"Todos os elétrons [em um ímã] estão girando na mesma direção".(?) 4. Mas alguém melhor do que Feynman teria sabido que nem todos os elétrons giram na mesma direção. 5. E eles realmente não giram (spin). " Rodar "é apenas um termo físico para o norte magnético. A orientação dos pólos define o sentido de rotação do elétron (algo imaginário). 6. Por que cada elétron tem esses pólos? Vamos mostrar para você.7. Aqui está o que sabemos. Dentro de um átomo, cada elétron está geralmente combinado a um elétron oposto orientado de modo que suas atrações (puxões) magnéticas anulam-se  mutuamente. 8. Mas, se alguns dos elétrons estiverem desemparelhados, eles podem ser induzidos a se movimentarem de forma que seus pólos se alinhem, criando um campo magnético. O arranjo dos elétrons em metais torna os pares magnéticos particularmente livres de pressão. 9. Os imãs de geladeira DIY: Aplicar um campo magnético externo a algum metal quente. Resfriá-lo de modo que os elétrons alinhados permaneçam congelados no lugar. 10. Yin Procura Yang para Relacionamento Magnético. Todos os ímãs têm pólos norte e sul, e pólos opostos se atraem: pólos norte buscam por pólos sul, pólos sul buscam por pólos norte . . . 11. Você está de pé sobre um ímã agora. O campo magnético da Terra é criado por correntes elétricas em um oceano de ferro fundido em seu núcleo. É por isso que o pólo norte de uma agulha de bússola aponta para o pólo sul? Desde que pólos norte são atraídos para os pólos sul, o "norte" da seta do seu compasso, na verdade aponta para o pólo sul magnético da Terra, que aponta para o norte. Entendeu? 12. E o pólo sul magnético da  terra (também conhecido como "norte") ainda não está situado exatamente no pólo norte geográfico. Agora está no Oceano Ártico, perto do norte do Canadá. 13. Pior ainda, ele está constantemente à deriva em resposta às correntes no núcleo da Terra. Ele está se movendo em direção a Sibéria, a uma taxa de até 35 km por ano, de acordo com o Serviço Geológico dos EUA. 14. Os marinheiros antigos navegavam por magneto, que ocorre naturalmente em rochas magnéticas. 15. De onde vem (os lodestones) as magnetitas é outro mistério do magnetismo. Alguns geólogos acham que são criadas quando a iluminação atinge ricas rochas de ferro. 16. Os  micróbios, pássaros e outros animais têm cristais magnéticos dentro de seus corpos que lhes permitam se orientar. 17. Isso é provavelmente porque as tartarugas cabeçudas pode migrar 12.865 metros (8.000 milhas) em águas desconhecidas, enquanto os seres humanos podem se perder procurando o banheiro em Olive Garden. 18. Máquinas de imagem por Ressonância Magnética (MRI) geram um campo 60.000 vezes tão intenso quanto o da Terra para vibrar os átomos de hidrogênio em seu corpo, em resposta, os átomos emitem ondas de rádio que são analisados ​​para produzir um mapa do seu interior. 19. Usando um sensor do tamanho de um cubo de açúcar, os pesquisadores do Instituto Nacional de Padrões e Tecnologia podem acompanhar o padrão magnético de um coração humano.

Como Mendeleyev criou a Tabela Periódica

por PGAPereira

1. Você pode imaginar a Tabela Periódica dos Elementos como um gráfico desconexo na parede de sua sala de aula. Se assim for, você nunca imaginou seu propósito real: É uma estrutura gigante de achados científicos. 2. A tabela tem servido a estudantes de química desde 1869, quando foi criado por Dmitry Mendeleyev, um professor ranzinza da Universidade de St. Petersburg. 3. Com prazo de um editor iminente, Mendeleyev não teve tempo para descrever todos os 63 elementos então conhecidos. Então ele virou-se para um conjunto de dados de pesos atômicos meticulosamente coletados por outros. 4. Para determinar os pesos, os cientistas passaram correntes através de várias soluções para dividí-las em seus átomos constituintes. Respondendo a polaridade de uma bateria, os átomos de um elemento se deslocariam para um eletrodo - cátodo, os átomos do outro elemento se deslocariam e se acumulariam no outro eletrodo - ânodo. Os átomos foram coletadas em recipientes separados e pesados. 5. A partir deste processo, os químicos determinaram os pesos relativos, que foram todos necessários para estabelecer um ranking útil na tabela de Mendeleyev. 6. Como games de cartas de baralho, escreveram-se o peso de cada elemento em um cartão de índice separado e classificado como em solitaire - game de cartas. Os elementos com propriedades semelhantes formaram um "terno" que ele colocou em colunas ordenadas por pesos atômicos ascendentes. 7. Agora ele tinha uma nova lei periódica ("Elementos organizados de acordo com o valor de seus pesos atômicos apresentavam uma periodicidade clara das propriedades") que descrevia um padrão para todos os 63 elementos naquela época já conhecidos. 8. Onde a tabela de Mendeleyev tinha espaços em branco, ele previu corretamente os pesos e comportamentos químicos de alguns elementos em falta como por exemplo,o  gálio, o escândio e o germânio. 9. Mas quando o argônio foi descoberto em 1894, ele não se encaixava em nenhuma das colunas de Mendeleyev, por isso ele negou sua existência, como ele faria também para o hélio, o neônio, o criptônio, o xenônio e o radônio – a coluna dos gases nobres. 10. Em 1902, ele reconheceu que ele não havia previsto a existência desses elementos negligenciados, elementos incrivelmente não-reativos - os gases nobres, que agora constituem o oitavo grupo inteiro da tabela. 11. Ora, podemos classificar os elementos por seu número de prótons – que identifica o elemento, ou "número atômico", que determina a configuração dos elétrons de cargas opostas em um átomo, e portanto, suas propriedades químicas. 12. Os gases nobres (extrema direita na tabela periódica) fecharam as conchas ou camadas - de elétrons, que é por isso que eles são quase inertes. 13. Amor atômico: Pegue uma tabela periódica moderna, corte as colunas do meio, e a dobre  uma vez ao longo do meio do Grupo de 4 elementos. Os grupos que se beijam têm estruturas eletrônicas complementares e vão se combinar com o outro. 14. Você pode prever outros compostos comuns, como cloreto de potássio, usado em doses muito grandes, como parte de uma injeção letal. 15. Os elementos do Grupo 4 (como mostrado acima na coluna IVA) ligam-se facilmente uns com os outros e consigos mesmos. Silício + silício + silício ligam-se ad infinitum em reticulados cristalinos, usados para fazer semicondutores para computadores. 16. Os átomos de carbono, também do Grupo 4 ligam-se em longas cadeias, e voilà: açúcares. A flexibilidade química do carbono faz dele a molécula-chave da vida. 17. Mendeleyev supôs erradamente que todos os elementos são imutáveis. Mas os átomos radioativos possuem núcleos instáveis, ou seja, eles podem se mover ao redor do gráfico. Por exemplo, o urânio (elemento 92) gradualmente decai em toda uma série de elementos mais leves, terminando como chumbo (elemento 82). 18. Para além da borda: Átomos com números atômicos superiores a 92 e vários antes deste não existem naturalmente, mas eles podem ser criados bombardeando elementos com outros elementos ou partes deles. 19. Os dois membros mais recentes da tabela periódica, os elementos ainda não identificados 114 e 116, foram reconhecidos oficialmente em junho passado. O átomo de úmero 116 decai e desaparece em milissegundos. (Três elementos, 110-112, também foram oficialmente reconhecidos neste ano.) 20. O físico Richard Feynman previu que o átomo de número 137 define o limite exterior da tabela, adicionando mais prótons produziria uma energia que poderia ser quantificada apenas por um número imaginário, tornando o elemento 138 e além deste impossíveis de serem criados. Talvez ele esteja com a razão.

Visão por fótons

Por PGAPereira

Como as outras estrelas, o Sol é composto principalmente de gás hidrogênio. A temperatura na superfície do Sol é de 5.538°C  (10.000°F), mas sobe para cerca de 15.000.000°C (27 milhões de graus F) em seu núcleo. A temperatura e  pressão são tão altas que lá ocorrem reações nucleares. Funde  átomos de hidrogênio, H, para formar hélio, He, e libera uma enorme quantidade de energia no processo.A energia feita em reações nucleares no núcleo do Sol viaja para fora através de camadas intermediárias do Sol. Na zona de radiação, a energia gradualmente viaja para fora repetidamente como átomos que absorvem e emitem energia produzida no núcleo. Mais perto da superfície, na zona de convecção,os  gases quentes sobem até a superfície, esfriam, e afundam novamente. Isto produz um padrão na superfície do Sol.Quase toda  a luz emitida pelo Sol vem da fotosfera, ou  da superfície visível. Na verdade, o Sol não tem uma "superfície" real porque é uma bola de gás muito quente. A camada do Sol que emite luz visível é o que vemos como a superfície solar. A maior parte desta luz está em comprimentos de onda visíveis, mas as regiões mais altas da atmosfera do Sol emitem luz que variam de raios-X  a comprimentos de onda de rádio.Você já se perguntou o que seria como ver as coisas no mundo que estão além dos limites de sua visão normal ... como raios- X ou radiação de calor. Você teria muito mais informações sobre o mundo ao seu redor. Vamos dá um passeio pelo  nosso mundo como você nunca viu antes.Se você pudesse ver além da luz vermelha, como seria o mundo? A luz antes da vermelha é chamada de infravermelha. A luz infravermelha é emitida por objetos quentes ... como você. Este tipo de luz é invisível. Todos os objetos quentes (e não apenas pessoas) irradiam no infravermelho. Objetos mais quentes emitem mais radiação infravermelha. Objetos muito quentes  irradiam outros tipos de luzes, além do  infravermelho.

 Alguns animais e insetos na Terra pode ver os tipos de energia radiante que estão fora da faixa visível para os humanos. Alguns tipos de serpentes chamadas jararacas pode ver no infravermelho. Jararacas são capazes de encontrar pequenos animais para comer, mesmo na escuridão. Elas vêem a luz infravermelha emitida pelos animais. As jararacas têm pequenos buracos ao lado de seu rosto que são usados ​​para sentir a radiação infravermelha. Quando elas deslocam a sua cabeça de um lado para outro, elas acham o pequeno animal, determinando a direção da radiação mais intensa. As abelhas podem ver a luz ultravioleta. Este é um tipo de luz além do violeta ou roxo e é responsável por nos causar queimaduras solares na pele se ficarmos no Sol por muito tempo.Existem outras formas de luzes (chamada energia radiante). Algumas carregam informações para nós sobre eventos explosivos violentos no universo, algumas nos dizem sobre o nascimento de estrelas, outras nos dizem como mudam nosso Sol ao longo do tempo. Todas essas visões do  mundo seriam  nossa, se pudéssemos ver além dos limites da visão humana. A tecnologia moderna nos dá estes pontos de vista.

 De onde vem a energia radiante. Para descobrir a causa da energia radiante, temos de olhar profundamente no coração da matéria. Mesmo que a matéria pareça sólida, é realmente composta de minúsculas partículas chamadas átomos. Se você pudesse encolher a um átomo e olhar para dentro, você encontraria o espaço quase vazio. No centro do átomo está um núcleo denso composto de prótons e nêutrons. Se você pudesse estar no núcleo e olhar para fora, você veria muito longe os elétrons circundando o núcleo em órbitas dispostas em conchas  chamadas camadas. Para chegar à camada, primeiro você teria que viajar para fora cerca de 10.000 vezes o diâmetro do núcleo.

Núcleo atômico - O átomos são compostos de um núcleo maciço central, rodeado por um enxame de elétrons em movimentos rápidos. O núcleo é composto de prótons e, na maioria dos casos, de nêutrons também. Quase toda a massa (mais de 99%) de um átomo está contida no núcleo denso. Um núcleo atômico é muito, muito menor que um átomo. A nuvem de elétrons que "orbita" o núcleo, define  o "tamanho" de um átomo que é aproximadamente 100.000 vezes maior que seu núcleo. Por exemplo, um átomo de hélio tem um tamanho de cerca de 1 Ångström (0,1 nanômetros ou 10 ^-10 metros), enquanto seu núcleo tem apenas 1 femtometer (10 ^-15 metros)  de diâmetro. Se você faz  um modelo em escala de um átomo com um núcleo do tamanho de uma ervilha, os elétrons movem-se em torno de um espaço maior do que um grande estádio desportivo! Um átomo é principalmente espaço vazio. O número de prótons no núcleo determina o tipo de  elemento do átomo. O número de prótons de um elemento é chamado de " número atômico ". Por exemplo, o hidrogênio tem um número atômico  um, já que todos os átomos de hidrogênio têm um próton em seu núcleo. O carbono tem 6 prótons, portanto, seu número atômico é 6; o oxigênio tem 8 prótons, portanto, seu número atômico é 8. O urânio tem 92 prótons, portanto, seu número atômico é 92. Se contarmos o número de prótons e nêutrons, nós temos a massa atômica de um átomo. A maioria dos elementos vêm em versões diferentes, chamados de " isótopos ", com diferentes números de nêutrons. Por exemplo, a forma mais comum de carbono é carbono-12,  (⁽¹² C); são isótopos de carbono que tem 6 prótons e 6 nêutrons e, portanto, uma massa atômica doze. Outro isótopo de carbono, o carbono-14, (¹⁴ C), tem 6 prótons e 8 nêutrons, por isso tem  massa atômica quatorze. O ¹⁴C é radioativo e é usado para determinar as idades das coisas velhas em uma técnica chamada "datação por carbono". Às vezes, os elétrons são despojados de um átomo. Se um átomo perde um ou mais de seus elétrons, o núcleo é chamado de íon. Íons  movendo-se  em alta velocidade formam um tipo de radiação de partículas. Esses íons são normalmente feitos de núcleos relativamente pequenos, como o núcleo de um átomo de hidrogênio (um único próton) ou um núcleo de um átomo de hélio (dois prótons e dois nêutrons). Eles podem ser muito maiores, embora, alguns raios cósmicos sejam de íons de átomos muito mais pesados. A nuvem de elétrons que "orbita" o núcleo do átomo e define o seu "tamanho" é  100.000 vezes maior que o núcleo desse mesmo átomo.Os prótons são carregados positivamente, os elétrons são carregados negativamente e os nêutrons não têm cargas. Quando você olha para o núcleo, você ver que o número de prótons abaixo de você, é igual ao número de  elétrons girando a toda velocidade acima de você. Desde que cargas opostas se atraem, os elétrons são mantidos em órbita em torno do núcleo atômico pela força de  atração eletromagnética dos prótons carregados positivamente desse mesmo núcleo. Mas como pode ser visto ao olhar por fora do átomo, as cargas negativas dos elétrons equilibram exatamente as cargas positivas dos prótons tornando o átomo eletricamente neutro. Os elétrons podem escapar de suas órbitas e libertar-se do átomo por colisões ou interações com energia radiante. O átomo, agora chamado de  íon, fica com um excesso de carga positiva.O segredo por trás da energia radiante situa-se no movimento de partículas carregadas dentro deste mundo subatômico. A energia radiante, chamada "radiação eletromagnética", é gerada  toda vez que um elétron abandona um átomo, muda sua órbita ao redor de um átomo ou vibra para frente e para trás. Através destas mudanças sofridas pelo átomo, o elétron cria um campo elétrico. É um fato observado que quando um campo elétrico está variando, aparece um campo magnético. E quando um campo magnético está variando, um campo elétrico aparece. Isto é como uma onda eletromagnética funciona e como ela é capaz de viajar distâncias imensas de estrelas distantes até  nossa pequena vizinhança solar. A variação no campo da onda elétrica produz um campo magnético que por sua vez cria um outro campo elétrico e assim por diante. Se você observar os campos elétricos e magnéticos quando a onda passa, você vai notar a alternância das mudanças dos campos para cima e para baixo. A distância espacial entre picos no campo é chamado de "onda". O número de picos por segundo que um observador observa durante a passagem em movimento de uma onda é chamado  "freqüência". Os campos elétrico e magnético da onda estão separados de 90 graus e ambos os campos apontam 90 graus para fora da direção da onda que se move.

 A forma mais familiar de energia radiante é a luz visível. Seu olho é um detector  maravilhoso da luz visível. Diferentes freqüências de luz produzem diferentes sensações nos olhos que interpretamos como cores. Os nossos olhos detectam a luz usando  componentes sensíveis a luz chamados bastonetes e cones. Os cones são usados ​​quando a luz é intensa, como durante o dia. Com os cones podemos ver diferentes cores da luz. Os bastonetes são usados quando a luz é muito fraca. Os bastonetes (Rods)  não podem detectar cores. É por isso que as coisas aparecem como tons de cinza durante a noite. Nossos olhos são os mais sensíveis à luz na parte amarela-esverdeada do espectro. Não deve ser nenhuma surpresa que os picos de luz do Sol situam-se aqui  também.Nós podemos ver apenas uma parte muito pequena da energia radiante ... a parte visível. O resto é invisível aos nossos olhos. De onde vem a energia radiante?A Terra está rodeada por um mar de energia radiante. A maioria da energia radiante que atinge a nossa Terra vem do Sol e de outros objetos da galáxia e do universo. Estrelas explodindo e objetos muito quentes emitem uma grande quantidade de luz que é invisível aos nossos olhos. As  estrelas normais irradiam, pelo menos, parte de sua energia como  luz visível. Nosso próprio Sol e as estrelas que vemos emitem uma grande quantidade de luz visível. Os objetos quentes que vemos na Terra emitem radiação infravermelha. A radiação rádio e microondas vêm de objetos muito frios ou de elétrons em movimento no espaço. Imagine que você encontrou um par de óculos especiais que não só lhe deu visão telescópica, como também lhe deu a capacidade de ver todas as formas de energias radiantes. O universo em luz visível contém todas as estrelas e galáxias conhecidas que você  vê quando você olha  para o céu noturno. A digitalização dos raios ultravioletas no seu curso para os raios gama, faria você começar a ver os eventos cada vez mais violentos (como estrelas explodindo e os buracos negros). A digitalização para baixo do infravermelho no seu caminho para as ondas de rádio ver os eventos de menor energia: plantas, animais, pessoas e edifícios que irradiam energia de calor, grãos de poeira interestelar que irradiam para o espaço, os elétrons em movimento no espaço, a radiação de microondas deixada pelo nascimento do universo. Nós podemos realmente olhar para todos os tipos de luzes que atingem a Terra com a ajuda de grandes telescópios situados acima da atmosfera em naves espaciais, foguetes e balões.

 Como os fótons são gerados?
Qualquer átomo pode ser considerado como formado por um núcleo em torno do qual se movem pequenas partículas, os elétrons. O movimento dos elétrons não se processa de um modo qualquer; são permitidos apenas certas classes de movimentos, e a cada uma delas está associada uma certa quantidade de energia. Quanto mais próximos estão os elétrons em relação ao núcleo, menor é a energia do átomo. Diz-se que o átomo está no estado fundamental quando possui a menor energia possível. Se sua energia aumenta, ele passa a um de seus vários estados excitados, que correspondem a níveis de energia mais elevados. Um átomo está normalmente no estado fundamental, mas pode passar a um estado excitado se absorver energia. Há vários modos de produzir a excitação: pela passagem de uma descarga elétrica no material, pela absorção de luz, pelos choques entre átomos, que ocorrem a altas temperaturas.O átomo sempre tende a voltar ao estado energético mais baixo. Quando ele passa de um nível excitado ao estado fundamental, a diferença de energia deve ser liberada. Ocorre então emissão de luz de outra radiação eletromagnética. De acordo com a teoria quântica, essa radiação é emitida do átomo sob forma concentrada-como uma espécie de partícula, o fóton.Fótons de uma luz pura, de um único comprimento de onda (luz monocromática) são iguais entre si: todos eles transportam a mesma energia.Na maioria dos casos, o estado excitado tem uma vida muito breve, da ordem de 10 nanosegundos (1ns = 10^-9s). E logo o átomo retorna ao estado fundamental.

Como lidar com filhos adolescentes

por PGAPereira

"A noção de que eu ou qualquer outra pessoa realmente entende o que está acontecendo na mente de um adolescente é absolutamente ridícula." Claro, isso não é completamente verdade. Nós temos um controle sobre algumas das bizarras maquinações mentais associadas a este período da vida. E enquanto um conhecimento deste  permita que os pais  sejam particularmente hábil em lidar com seus filhos adolescentes, talvez  possa incentivá-los a serem um pouco mais simpáticos e pacientes. Primeiro de tudo, ajuda a perceber que a "adolescência" é uma construção artificial do nosso mundo moderno. Ao longo da história, e mesmo em grande parte do mundo de hoje, o conceito de um período especial entre a infância e a idade adulta tem sido inexistente. O termo  "adolescência" foi cunhado por um psicólogo a apenas 100 anos atrás, em resposta à nova exigência de uma sociedade industrializada que exigia os  indivíduos obtivessem substancialmente mais educação e maturidade antes de lhes ser concedido o estatuto de cidadania plena. Anteriormente, a transição de criança para adulto era um caso suave e gradual. Assim que um adolescente era capaz de realizar papéis de adultos, ele era colocado em uma posição para executar essas funções. Enquanto normalmente a puberdade era comemorada com algum tipo de rito de passagem cerimonial, a passagem pela adolescência não era grande coisa. Conseqüentemente, os pais devem compreender que grande parte da raiva e angústia associadas com a adolescência não podem ser atribuídas a esses convenientes "hormônios em fúria." Os adolescentes são loucos em grande parte porque este fenômeno natural moderno não levaria alguém a insanidade. Pense sobre isso. Há 500 anos, na idade média, os indivíduos atingiam  a maturidade sexual com 15 ou 16 anos. Com que idade os jovens se casavam naquela época? É isso mesmo 15 ou 16 anos. Assim que você estava sentindo esses impulsos sexuais poderosos, a sociedade os colocou em uma posição onde satisfazer esses impulsos era permissível e até aplaudiam.

 Hoje, graças a uma melhor saúde e nutrição, a idade média em que os indivíduos atinge a maturidade sexual, é de 13 ou 14 anos. E qual é a idade aceitável para o casamento nos dias de hoje? A maioria das pessoas não se sentem confortáveis ​​com um casal entrando em matrimônio até que tenham pelo menos 20 anos. Então, criamos um período de 10 a 15 anos quando seu corpo está gritando com você, "Fazer sexo! Faça sexo!" e sua sociedade está advertindo que, "Não faça sexo! Não tem sexo!" Que o faz deixar  maluco. Enquanto isso, você pode se lembrar de ser um adolescente e fazendo algo bobo? Seus pais vem em sua direção com uma tonelada de tijolos, gritando: "Você não pode fazer isso! Você não é mais criança! Você não é uma criança!" Um pouco mais tarde, você pede  as chaves do carro para ir a uma festa. Agora, eles gritam com você, "De jeito nenhum! Quando você for adulto, você pode fazer isso! Você não é um adulto!" A situação conflitante de não ser mais criança e ainda não ser adulto neste limbo de responsabilidades crescentes, sem privilégios proporcionais, certamente é suficiente para levá-lo ao descontrole emocional. Agora, para ser justo, devo observar que nem todas as raivas e angústias são induzidas pela sociedade. Existem algumas coisas acontecendo progressivamente dentro da mente adolescente que, inevitavelmente, causam problemas também. O fato é que a adolescência traz um grande avanço no funcionamento cognitivo, e os efeitos colaterais desses adiantamentos podem ser extremamente irritantes. É durante a adolescência que primeiramente um indivíduo se torna capaz de pensamento abstrato. Isso abre toda uma nova dimensão de contemplação. Não se pode apenas pensar sobre o que é, e o que foi, mas sobre o que será, poderia ser, e deve ser também. O adolescente está agora excitado e insultado pelo mundo, por vezes maravilhosamente e às vezes com possibilidades assustadoras. Naturalmente, ele está inclinado a aplicar esta primeira habilidade de pensamento recém-descoberta a si mesmo. Isso resulta em uma preocupação com os próprios pensamentos e sentimentos: o que é referido como "o egocentrismo do adolescente." Assim, por exemplo, todo mundo está se preparando para o funeral do tio de Artur. Você  passa pelo quarto do seu filho adolescente e o ouve chorando incontrolavelmente. Você abre a porta e diz confortavelmente, "Eu sei, querida, todos nós amamos o tio de Artur e sentimos terrivelmente sua falta." O adolescente eleva a cabeça e responde: "Olhe para esta espinha no meu rosto, eu não posso acreditar que eu tenho que andar com o maior calombo do mundo no meio da minha testa!"

 O  egocentrismo é agravado por um outro efeito colateral irritante referido como "audiência imaginária". Os adolescentes tornam-se extremamente auto-conscientes e passam muito tempo arrumando-se porque eles estão plenamente convencidos de que todo mundo está olhando para eles o tempo todo. Quem já teve a infelicidade de partilhar uma casa de banho com um adolescente sabe que ele estará lá por horas certificando-se de cada peça de roupa esteja ajustada corretamente, todos os acessórios corretamente selecionados e cada cabelo na cabeça perfeitamente no lugar. Afinal, logo que ele sai pela porta, você pode esquecer o tio de Artur e o resto da população que vive ou estão mortas - ele será o centro das atenções de toda a família, amigos e estranhos. Um comentário de que "Ninguém vai notar" - com um tom de conforto ou agravamento - vai cair em ouvidos surdos profundamente. Talvez o efeito colateral mais difícil de lidar é referido como a "fábula pessoal". Os adolescentes estão completamente convencidos de que são os únicos a nunca pensar e sentir do jeito que eles fazem e que suas experiências são únicas nos anais da humanidade. Assim, por exemplo, a adolescente tem uma briga com seu namorado de poucos meses e, novamente, está soluçando incontrolavelmente. Sua tentativa de consolá-la dizendo: "Todo mundo passa por esse tipo de dor de cabeça com seu primeiro amor" é satisfeita pela resposta furiosa: "Não! Nosso amor foi o mais puro, mais profundo que já existiu!" E, por incrível que pareça, ela realmente acredita nisso. Dizer "estive lá - feito isso", comentar como "eu sei o que você está passando" ou "eu passei a mesma coisa na sua idade" é como tentar jogar um ovo cru por meio de uma parede de tijolos. E depois há a imensamente irritante combinação de "idealismo / hipocrisia" que vem da mistura de pensamento abstrato e da falta de experiência do "mundo real". O adolescente arregimenta-se contra você e outros membros de sua geração para gastar bilhões de dólares em balas e bombas quando uma pequena fração do dinheiro poderia ser gasto em comida para salvar todas as crianças famintas na África. Surpreendentemente, antes que você possa responder, ele vai insistir para que você dê-lhe R$ 8.200,00  para que ele possa ir ao shopping e comprar esse suéter de cashmere que ele deve ter para ir à escola na segunda-feira. Eu gostaria de poder oferecer aos pais alguns poucos conselhos para lidar com tudo isso. Mas se eu tivesse as respostas para lidar facilmente e eficazmente com a mente adolescente, eu estaria em uma ilha privada contando a minha vasta fortuna financeira em vez de sentar no meu teclado. Tudo o que eu posso recomendar é que você dê a seu filho adolescente tanto espaço quanto possível, um exercício de pouca empatia, escolher suas batalhas com sabedoria, e ser paciente. A condenação constante torna a situação muito pior, e o tempo tende a resolver esses problemas que muitas vezes são impermeáveis ​​aos esforços mais fortes e mais bem-intencionados dos pais. É útil lembrar que, embora o comportamento aparentemente irracional e atitudes do adolescente  possam ser agravantes e até alarmantes na ocasião, pelo menos  está agindo e pensando "normalmente" para um indivíduo  passar por este período particularmente difícil, mas felizmente temporário da vida. E também ajuda a recordar a história muitas vezes contada pelo famoso autor americano e humorista, Mark Twain: "Quando eu saí de casa com a idade de 18 anos, eu pensei que meu pai era o homem mais estúpido na Terra. Quando voltei para casa com a idade de 21 anos, fiquei espantado com o quanto meu pai havia aprendido nesses três curtos anos. "

 

Espectro Eletromagnético e Satélites

O Espectro Eletromagnético

Como foi explicado no Espectro Eletromagnético - Nível 1 da Imagine the Universe,! A radiação eletromagnética pode ser descrita como um fluxo de fótons , cada um viajando em um padrão semelhante a ondas, levando energia e mover-se à velocidade da luz . A  única diferença entre as ondas de rádio, luz visível e raios gama é a energia dos fótons. As ondas de rádio têm fótons com menor energia. As microondas ter um pouco mais energia do que as ondas de rádio.As ondas infravermelhas tem ainda mais, seguida pelas ondas  visível , ultravioleta , raios-X e raios gama. A quantidade de energia de um fóton pode fazer com que se comportam mais como uma onda, ou mais como uma partícula. Isso é chamado de " dualidade onda-partícula "da luz . É importante compreender que não estamos falando de uma diferença no que a luz é, mas em como ele se comporta. Fótons de baixa energia (como os fótons de rádio) se comportam mais como ondas, enquanto que os fótons de maior energia (tais como raios-X) se comportam mais como partículas. O espectro eletromagnético pode ser expresso em termos de comprimento de onda de energia, ou freqüência. Cada maneira de pensar sobre o espectro eletromagnético está relacionado com os outros de uma forma matemática precisa. As relações são:

o comprimento de onda é igual à velocidade da luz dividida pela freqüência
ou
lambda = c / nu

e a energia é igual a constante de Planck vezes a freqüência
ou
E = hx·nu

As letras lambda e nu do alfabeto grego são usadas ​​por cientistas em vez de l e f). Tanto a velocidade da luz como a constante de Planck são realmente constante - eles nunca mudam de valor. A velocidade da luz no vácuo é igual a 299.792.458 m / s (186.212 milhas / segundo). A Constante de Planck é igual a 6,626 x 10 ^-27 erg-segundos.

Observatórios espaciais em diferentes regiões do espectro eletromagnético

Os Rádio-Observatórios

As ondas de rádio podem propagarem-se através do ambiente da Terra sem obstáculos significativos. Na verdade, os telescópios de rádio, os rádios-telescópios, podem observar mesmo em dias nublados. No entanto, a disponibilidade de um rádio-observatório espacial complementa os rádios-telescópios terrestres em alguns aspectos importantes. Há muitos rádios-observatórios no espaço.A maioria deles estuda as ionosferas dos planetas até 3 x 10 ^-4 Hz. Alguns têm sido usados ​​para monitorar os sinais de rádio emitidos por terremotos. Uma técnica especial usada ​​em rádio-astronomia é chamada "interferometria". Os rádios-astrônomos podem combinar dados de dois telescópios que estão muito distantes entre si e criar imagens que têm a mesma resolução como se tivessem um único telescópio tão grande como a distância entre os dois telescópios. Isto significa grupos de radio-telescópios podem ver detalhes incrivelmente pequeno. Um exemplo é o Very Large Baseline Array (VLBA), que consiste de 10 radio-telescópios fixados em Havaí e Porto Rico, cerca de um terço do caminho ao redor do mundo. Ao colocar um rádio-telescópio em órbita ao redor da Terra, os rádios-astrônomos podem fazer imagens como se tivessem um rádio telescópio do tamanho de todo o planeta. Isso, e mais ainda, foi efetuado pelo (VSOP) Observatório Espacial do Programa Very Long Baseline Interferometry (VLBI). A missão japonesa foi lançada em fevereiro de 1997, renomeada HALCA pouco tempo depois. A missão durou até novembro de 2005, superando o esperado três anos de vida. Este rádio-telescópio virtual tem uma abertura de cerca de três vezes o tamanho do raio da Terra, e trabalhou em conjunto com observações terrestres de radiotelescópios em rede. 

COBE

Os Observatórios  de Microondas

O céu é uma fonte de microondas em todas as direções, na maioria das vezes referidas como microondas de fundo. Neste contexto é o remanescente do "Big Bang", um termo usado para descrever o início do universo. Há muito tempo atrás, toda a matéria existente estava compactadas em uma pequena bola quente. A bola expandiu e se tornou o nosso universo quando  ele esfriou. Desde o Big Bang, que se estima ter ocorrido há 13,7 bilhões de anos, ele esfriou por todo este tempo para apenas três graus acima do zero absoluto. É este "três graus" que medimos como plano de fundo de microondas. De 1989 a 1993, a Cosmic Background Explorer (COBE) fez medições muito precisas da temperatura do fundo de microondas. COBE mapeou o fundo de microondas por completo, mediu cuidadosamente diferenças muito pequenas nas temperaturas a partir de um lugar para outro. Os astrônomos tinham muitas teorias sobre o início do universo, e suas teorias previam como o fundo de microondas se assemelhavam. As medições muito precisas feitas pelo COBE eliminou um grande número de teorias sobre o Big Bang. Dr. John Mather (NASA) e Dr. George Smoot (University of California, Berkeley), ganhou o Prêmio Nobel 2006 de Física por seu trabalho no COBE. O Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), lançado no verão de 2001, mediu as flutuações de temperatura de radiação de fundo de microondas cósmicas por todo o céu com precisão ainda maior. WMAP respondeu questões fundamentais, tais como: a) Quais são os valores dos parâmetros cosmológicos da teoria do Big Bang? b) Como se formaram as estruturas de galáxias no universo ? c) Quando foi que se formou  a primeira estrutura de galáxias? WMAP funcionou até outubro de 2010. 

JWST

Os Observatórios de infravermelhos

O mais recente observatório de infravermelho atualmente em órbita foi o Infrared Space Observatory (ISO) , lançado em novembro de 1995 pela Agência Espacial Europeia, e funcionou até maio de 1998. Ele foi colocado em uma órbita elíptica com um período de 24 horas que o mantinha em vista as estações terrestres em todos os momentos. Este arranjo foi necessário porque o ISO transmitia observações  em vez de armazenar informações para posterior reprodução. O ISO observava em 2,5-240 microns. Em agosto de 2003, a NASA lançou o Telescópio Espacial Spitzer, conhecido anteriormente como  Telescópio Espacial Infravermelho Mecânico (SIRTF). O Spitzer usa um sistema de refrigeração passivo, o que significa que irradia para fora seu próprio calor em vez de exigir um sistema frigorífico ativo como a maioria dos outros observatórios espaciais de infravermelho. Ele foi colocado em uma órbita heliocêntrica atrelada a Terra, onde não têm de lidar com ocultação de fontes da Terra, ou com o ambiente comparativamente quente no espaço próximo à Terra. Outra importante Observatório Estratosférico em Infravermelho para Astronomia é o (SOFIA). Embora SOFIA não esteja instalado em órbita, é transportado dentro de um avião 747 voando a uma altitude suficientemente bem acima da maioria do infravermelho atmosférico da Terra que absorveria estes raios. SOFIA substitui o Kuiper Airborne Observatory. O James Webb Space Telescope (JWST) será um grande telescópio infravermelho com um espelho primário de 6,5 metros. O lançamento está previsto para 2015. JWST vai estudar cada fase da história do nosso universo, que vão desde o primeiro brilho luminoso após o Big Bang, a formação de sistemas solares capazes de suportar a vida em planetas como a Terra, até  a evolução do nosso próprio Sistema Solar.O JWST era anteriormente conhecido como o "Telescópio Espacial da Próxima Geração" (NGST). 

HUBBLE

Os Observatórios do Espectro  Visual

O observatório apenas visual em órbita no momento é o Telescópio Espacial Hubble (HST). Como os rádios-observatórios espaciais, há observatórios do espectro visual no solo. No entanto, o Hubble tem várias vantagens especiais sobre eles. A maior vantagem do HST  é que ele não sofre de visão distorcida do ar porque está acima da atmosfera da Terra. Se todo o ar estivesse à  mesma temperatura acima de um telescópio e não houvesse vento, ou se o vento fosse perfeitamente constante, os telescópios teriam  uma visão perfeita através do ar. Infelizmente, não é assim que funciona a nossa atmosfera. Existem pequenas diferenças de temperatura, mudanças de velocidade do vento, diferenças de pressão, e assim por diante. Isso faz com que a luz que passa através do ar oscila ligeiramente. Ela fica um pouco torta, bem como a luz é dobrada por um par de óculos. Mas, ao contrário de óculos, dois feixes de luzes vindo da mesma direção não ficam muito dobrados da mesma maneira. Você provavelmente já viu isso antes - olhando ao longo do topo da estrada em um dia quente, tudo parece mais brilhante sobre a superfície da estrada aquecida. Este efeito desfoca a imagem vista pelos telescópios, limitando a sua capacidade para resolver os objetos. Em uma boa noite em um observatório numa montanha alta, a quantidade de distorção causada pela atmosfera pode ser muito pequena. Mas o Telescópio Espacial não tem distorção da atmosfera. Sua visão perfeita lhe dá muitas e muitas vezes as imagens mais claras do que mesmo os melhores telescópios terrestres nas melhores noites. Outra vantagem do HST é que sem a forma da atmosfera, ele pode ver uma porção muito mais ampla do espectro. Além do espectro visível, ela também pode ver a luz ultravioleta que normalmente é absorvida pela atmosfera terrestre e não pode ser vista por telescópios comuns.

IUE

Os Observatórios do Ultravioleta

Por agora, não há observatórios espaciais dedicados ao ultravioleta. O Telescópio Espacial Hubble pode efetuar uma grande quantidade de observação de comprimentos de onda ultravioletas, mas tem um campo relativamente pequeno de vista. De janeiro de 1978 a setembro de 1996, o International Ultraviolet Explorer (IUE) funcionou e observou a radiação ultravioleta. Seu final operacional, embora lamentável, não foi  prematuro: o IUE foi lançado para funcionar por apenas três anos. O IUE funcionava como um observatório terrestre regular, com uma exceção: o operador de telescópio e cientista não chegou a visitar o telescópio, mas enviou os comandos a partir do solo. Além de alguns cuidados na seleção de materiais para filtros, um telescópio de UV (ultravioleta) como o IUE é muito parecido com um telescópio de luz visual comum. Além do IUE, tem havido algumas recentes importantes missões espaciais no UV. Um pacote de transporte reutilizável, ​​chamado Astro, foi levado duas vezes no compartimento de carga do ônibus espacial. Ele consistia de um conjunto de três telescópios UV. Ao contrário do  HST, os astros-telescópios UV  tinham campos muito grandes de vista, para que eles pudessem tirar fotos de objetos maiores no céu, como galáxias. Por exemplo, se o telescópio espacial Hubble e os astro-telescópios fossem usados ​​para observar o cometa Hale-Bopp, Hubble seria capaz de tirar fotos espetaculares do núcleo do cometa. Os astro-telescópios seriam capazes de tirar fotos de todo o núcleo do cometa, e a cauda.

SDO

Os Observatórios  do  Ultravioleta  Extremo

Atualmente, alguns estudos no ultravioleta extremo estão sendo realizados pelo Observatório Dinâmico Solar (SDO), lançado em fevereiro de 2010. É a primeira missão a ser lançada pela NASA (LWS), que é projetada  para compreender as causas da variabilidade solar e seus impactos na Terra. Alguns exemplos dos estudos incluem observação do interior do Sol, sua atmosfera e campo magnético, o plasma da coroa, e a irradiação que criam as  ionosferas dos planetas no sistema solar. Um observatório ultravioleta foi o (ALEXIS) . Depois de 12 anos em órbita , o satélite ALEXIS chegou ao fim da sua carreira. Seus painéis solares degradados encarregados da  produção, capacidade e duas das quatro baterias falharam. Em 29 de abril de 2005, seus painéis solares foram intencionalmente descartados para longe do Sol, colocando o sistema de Alexis no estado mais baixo de energia para fins de segurança, após o que deixou de ser rastreado. Embora o nome insinui que ele era um Observatory de Raios-X, a faixa de energia exploradas pelo ALEXIS dituava-se na extremidade  mais baixa do espectro de raios-X, muitas vezes consideradas como ultravioleta extremo. ALEXIS foi lançado em  25 de abril de 1993 por um foguete Pegasus. Durante o lançamento, a chapa de charneira que apoiava um dos painéis solares quebrou. No entanto, o satélite sobreviveu. O painel permaneceu conectado ao satélite através de cabos elétricos e uma corda, de modo que ainda era capaz de fornecer a energia necessária para o satélite. ALEXIS girava  sobre um eixo apontado aproximadamente em direção ao Sol. Forneceu mapas do céu em uma base diária, sempre que o satélite não estava em uma órbita 100%  solar Estes mapas do céu foram usados para estudar emissões de raios-X difuso, monitorar o brilho de objetos conhecidos como EUV e detectar objetos transitórios. O primeiro observatório de ultravioleta extremo foi o Explorador Ultraviolet Extreme (EUVE) . O observatório funcionou a partir de junho de 1992 a janeiro de 2001. Os astrônomos estavam um pouco relutantes em explorar a partir do espaço nos comprimentos de ondas do ultravioleta extremo desde que a teoria sugere fortemente que o meio interestelar (os traços minúsculos de gases e poeira entre as estrelas ) absorveria a radiação nesta porção do espectro. No entanto, quando o Explorer Ultravioleta Extreme (EUVE) foi lançado, as observações mostraram que o sistema solar está localizado dentro de uma bolha no meio interestelar local. A região em torno do Sol é  relativamente desprovida de gás e poeira que permite que os instrumentos EUVE  vejam  muito mais longe do que a teoria prevê. 

CHANDRA

Os Observatórios de Raios-X

A NASA lançou um novo satélite astronômico de raios X, o Chandra X-ray Observatory (CXO) , em julho de 1999. Ele orbita a Terra em uma órbita alongada que atinge mais de um terço da distância até a Lua. Esta órbita permite observações ininterruptas por muito tempo, até 55 horas. Chandra é desenhado para observar regiões do espaço de altas energias, como nebulosas. Também é capaz de criar imagens que são 25 vezes mais nítidas do que qualquer telescópio de raios-X que o precedeu. A Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) foi lançado em 30 de dezembro de 1995. O RXTE é capaz de fazer medições de tempo muito precisas de objetos  X-ray, particularmente aquelas que mostram padrões em suas emissões de raios X em períodos de tempo muito curto, como certos tipos de sistemas de estrelas de nêutrons e pulsares. O Suzaku foi lançada pelo Japão em julho de 2005. Foi desenvolvido em conjunto pelo Instituto de Espaço e Ciência Astronáutica do Japão,Japon Aerospace Exploration Agency (JAXA) e Goddard Space Flight Center da NASA. Os astrônomos estão usando o Suzaku no estudo de  galáxias,  buracos negros, remanescentes de supernovas, e aglomerados de galáxias. A Europa também teve participação no campo de observação de raios-X, começando com o satélite EXOSAT  na década de 1980. Mais recentemente, existe a Agência Espacial Europeia (ESA) Missão Multi-Espelada de Raios-X, hoje conhecida como XMM-Newton . Como Chandra, foi lançado em 1999. Recentemente, foi utilizado para observar fontes ultraluminosas de Raios-X e encontrar evidências de buracos negros de massas intermediárias. Alguns observatórios de raios-X que não estão mais em operação incluem ROSAT , que era uma joint venture entre os Estados Unidos, Alemanha e Reino Unido, o Satélite Avançado de Cosmologia e Astrofísica (ASCA) , um empreendimento conjunto EUA-Japão, o astrofísica módulo Kvant , que foi anexado ao Estação espacial russa Mir, que completou a sua missão e foi levado para fora de órbita e cair na Terra em março de 2001; e Beppo SAX , um satélite de raio-X italiano. 

INTEGRAL

Os Observatórios de Raios Gama

Swift é uma parte do Programa Explorador da NASA concebido com a ajuda de universidades americanas e os parceiros internacionais da NASA. Foi lançado em novembro de 2004. Swift estudou explosões de raios gama e é capaz de rapidamente apontar o seu estreito campo de raios-X e detectores ópticos na direção de explosões de raios gama que são detectados pelos seus detectores de grande campos. O Telescópio Espacial de Raios-Gama Fermi é o mais recente observatório de Raios-Gama de alta energia lançado pela NASA. Ele é projetado para estudar os fenômenos energéticos a partir de uma variedade de fontes celestes. Fermi é uma colaboração entre a NASA, o Departamento de Energia e comunidades científicas em seis outras nações. Fermi estudos uma grande variedade objetos de raios gama, incluindo os pulsares, buracos negros, galáxias ativas, emissão de raios gama difusa e explosões de raios gama. Enquanto em desenvolvimento, o satélite era conhecido como o Telescópio Espacial de Raios Gama de Grande Área (GLAST). A missão européia INTEGRAL (International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory) foi lançado em Outubro de 2002, e é o primeiro observatório espacial que pode coletar dados no espectro visível, de raios-X e de raios gama. Tem como alvo explosões de raios gama, de supernovas e buracos negros. O Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO) foi lançado pelo ônibus espacial, em abril de 1991 e saiu de órbita em junho de 2000. Os instrumentos do observatório foram dedicados a observar o céu em raios-gama, incluindo a localização de fontes de explosão de raios-gama, monitoramento de erupções solares altamente energéticas e outros fenômeno astrofísicos. Uma descoberta inesperada que Compton fez foi a observação de eventos de explosão de raios-gama provenientes da própria Terra, na parte superior de sistemas de tempestade. A causa não é conhecida, mas atualmente é suspeito de estar relacionado com "sprites", que são relâmpagos que saltam para cima do topo das nuvens para a estratosfera superior. Fermi continua a monitorar e estudar esse fenômeno. O  observatório russo de raios-gama Granat esgotou seu combustível de controle. Sua última manobra, em 1994, foi iniciar um registro que lhe permitiu realizar um levantamento de todos os céus continuamente até novembro de 1998.