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A IMPORTÂNCIA DA ÁGUA

A água é fundamental para o planeta. Nela, surgiram as primeiras formas de vida, e a partir dessas, originaram-se as formas terrestres, que somente conseguiram sobreviver na medida em que puderam desenvolver mecanismos fisiológicos que lhes permitiram retirar água do meio e retê-la em seus próprios organismos. A evolução dos seres vivos sempre foi dependente da água.

A água é o mais crítico e importante elemento para a vida humana. Compõe de 60 a 70% do nosso peso corporal, regula a nossa temperatura interna e é essencial para todas as funções orgânicas. Em média, nosso rganismo precisa de 4 litros de água por dia. A água também é usada para preparar mamadeiras, comidas e sucos. Por isso temos que garantir uma água segura, com qualidade, pura e cristalina.

Existe uma falsa idéia de que os recursos hídricos são infinitos. Realmente há muita água no planeta, mas menos de 3 % da água do mundo é doce, da qual mais de 99% apresenta-se congelada nas regiões polares ou em rios e lagos subterrâneos, o que dificulta sua utilização pelo Homem.

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A IMPORTÂNCIA DA ÁGUA A água é fundamental para o planeta. Nela, surgiram as primeiras formas de vida, e a partir dessas, originaram-se as formas terrestres, que somente conseguiram sobreviver na medida em que puderam desenvolver mecanismos fisiológicos que lhes permitiram retirar água do meio e retê-la em seus próprios organismos.

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A Importância da Água para os seres vivos e para o Planeta/ A importância da Água para o ser humano

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A água é essencial à vida: garante a existência dos seres humanos, a biodiversidade e o equilíbrio dos ecossistemas. Para além de garantir a subsistência, a água tem um papel essencial na qualidade de vida da população por ser indispensável às atividades económicas, sejam serviços (hotelaria, construção civil, por exemplo) ou produtos (papel, roupa, entre outros).

No planeta a água existe no gelo das calotes polares, no vapor que circula na atmosfera e no estado líquido nos rios, lagos, mares e massas de água subterrâneas. O ciclo hidrológico - a circulação da água entre a atmosfera e o globo terrestre - está sujeito a pressões externas, como a poluição, o uso excessivo, a introdução de espécies exóticas e até alterações físicas, como alterações de caudal.

Por isso, para garantir - atualmente e para as gerações futuras - a disponibilidade de água com qualidade e em quantidade, é preciso planear e gerir os seus usos e monitorizar o seu estado.

Em Portugal a gestão dos recursos hídricos - águas superficiais e subterrâneas - tem os seguintes princípios: o acesso de todos à água, a sua proteção como bem ambiental e a sua utilização eficiente, enquanto recurso escasso. Na aplicação destes princípios, o utilizador, através de taxas, tem um papel na compensação do uso da água.

O papel da APA, enquanto Autoridade Nacional da Água, é definir políticas e instrumentos de gestão que assegurem a aplicação destes princípios. Este papel é partilhado com outras entidades - como a ERSAR (Entidade Reguladora dos Serviços de Água e Resíduos) - que regula o abastecimento de água para consumo humano e o saneamento de águas residuais urbanas.

A gestão das regiões hidrográficas é materializada no terreno através de serviços desconcentrados no território: as Administrações de Região Hidrográfica do Norte, Centro, Tejo e Oeste, Alentejo e Algarve.

Com vista a assegurar uma gestão sustentável da água e a proteção dos recursos hídricos, a APA desenvolve um vasto conjunto de atividades que incluem a definição e execução da política nacional de recursos hídricos, o planeamento e ordenamento destes recursos e do território associado , o licenciamento da sua utilização e respetiva fiscalização, a promoção do uso eficiente da água, a implementação de programas de monitorização e a aplicação da taxa derecursos hídricos.

Para além disso, a APA trabalha na prevenção e gestão de situações de seca e de cheias, definindo planos e coordenando a adoção de medidas excecionais em situações extremas.

Como Autoridade Nacional de Segurança de Barragens, a APA tem ainda a responsabilidade de promover e fiscalizar o cumprimento do Regulamento de Segurança de Barragens, desde a fase de projeto à fase de exploração.

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Mensagem da Diretora do Departamento de Recursos Hídricos

A água é essencial à vida: garante a existência dos seres humanos, a biodiversidade e o equilíbrio dos ecossistemas. Para além de garantir a subsistência, a água tem um papel essencial na qualidade de vida da população por ser indispensável às atividades económicas, sejam serviços (hotelaria, construção civil, por exemplo) ou produtos (papel, roupa, entre outros).

No planeta a água existe no gelo das calotes polares, no vapor que circula na atmosfera e no estado líquido nos rios, lagos, mares e massas de água subterrâneas. O ciclo hidrológico - a circulação da água entre a atmosfera e o globo terrestre - está sujeito a pressões externas, como a poluição, o uso excessivo, a introdução de espécies exóticas e até alterações físicas, como alterações de caudal.

Por isso, para garantir - atualmente e para as gerações futuras - a disponibilidade de água com qualidade e em quantidade, é preciso planear e gerir os seus usos e monitorizar o seu estado.

Em Portugal a gestão dos recursos hídricos - águas superficiais e subterrâneas - tem os seguintes princípios: o acesso de todos à água, a sua proteção como bem ambiental e a sua utilização eficiente, enquanto recurso escasso. Na aplicação destes princípios, o utilizador, através de taxas, tem um papel na compensação do uso da água.

O papel da APA, enquanto Autoridade Nacional da Água, é definir políticas e instrumentos de gestão que assegurem a aplicação destes princípios. Este papel é partilhado com outras entidades - como a ERSAR (Entidade Reguladora dos Serviços de Água e Resíduos) - que regula o abastecimento de água para consumo humano e o saneamento de águas residuais urbanas.

A gestão das regiões hidrográficas é materializada no terreno através de serviços desconcentrados no território: as Administrações de Região Hidrográfica do Norte, Centro, Tejo e Oeste, Alentejo e Algarve.

Com vista a assegurar uma gestão sustentável da água e a proteção dos recursos hídricos, a APA desenvolve um vasto conjunto de atividades que incluem a definição e execução da política nacional de recursos hídricos, o planeamento e ordenamento destes recursos e do território associado , o licenciamento da sua utilização e respetiva fiscalização, a promoção do uso eficiente da água, a implementação de programas de monitorização e a aplicação da taxa derecursos hídricos.

Para além disso, a APA trabalha na prevenção e gestão de situações de seca e de cheias, definindo planos e coordenando a adoção de medidas excecionais em situações extremas.

Como Autoridade Nacional de Segurança de Barragens, a APA tem ainda a responsabilidade de promover e fiscalizar o cumprimento do Regulamento de Segurança de Barragens, desde a fase de projeto à fase de exploração.

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Mensagem da Diretora do Departamento de Recursos Hídricos

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A Agência Portuguesa do Ambiente é a entidade responsável pela implementação das políticas de ambiente em Portugal

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O efeito estufa é um fenômeno natural ocasionado pela concentração de gases na atmosfera, os quais formam uma camada que permite a passagem dos raios solares e a absorção de calor.

Esse processo é responsável por manter a Terra em uma temperatura adequada, garantido o calor necessário. Sem ele, certamente nosso planeta seria muito frio e a sobrevivência dos seres vivos seria afetada.

Como ocorre o efeito estufa?

Quando os raios solares atingem a superfície terrestre, devido à camada de gases de efeito estufa, em torno de 50% deles ficam retidos na atmosfera. A outra parte, atinge a superfície terrestre, aquecendo-a e irradiando calor.

Os gases de efeito estufa podem ser comparados a isolantes, pois absorvem parte da energia irradiada pela Terra.

O que acontece é que nas últimas décadas a liberação de gases de efeito estufa, em virtude de atividades humanas, aumentou consideravelmente.

Com esse acúmulo de gases, mais quantidade de calor está sendo retida na atmosfera, resultando no aumento de temperatura. Essa situação dá origem ao aquecimento global.

Desenho de como ocorre o efeito estufa

Para termos uma ideia, o efeito estufa pode ser comparado ao que ocorre no interior de um veículo estacionado, com os vidros fechados e recebendo diretamente a luz solar. Apesar do vidro permitir a passagem da luz solar, ele impede a saída do calor, aumentando a temperatura em seu interior.

Gases de Efeito Estufa

Gases de efeito estufa

Os principais gases de efeito estufa são:

Vapor de água (H₂O): encontrado em suspensão na atmosfera.

Monóxido de Carbono (CO): gás incolor, inflamável, inodoro, tóxico, produzido pela queima em condições de pouco oxigênio e pela alta temperatura do carvão ou outros materiais ricos em carbono, como os derivados do petróleo.

Dióxido de Carbono (CO₂): expelido pela queima de combustíveis utilizados em veículos automotores à base de petróleo e gás, da queima de carvão mineral nas indústrias, e da queima das florestas.

Clorofluorcarbonos (CFC): composto formado por carbono, cloro e flúor, proveniente dos aerossóis e do sistema de refrigeração.

Óxido de Nitrogênio (NxOx): conjunto de compostos formados pela combinação de oxigênio com o nitrogênio. É usado em motores de combustão interna, fornos, estufas, caldeiras, incineradores, pela indústria química e pela indústria de explosivos.

Dióxido de Enxofre (SO₂): é um gás denso, incolor, não inflamável, altamente tóxico, formado por oxigênio e enxofre. É usado na indústria, principalmente na produção de ácido sulfúrico e também é expelido pelos vulcões.

Metano(CH₄): gás incolor, inodoro e se inalado é tóxico. É expelido pelo gado, ou seja, na digestão dos animais herbívoros, decomposição de lixo orgânico, extração de combustíveis, dentre outros.

Saiba mais sobre os gases do efeito estufa.

Quais as causas do efeito estufa?

Como vimos, o efeito estufa é um fenômeno natural, mas é intensificado devido à crescente queima dos combustíveis fósseis que representam a base da industrialização e de muitas atividades humanas.

As queimadas nas florestas para transformar suas áreas em plantação, criação de gado e pastagens, também colaboram para o aumento do efeito estufa.

Efeito estufa e Aquecimento global

A consequência da intensificação do efeito estufa na atmosfera é o aquecimento global.

Segundo pesquisas científicas, a temperatura média da Terra, nos últimos cem anos, sofreu uma elevação de cerca 0,5 ºC. Se a atual taxa de poluição atmosférica seguir na mesma proporção, estima-se que entre os anos de 2025 e 2050, a temperatura apresentará um aumento de 2,5 a 5 ºC.

As consequências do efeito estufa serão as seguintes:

Derretimento de grandes massas de gelo das regiões polares, ocasionando o aumento do nível do mar. Isso poderá levar a submersão de cidades litorâneas, forçando a migração de pessoas.

Aumento de casos de desastres naturais como inundações, tempestades e furacões.

Extinção de espécies.

Desertificação de áreas naturais.

Episódios mais frequentes de secas.

As mudanças climáticas podem ainda afetar a produção de alimentos, pois muitas áreas produtivas podem ser afetadas.

Outro problema associado à presença de gases poluentes na atmosfera é a chuva ácida. Ela resulta da quantidade exagerada de produtos da queima de combustíveis fósseis liberados na atmosfera, em consequência das atividades humanas.

Conheça mais sobre as relações e diferenças entre o Efeito Estufa e Aquecimento Global.

Como evitar o efeito estufa?

Para alertar sobre a situação do efeito estufa e do aquecimento global, diversos países, entre eles o Brasil, assinaram o Protocolo de Kyoto, em 1997.

Antes disso, foi assinado em 1987 o Protocolo de Montreal. O intuito principal é a redução da emissão de produtos que causam danos à camada de ozônio.

Algumas dicas de ações individuais e coletivas também contribuem para redução do efeito estufa, são elas:

Realizar pequenos trajetos a pé ou de bicicleta;

Dar preferência ao transporte coletivo;

Utilizar produtos recicláveis;

Economizar energia elétrica;

Realizar coleta seletiva;

Reduzir o consumo de carne bovina e suína;

Fazer compostagem do material orgânico.

Para saber mais, leia também

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Efeito estufa: resumo, o que é, causas e consequências

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O efeito estufa é um fenômeno natural ocasionado pela concentração de gases na atmosfera, os quais formam uma camada que permite a passagem dos raios solares e a absorção de calor. Esse processo é responsável por manter a Terra em uma temperatura adequada, garantido o calor necessário. Sem...

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O campo magnético da Terra é o campo magnético que está ao redor e dentro da superfície terrestre, sendo formado devido à alta temperatura, às correntes de convecção e ao efeito coriolis no núcleo exterior do planeta. Ele é composto por um polo sul magnético e o polo norte magnético.
Leia também: O que é campo elétrico?
Tópicos deste artigo

Resumo sobre o campo magnético da Terra

É o campo magnético que existe no interior e exterior da Terra e que faz com ela seja como um grande ímã.

É formado devido à alta temperatura do núcleo terrestre, às correntes de convecção e ao efeito coriolis.

É composto por dois polos magnéticos, que estão em direções opostas aos polos geográficos.

Enquanto o polo sul magnético se localiza no Polo Norte geográfico, o polo norte magnético se localiza no Polo Sul geográfico.

O campo magnético terrestre permitiu o desenvolvimetno das bússolas.

Enquanto o polo norte da bússola aponta para o Polo Norte geográfico, o polo sul da bússola aponta para o Polo Sul geográfico.

O campo magnético terrestre protege a Terra contra partículas vindas dos ventos solares.

É importante para proteção da vida e a comunição entre os humanos.

Quando as partículas solares interagem com o campo magnético terrestre, elas formam a aurora boreal e aurora austral.

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O que é o campo magnético da Terra?

Também chamado de campo geomagnético, o campo magnético da Terra está presente no interior e exterior do nosso planeta, fazendo com que ele se comporte como um imã. A intensidade do campo magnético na superfície terrestre varia entre 25 e 65 microtesla, já a sua orientação local varia de acordo com sua declinação e inclinação.

Ao longo do tempo, alguns planetas acabam perdendo ou diminuindo consideravelmente a capacidade de produzir o campo magnético, ficando vulneráveis à radiação solar, como é o caso do planeta Marte.

O campo magnético terrestre foi descrito pelo físico e médico William Gilbert (1544-1603) por meio de um imã esférico, que servia de modelo para representar a Terra, chamado de terrella.

Como é formado o campo magnético da Terra?

De acordo com a teoria do geodínamo, o campo magnético da Terra é formado devido à alta temperatura do núcleo terrestre, às correntes de convecção e ao efeito coriolis.

No interior da Terra, temos um núcleo, dividido em interior e exterior, que, por estar em alta temperatura, faz com que os átomos de ferro e de outros metais que o constituem sejam ionizados, e, ao se movimentarem, ocorre a criação do campo magnético do planeta.

Só que no núcleo interior quase não existe espaço para que os átomos se movimentem, devido a sua alta temperatura e pressão. No entanto, no núcleo exterior, que está com temperatura e pressão mais baixas se comparadas às do núcleo interior, os átomos têm mais espaço e conseguem se moverpor meio do processo de propagação de calor conhecido como convecção, que faz com que os átomos de ferro mais quentes subam e os átomos de ferro mais frios desçam, ocasionado a criação de um campo magnético estável.

Representação das camadas da Terra.

Contudo, se só existissem as correntes de convecção, os campos magnéticos acabariam se anulando, então, para evitar isso, surge o efeito coriolis, que guia a orientação dos ciclones, girando no sentido horário no Hemisfério Sul e no sentido anti-horário no Hemisfério Norte, e que, devido à rotação da Terra, forma redemoinhos de ferro ionizado, que evitam que o campo magnético se anule. Sem o efeito coriolis, não existiriam polo sul, polo norte e, portanto, campo magnético.

Localização dos polos magnéticos da Terra

A Terra apresenta dois polos magnéticos, que, ao longo dos tempos geológicos, vêm se alterando lentamente, de modo que enquanto o polo sul magnético está localizado no Polo Norte geográfico, o polo norte magnético está localizado no Polo Sul geográfico, como podemos observar na imagem abaixo:

Polos magnéticos e polos geográficos da Terra.

A bússola possui uma agulha imantada (magnetizada), que, ao se alinhar com o campo magnético terrestre, aponta a localização do Polo Norte e Polo Sul geográficos, com o polo norte da agulha indicando para o Polo Norte geográfico, e o polo sul da agulha indicando para o Polo Sul geográfico.

Qual a função do campo magnético da Terra?

O campo magnético da Terra tem a função de desviar as partículas carregadas em velocidades próximas à da luz proveniente dos ventos solares, já que, ao alcançarem o campo magnético terrestre, essas partículas são ionizadas e ricocheteadas.

Veja também: Força magnética - o resultado da interação entre dois corpos dotados de propriedades magnéticas

Importância do campo magnético da Terra

O campo magnético da Terra é de suma importância para a manutenção da vida e da comunição terrestres, já que ele consegue evitar a entrada das partículas solares, as quais, caso não fossem desviadas por ele, danificariam a camada de ozônio, desprotegendo a Terra da radiação ultravioleta e dificultando a comunicação através das ondas de rádio, televisão, internet, entre outros.

Além disso, diversos animais migram ou orientam as suas necessidades com base no campo magnético da Terra, como os pombos, as vacas e os cachorros, que o sentem.

Ele também permitiu a invenção das bússolas, ferramentas de localização espacial que, no passado, contribuiram para a expansão marítima.

Aurora boreal no norte da Noruega.

O campo magnético também influencia na ocorrência das aurora boreal, aurora austral e aurora polar, pois, graças à sua interação com as partículas solares, esses fenômenos luminosos são formados e vistos nos hemisférios Norte e Sul da Terra, além da região polar.

Por Pâmella Raphaella Melo
Professora de Física

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Campo magnético da Terra: o que é, função - Brasil Escola

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O campo magnético da Terra é o campo magnético que está ao redor e dentro da superfície terrestre, sendo formado devido à alta temperatura, às correntes de convecção e ao efeito coriolis no núcleo exterior do planeta. Ele é composto por um polo sul magnético e o polo norte magnético.

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A existência e manutenção da grande diversidade de seres vivos é consequência das condições excepcionais existentes na Terra. Entre essas condições destacam-se as seguintes: -Distância ideal da Terra ao Sol.
O Sol dista da Terra cerca de 144 milhões de km. Um raio de Sol leva 8 minutos a chegar à Terra.

A Terra está a uma distância ideal do Sol. Nem demasiado perto, como Mercúrio, permitindo assim, a Terra ter atmosfera, nem demasiado longe, permitindo à Terra ter temperaturas (média 22ºC) ideais para a existência de vida.
A existência da camada de que filtra os raios e de uma ozono Atmosfera com oxigénio e dióxido de Carbono
A temperatura média da Terra anda na ordem dos 22ºC. Esta temperatura, deve-se em parte, à distância ideal entre Terra e Sol mas também à existência de um atmosfera filtradora, rica em oxigénio e dióxido de carbono *e de uma camada protectora dos raios ultravioletas do Sol, a camada do

* Vénus é um planeta com atmosfera que absorve os raios do Sol e não permite que estes saiam do planeta, fazendo o efeito de estufa (Vénus está cada vez mais quente). Na verdade Vénus é o segundo planeta mais perto do Sol, no entanto, como sabes, é o planeta mais quente do S.Solar. Este facto está relacionado com a existência de determinados gases tóxicos, como dióxido de carbono e vapores de enxofre. Pensa-se que a atmosfera primitiva da Terra era muito semelhante à atmosfera actual de Vénus. Pensa-se também que a continuar com o aumento do nível de poluição, a atmosfera da Terra voltará a ser como dantes, o mesmo é dizer que se o homem continuar com as mesmas atitudes perante o ambiente, a vida na Terra será insustentável.

A existência de uma atmosfera rica em dióxido de carbono e de oxigénio, está relacionada com a fotossíntese. Este fenómeno é realizado pelas plantas verdes. As plantas absorvem dióxido de carbono e libertam oxigénio que vai ser utilizado, para a própria respiração das tais plantas e dos restantes seres (nem todos os seres respiram oxigénio).

A existência de substâncias químicas que permitem a reprodução e adaptação dos seres vivos a vários ambientes.

Com toda a certeza já deves ter pensado qual será a diferença entre seres vivos e inanimados. A diferença está exactamente nestas substâncias orgânicas e na sua organização e são exclusivas dos seres vivos.

Estamos a falar de substâncias que já ouviste falar em anos anteriores, como as proteínas, os glícidos, os lípidos. E também já deves ter ouvido falar no Código Genético, aquele código complexo em dupla hélice que permite que sejas semelhante aos teus pais.
A existência de água no estado líquido. A água é fundamental para a existência de vida, aliás a vida começou na Água.
A água faz parte da composição de todos os seres vivos numa grande percentagem (no caso humano ronda os 65 a 75% ) As nossas células só trabalham em presença de água. A água tem realmente um papel fundamental na existência de vida. Sem água não existiria vida.

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Aran / Original design: Aran Down - http://www.studio7designs.com

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A existência e manutenção da grande diversidade de seres vivos é consequência das condições excepcionais existentes na Terra. Entre essas condições destacam-se as seguintes: -Distância ideal da Terra ao Sol. O Sol dista da Terra cerca de 144 milhões de km. Um raio de Sol leva 8 minutos a chegar à Terra.

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E se o planeta fosse metade terra e metade água?

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Exoplanet Exploration: Planets Beyond our Solar System

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What is the habitable zone?

There's a helpful concept we use to help understand what distance from a given star you might expect to find planets with liquid water on their surface - liquid water being essential for life as we know it. It's called the habitable zone. Every star has a habitable zone, but where that zone lies is different for stars of different sizes and brightness. Credit: NASA/JPL-Caltech

When searching for possibly habitable exoplanets, it helps to start with worlds similar to our own. But what does "similar" mean? Many rocky planets have been detected in Earth's size-range: a point in favor of possible life. Based on what we've observed in our own solar system, large, gaseous worlds like Jupiter seem far less likely to offer habitable conditions. But most of these Earth-sized worlds have been detected orbiting red-dwarf stars; Earth-sized planets in wide orbits around Sun-like stars are much harder to detect.

And, of course, when talking about habitable exoplanets, we're really talking about their stars, the dominant force in any planetary system. Habitable zones potentially capable of hosting life-bearing planets are wider for hotter stars. Smaller, dimmer red dwarfs, the most common type in our Milky Way galaxy, have much tighter habitable zones as in the TRAPPIST-1 system. Planets in a red dwarf's comparatively narrow habitable zone, which is very close to the star, are exposed to extreme levels of X-ray and ultraviolet (UV) radiation, which can be up to hundreds of thousands of times more intense than what Earth receives from the Sun.

This infographic compares the characteristics of three classes of stars in our galaxy: Sunlike stars are classified as G stars; stars less massive and cooler than our Sun are K dwarfs; and even fainter and cooler stars are the reddish M dwarfs. Credits: NASA, ESA and Z. Levy (STScI)

Where are we looking for life, and why?

Where are we looking for life, and why?

An old joke offers an answer: Asked why, on a dark night, he was looking for his missing car keys beneath a street lamp, the man answered, "because the light's better." Life on other planets might be like nothing on Earth - it could be life as we don't know it. But it makes sense, at least at first, to search for something more familiar. Life as we know it should be easier to find. And "the light's better" in the habitable zone, or the area around a star where planetary surface temperatures could allow the pooling of water.

Other similarities to Earth come into sharper focus in the search for life. Many rocky planets have been detected in Earth's size-range: a point in favor of possible life. Based on what we've observed in our own solar system, large, gaseous worlds like Jupiter seem far less likely to offer habitable conditions. But most of these Earth-sized worlds have been detected orbiting red-dwarf stars; Earth-sized planets in wide orbits around Sun-like stars are much harder to detect. Yet these red-dwarfs have a potentially deadly habit, especially in their younger years: Powerful flares tend to erupt with some frequency from their surfaces. These could sterilize closely orbiting planets where life had only begun to get a toehold. That's a strike against possible life.

Because our Sun has nurtured life on Earth for nearly 4 billion years, conventional wisdom would suggest that stars like it would be prime candidates in the search for other potentially habitable worlds. G-type yellow stars like our Sun, however, are shorter-lived and less common in our galaxy.

The artist's conception shows a hypothetical planet with two moons orbiting in the habitable zone of a red dwarf star. More about stars ›

Stars slightly cooler and less luminous than our Sun - called orange dwarfs - are considered by some scientists as potentially better for advanced life. They can burn steadily for tens of billions of years. This opens up a vast timescape for biological evolution to pursue an infinity of experiments for yielding robust life forms. And, for every star like our Sun there are three times as many orange dwarfs in the Milky Way.

K dwarfs, are the true "Goldilocks stars," said Edward Guinan of Villanova University, Villanova, Pennsylvania. "K-dwarf stars are in the 'sweet spot,' with properties intermediate between the rarer, more luminous, but shorter-lived solar-type stars (G stars) and the more numerous red dwarf stars (M stars). The K stars, especially the warmer ones, have the best of all worlds. If you are looking for planets with habitability, the abundance of K stars pump up your chances of finding life."

Exoplanet temperature, size, star type: the galaxy offers up a menu of worlds that echo aspects of our own, yet at the same time are vastly different.

Image credit: NASA

Next: Why we search for life

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national aeronautics and space administration

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The Habitable Zone | The Search For Life - Exoplanet Exploration: Planets Beyond our Solar System

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Have you heard of the habitable zone? You're in one right now. It's the distance from a star where you might find exoplanets with liquid surface water. We use the habitable zone to help focus our search for life beyond Earth.

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Exoplanet Exploration: Planets Beyond our Solar System

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For a planet, the habitable zone is the distance from a star that allows liquid water to persist on its surface - as long as that planet has a suitable atmosphere.

In our solar system, Earth sits comfortably inside the Sun's habitable zone. Broiling planet Venus is within the inner edge, while refrigerated Mars is near the outer boundary.

For larger, hotter stars, the zone is farther away; for smaller, cooler stars, it can be very close indeed. Finding these "just right" planets in the habitable zone is one of the keys to finding signs of life.

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national aeronautics and space administration

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What Is the Habitable Zone? - Exoplanet Exploration: Planets Beyond our Solar System

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For a planet, the habitable zone is the distance from a star that allows liquid water to persist on its surface - as long as that planet has a suitable atmosphere. In our solar system, Earth sits comfortably inside the Sun's habitable zone.

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01 - Condições do planeta Terra que permitiram a existência de vida!

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13 Condições que permitem a vida na Terra

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A Terra está bem equipada como planeta e ocupa uma posição ideal no nosso Sistema Solar e galáxia para suportar a vida tal como a conhecemos.

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3 CONDIÇÕES PARA A EXISTÊNCIA DA VIDA NA TERRA

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Importância do equilíbrio termodinâmico para a manutenção da vida

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Camada de Ozônio – Ciências – 7º ano – Ensino Fundamental

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Temperatura e vida na Terra (artigo) | Khan Academy

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Aprenda Matemática, Artes, Programação de Computadores, Economia, Física, Química, Biologia, Medicina, Finanças, História e muito mais, gratuitamente. A Khan Academy é uma organização sem fins lucrativos com a missão de oferecer ensino de qualidade gratuito para qualquer pessoa, em qualquer lugar.

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Proteção invisível: o papel da atmosfera na Terra

A gente sabe que o Sol está bem longe, a cerca de 150 milhões de quilômetros da Terra, mas mesmo assim seu calor consegue chegar até aqui. Se não fosse uma espécie de casaco de gases que protege nosso planeta, a vida não seria como conhecemos.
Para que serve?
A atmosfera é muito importante: ajuda a manter a temperatura, fornece oxigênio para nossa respiração e é o cenário das mudanças climáticas!
Como funciona?
Ela envolve nosso planeta como uma casca de laranja e é dividida em cinco camadas! Cada uma delas tem funções específicas. Veja:

Troposfera: é a mais próxima da superfície terrestre e tem entre 8 e 14 km de espessura. Nos pólos, ela é mais fina. Na troposfera, está o ar que respiramos e as nuvens.

Estratosfera: logo acima, está a camada que tem suas próprias camadas. Aqui, não há tempestades ou turbulências, fazendo com que o ar frio e pesado fique embaixo, e o ar quente e morno, no topo. Ela tem 35 km de espessura e abriga a importante camada de ozônio, que nos protege da radiação ultravioleta do Sol.

Mesosfera: também com 35 km de espessura, é a camada mais alta da atmosfera em que os gases estão todos misturados. Nessa altura, o ar é rarefeito, e não conseguiríamos respirar! É por lá que ocorrem os meteoros.

Termosfera: A temperatura nessa camada pode chegar a 2.500ºC! Mesmo assim, você passaria frio se fosse passear pela termosfera, pois não há moléculas de gás suficientes para transferir o calor para o nosso corpo. Ela tem 513 km de espessura. Aqui, fica a Estação Espacial Internacional!

Exosfera: camada mais externa, é o limite da atmosfera, separando-a do espaço sideral. Com 10.000 km de espessura, é tão larga quanto a própria Terra! A exosfera tem muito espaço vazio entre os gases. Por isso, não tem ar para respirarmos e é muito fria!

Vamos viajar mais pelo universo? Confira mais textos como esse no Blog do Espaço!

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A gente sabe que o Sol está bem longe, a cerca de 150 milhões de quilômetros da Terra, mas mesmo assim seu calor consegue chegar até aqui. Se não fosse uma espécie de casaco de gases que protege nosso planeta, a vida não seria como conhecemos. Para que serve?

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O Sol é uma estrela, e nós, que estamos na Terra, somos o terceiro planeta que giramos em torno dele. Ele nos fornece calor e é uma grande fonte de energia luminosa, sendo fundamental para a sobrevivência de muitos seres vivos.
Leia também: Quais são os astros do Sistema Solar?
Qual a importância do Sol para os vegetais?

Os vegetais, por exemplo, só conseguem realizar a fotossíntese com a presença da luz, pois eles possuem um pigmento específico, a clorofila, que é capaz de captar a luz solar para que ela seja transformada em energia. Eles também produzem oxigênio, que é usado por uma grande quantidades de seres vivos na Terra, inclusive nós, seres humanos.

A luz solar é muito importante para os vegetais.

A intensidade da luz solar pode variar de acordo com a estação do ano. No inverno e outono, por exemplo, os dias são mais curtos, logo temos menos incidência de luz solar. Já na primavera e no verão, os dias são mais longos, então temos uma quantidade de raios solares maior. Essas diferenças de incidência solar são percebidas nas diferentes estações do ano devido ao movimento de translação, isto é, quando a Terra realiza uma volta completa em torno do Sol. Esse movimento dura 365 dias e 6 horas, ou seja, 1 ano.

As diferentes intensidades solares afetam a vida das plantas.

Assim, na diferença de incidência solar, percebemos que as plantas produzem flores e frutos em épocas diferentes. A primavera, por exemplo, é o período de maior produção das flores, e o outono é o período em que as folhas mais caem das árvores e produzem mais frutos.

Qual a importância do Sol para os animais?

Ao observamos também a incidência solar no mundo animal, vemos que, no inverno,temos dias e noites mais frias. Nessa época muitos animais fazem a hibernação, que é um longo período de dormência, assim eles economizam energia e não precisam ir buscar alimentos. Já o verão é um período mais quente e com mais incidência solar, assim os animais tendem a sair em busca de alimentos e de um par para fazer o acasalamento e ter filhotes.

A hibernação ajuda o animal a passar pelo inverno.

Veja também: Qual é a função do filtro solar?
Nós, seres humanos, também utilizamos a energia luminosa de forma direta, pois necessitamos dela para o fortalecimento de nossos ossos. Quando ficamos expostos ao Sol (mas é importante que isso seja feito no horário adequado), nosso corpo ativa a vitamina D, que auxilia no fortalecimento do nosso sistema ósseo.

Brincar no Sol também ajuda na ativação de vitamina D.

Atividades

1) Ordene as letras e forme palavras relacionadas ao tema estudado.

a) RANSTÇÃOLA

b) ÃOVRE
Resposta
c) VAREAMRIP

d) SOFTÍESSEONT

a) Translação

b) Verão

c) Primavera

d) Fotossíntese

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A importância do Sol para os seres vivos | Ensino Fundamental 1 - Escola Kids

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O Sol é uma estrela, e nós, que estamos na Terra, somos o terceiro planeta que giramos em torno dele. Ele nos fornece calor e é uma grande fonte de energia luminosa, sendo fundamental para a sobrevivência de muitos seres vivos. Leia também: Quais são os astros do Sistema Solar?

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A atmosfera terrestre é uma camada de gases que envolve a Terra e é retida pela força da gravidade. A atmosfera terrestre protege a vida na Terra absorvendo a radiação ultravioleta solar, aquecendo a superfície por meio da retenção de calor ( efeito estufa), e reduzindo os extremos de temperatura entre o dia e a noite. Visto do espaço, o planeta Terra aparece como uma esfera de coloração azul brilhante. Esse efeito cromático é produzido pela dispersão da luz solar sobre a atmosfera, e que existe também em outros planetas do sistema solar dotados de atmosfera.

O ar seco contém, em volume, cerca de 78,09% de nitrogênio, 20,95% de oxigênio, 0,93% de argônio, 0,039% de gás carbônico e pequenas quantidades de outros gases. O ar contém uma quantidade variável de vapor de água, em média 1%.

A atmosfera tem uma massa de aproximadamente 5,1 x 10 ¹⁸ kg, sendo que três quartos dessa massa estão situados nos primeiros 11 km desde a superfície. A atmosfera terrestre se torna cada vez mais tênue conforme se aumenta a altitude, e não há um limite definido entre a atmosfera terrestre e o espaço exterior. Apenas em altitudes inferiores a 120 km a atmosfera terrestre passa a ser bem percebida durante a reentrada atmosférica de um ônibus espacial, por exemplo. A linha Kármán, a 100 km de altitude, é considerada frequentemente como o limite entre atmosfera e o espaço exterior.

A atmosfera terrestre é composta principalmente de nitrogênio, oxigênio e argônio. Os gases restantes são muitas vezes referidos como gases traços, entre os quais estão incluídos os gases do efeito estufa, como vapor de água, o dióxido de carbono, metano, óxido nitroso e o ozônio. O ar filtrado pode conter vestígios de muitos outros compostos químicos. Muitas substâncias naturais podem estar presente em quantidades ínfimas em uma amostra de ar não purificada, incluindo poeira, pólen e esporos, gotículas de água líquida, cinzas vulcânicas e meteoroides. Vários poluentes industriais também podem estar presentes, tais como o cloro (elementar ou em compostos), compostos de flúor, mercúrio elementar e compostos de enxofre, tais como dióxido de enxofre (SO ₂, que pode causar a chuva ácida).

O ar, em algumas áreas, como desertos, pode estar praticamente isento de vapor de água, enquanto em outras pode chegar a ao nível de saturação, algo muito comum nas regiões equatoriais, onde a precipitação pluvial é constante todo o ano.

A temperatura da atmosfera terrestre varia entre camadas em altitudes diferentes. Portanto, a relação matemática entre temperatura e altitude também varia, sendo uma das bases da classificação das diferentes camadas da atmosfera.

A atmosfera está convencionalmente estruturada em cinco camadas, três das quais são relativamente quentes, separadas por duas camadas relativamente frias. Os contatos entre essas camadas são áreas de descontinuidade, e recebem o sufixo "pausa" após o nome da camada subjacente.

A Troposfera é a camada atmosférica que se estende da superfície da Terra até a base da estratosfera. Esta camada responde por cerca de oitenta por cento do peso atmosférico e é a única camada em que os seres vivos podem respirar normalmente. A sua espessura média é de aproximadamente 12 km, atingindo até 17 km nas regiões equatoriais e reduzindo-se para em torno de sete quilômetros nos polos. Praticamente todos os fenômenos meteorológicos estão confinados a esta camada.

Na base da troposfera encontra-se a camada limite planetária (CLP) (também chamada de camada limite atmosférica - CLA), a camada mais baixa da troposfera, com uma altura média de 1 km, na qual os efeitos da superfície são importantes, como o ciclo diurno de aquecimento e resfriamento. O que distingue a CLP de outras regiões da troposfera é a turbulência atmosférica e seu efeito de mistura, resultando na chamada camada de mistura (CM). Acima da CLP, o escoamento atmosférico é laminar (não turbulento), e o ar desliza em camadas, à exceção do movimento turbulento que é encontrado dentro das nuvens convectivas do tipo cumulonimbus, de grande desenvolvimento vertical.

Em geral, a base das nuvens e a uma inversão térmica de altitude podem ser encontradas junto ao topo da CLP, limitando-a. Os poluentes atmosféricos são difundidos pela turbulência dentro da CLP e transportados a longas distâncias, até encontrar uma região de ocorrência de nuvens de grande desenvolvimento vertical que possam lhes transportar até a troposfera superior. Uma camada de transição existe entre a CLP e a atmosfera livre, na qual ocorre a intrusão de ar frio e seco da atmosfera livre dentro da CLP. O ar da CLP sobre os continentes nas latitudes tropicais em geral é quente e úmido. Os fluxos de calor, umidade e de poluentes ocorrem na base da CLP a partir da superfície e, por isso, o fluxo turbulento de calor diminui verticalmente. Em geral, durante o dia, a CLP é uma camada convectiva, durante a noite, é estável junto à superfície que se resfria por perda radiativa do calor acumulado durante o dia.

A tropopausa é o nome dado à camada intermediária entre a troposfera e a estratosfera, situada a uma altura média em torno de 17 km sobre a linha do Equador. A distância da tropopausa em relação ao solo varia conforme as condições climáticas da troposfera, da temperatura do ar, da latitude, entre outros fatores. Se existe na troposfera uma agitação climática com muitas correntes de convecção, a tropopausa tende a subir. Isto se deve por causa do aumento do volume do ar na troposfera, este aumentando, aquela aumentará, por consequência, empurrará a tropopausa para cima.

A estratopausa é a região limítrofe entre a estratosfera e a mesosfera e onde a temperatura para de aumentar conforme a elevação da altitude, marcando o início da mesosfera.

Na mesosfera a temperatura diminui com a altitude. Esta é a camada atmosférica onde há uma substancial queda de temperatura, chegando até a -90 °C em seu topo. A mesosfera está situada entre a estratopausa em sua parte inferior e mesopausa em sua parte superior, entre 50 a 80/85 km de altitude. É na mesosfera que ocorre o fenómeno da aeroluminescência das emissões da hidroxila e é nela que se dá a combustão dos meteoroides.

A mesopausa é a região da atmosfera que determina o limite entre uma atmosfera com massa molecular constante de outra onde predomina a difusão molecular.

Na termosfera a temperatura aumenta com a altitude, e está localizada acima da mesopausa. Sua temperatura aumenta rapidamente com a altitude até onde a densidade das moléculas é tão pequena que se movem em trajetórias aleatórias, chocando-se raramente. A temperatura média da termosfera é de 1 500 °C, mas a densidade é tão pequena que a temperatura não é sentida normalmente. Sua espessura varia entre 350 a 800 km dependendo da atividade solar, embora sua espessura seja tão pequena quanto 80 km em épocas de pouca atividade solar. É a camada onde ocorrem as auroras e onde orbita o ônibus espacial.

A camada mais externa da atmosfera da Terra se estende desde a termopausa para o espaço exterior. Aqui, as partículas estão tão distantes que podem viajar centenas de quilômetros sem colidir umas com as outras. Uma vez que as partículas colidem raramente, a exosfera não se comporta como um fluido. Essas partículas que se movem livremente seguem trajetórias retilíneas e podem migrar para dentro ou para fora da magnetosfera ou da região de atuação do vento solar. A exosfera é composta principalmente de hidrogênio e hélio.

Não existe um limite definido entre o espaço exterior e a atmosfera. Presume-se que esta tenha cerca de mil quilômetros de espessura, 99% da densidade está concentrada nas camadas mais inferiores e cerca 80% da massa atmosférica está numa faixa de 11 km desde a superfície. À medida que se vai subindo, o ar vai se tornando cada vez mais rarefeito, perdendo sua homogeneidade e composição. Na exosfera, zona em que foi arbitrado limítrofe entre a atmosfera e o espaço interplanetário, algumas moléculas de gás acabam escapando à ação do campo gravitacional.

O limite onde os efeitos atmosféricos são notáveis durante a reentrada atmosférica, fica em torno de 120 km de altitude. A altitude de 100 quilômetros, conhecida como a linha Kármán, também é usada frequentemente como o limite entre atmosfera e o espaço exterior.

Outras camadas

Além das cinco camadas principais determinadas pela temperatura, outras camadas são determinadas por várias outras propriedades.

A ozonosfera ou camada de ozônio está contida dentro da estratosfera. Nesta, a concentração da camada de ozônio é de cerca de 2 a 8 partes por milhão, que é muito maior do que o ozônio na atmosfera próxima à superfície, mas ainda é muito pequeno quando comparado com os principais componentes da atmosfera. Está localizada principalmente na parte inferior da estratosfera, entre 15 a 35 km de altitude, embora a espessura varie sazonalmente e geograficamente. Cerca de 90% do ozônio em nossa atmosfera está contida na estratosfera.

A homosfera e a heterosfera são definidas pelo fato de que os gases atmosféricos estão ou não bem misturados. No homosfera, a composição química da atmosfera não depende do peso molecular; os gases são misturados pela turbulência. A homosfera inclui a troposfera, a estratosfera e a mesosfera. Acima da turbopausa, a cerca de 100 km de altitude (essencialmente a altitude da mesopausa), a composição varia com a altitude. Isso ocorre porque a distância que as partículas podem se mover sem colidir uma com as outras é grande em comparação com o tamanho dos movimentos turbulentos que fazem a mistura. Isso permite que os gases estratifiquem-se pelo peso molecular; os mais pesados, como o oxigênio e nitrogênio, estão presentes apenas próximos da parte inferior da heterosfera. A parte superior do heterosfera é composta quase que totalmente por hidrogênio, o elemento mais leve.

A pressão atmosférica média ao nível do mar é de cerca de 1 atmosfera (atm) = 101,3 kPa (quilopascais) = 14,7 psi ( libras por polegada quadrada) = 760 mmHg ( milímetros de mercúrio). A massa atmosférica total é de 5,1480 × 10 ¹⁸ kg, cerca de 2,5% inferior ao que seria calculado ingenuamente a partir da pressão média ao nível do mar e da área da Terra, de cerca de 51 007,2 mega-hectares. este desvio nos cálculos é devido ao terreno montanhoso da superfície terrestre. A pressão atmosférica é o peso total do ar por unidade de área, no ponto onde a pressão é medida. Assim, a pressão do ar varia com a localização e momento, porque a quantidade de ar acima da superfície da Terra varia.

Se a densidade atmosférica se mantiver constante com a altura, a atmosfera iria terminar abruptamente a 8,50 km. Ao vez disso, a densidade da atmosfera diminui com a altura, caindo em 50% a uma altitude de cerca de 5,6 km. Como resultado, a pressão atmosférica decresce exponencialmente com a altura, continuando a diminuir 50% a cada 5,6 km até atingir a mesopausa. No entanto, a partir da mesopausa, mudanças nos valores da gravidade , temperatura, peso molecular médio em toda a coluna atmosférica, a dependência da pressão atmosférica à altitude é modelado por equações separadas para cada uma das camadas acima. Mesmo na exosfera, a atmosfera ainda está presente. Isto pode ser visto pelos efeitos do arrasto atmosférico em satélites.

Em resumo, as equações da pressão em função da altitude podem ser usadas diretamente para estimar a espessura da atmosfera:

50% da atmosfera, em massa, está a uma altitude inferior a 5,6 km;

90% da atmosfera, em massa, está a uma altitude inferior a 16 km;

99,99997% da atmosfera, em massa, está abaixo de 100 km de altitude, embora nas camadas rarefeitas acima, existem auroras e outros fenômenos atmosféricos.

A massa média da atmosfera é de cerca de 5 quatrilhões (5x10 ¹⁵) de toneladas, ou cerca de 1/1 200 000 a massa da Terra. Segundo o Centro Nacional de Pesquisas Atmosféricas dos Estados Unidos, "A massa média total da atmosfera é de 5,1480 × 10 ²¹g, com uma variação anual, devido às diferentes concentrações de vapor de água, que varia entre 1,2 a 1,5 × 10 ¹⁸g, dependendo dos dados da pressão atmosférica superfície ou de vapor de água utilizados, pouco menor do que a estimativa anterior. A massa média de vapor d'água é estimada em 1,27 × 10 ¹⁹g, e massa da atmosfera isenta de ar como 5,1352 ± 0,0003 × 10 ¹⁸ kg."

A radiação (ou luz) solar é a energia que a Terra recebe do sol. A Terra também emite radiação de volta para o espaço, mas em comprimentos de onda mais longos, que não podemos ver. Parte da radiação emitida e é absorvida ou refletida pela atmosfera.

O espectro de absorção combinado dos gases na atmosfera deixa "janelas" de baixa opacidade, permitindo a transmissão de apenas determinadas faixas de luz. A janela óptica vai de cerca de 300 nm (ultravioleta-C), até 1 100 nm (infravermelho) Está janela inclui o espectro visível, de comprimento de onda de 400 a 700 nm. Há também janelas de infravermelho e de rádio, cujo comprimento de onda varia de um centímetro a 11 metros.

A temperatura média da atmosfera Na superfície terrestre é de 14 °C. ou 15 °C, dependendo da referência.

A emissão é o oposto da absorção, que é quando um corpo emite radiação. Corpos tendem a emitir quantidades e comprimentos de onda de radiação em função de sua curva de emissão de seu " corpo negro". Portanto, corpos quentes tendem a emitir mais radiação com comprimentos de onda mais curtos. Corpos mais frios emitem menos radiação, com comprimentos de onda mais longos. Por exemplo, a temperatura da superfície solar é de aproximadamente 6 mil K, mas seu pico de radiação está situado próximo ao comprimento de onda de cerca de 500 nm, e é visível ao olho humano. A temperatura da superfície terrestre é de 290 K, então seu pico de radiação tem o comprimento de onda próximo de 10 mil nm, e é demasiado longo para ser visível aos seres humanos.

Por causa de sua temperatura, a atmosfera emite radiação infravermelha. Por exemplo, em noites claras, a superfície da Terra se esfria mais rapidamente do que em noites nubladas. Isso ocorre porque as nuvens são fortes absorvedoras e emissoras de radiação infravermelha. É também por isso, a noite torna-se mais fria em altitudes mais elevadas. A atmosfera age como um "cobertor", que limita a quantidade de radiação que a Terra perde para o espaço.

O índice de refração do ar depende da temperatura, dando origem a efeitos de refração, quando o gradiente de temperatura é grande. Um exemplo desses efeitos é a miragem.

As camadas superiores do planeta refletem em torno de 40% da radiação solar. Dos 60% restantes, aproximadamente 17% são absorvidos pelas camadas inferiores, sendo que o ozônio interage e absorve os raios ultravioleta. O dióxido de carbono e o vapor de água absorvem os raios infravermelhos. Restam 43% da energia solar, e esta alcança a superfície do planeta, que por sua vez reflete dez por cento das radiações solares de volta para o espaço. Além dos efeitos descritos, existe ainda a influência do vapor de água e sua concentração variável. Estes, juntamente com a inclinação dos raios solares em função da latitude, agem de forma decisiva na penetrância da energia solar, que por sua vez tem aproximadamente 33% da energia absorvida por toda a superfície atingida durante o dia, sendo uma parte muito pequena desta reirradiada durante a noite. Existe ainda a influência e interação dos oceanos com a atmosfera em sua autorregulação. Estes mantêm um equilíbrio dinâmico entre os fenômenos climáticos das diferentes regiões da Terra.

Todos os mecanismos relatados acima atuando em conjunto, geram uma transição suave de temperaturas em todo o planeta. A exceção à regra ocorre onde são menores a quantidade de água a espessura da troposfera, como nos desertos e cordilheiras de grande altitude.

Na baixa atmosfera, o ar se desloca tanto no sentido horizontal quanto no sentido vertical, sempre compensando as mudanças na pressão atmosférica decorridas pelas diferenças de temperatura; ao aquecer-se, uma massa de ar aquecida sobe, e ao esfriar-se, desce, gerando assim, um sistema oscilatório de variação da pressão atmosférica que pode adquirir características próprias.

Uma dos maiores determinantes na distribuição do calor e umidade na atmosfera é a circulação do ar, pois esta ativa a evaporação média, dispersa as massas de ar quente ou frio, conforme a região e o momento. Por consequência caracteriza o próprio tempo meteorológico e o clima típico de uma determinada região.

A circulação atmosférica é o movimento em larga escala da atmosfera, e os meios (juntamente com a circulação oceânica), pelo qual o calor é distribuído ao redor da Terra. A estrutura de grande escala da circulação atmosférica varia de ano para ano, mas a estrutura básica permanece razoavelmente constante, uma vez que é determinado pela taxa de rotação da Terra ( força de Coriolis) e pela diferença de radiação solar entre a linha do Equador e os polos.

Podemos compreender razoavelmente a história da atmosfera da Terra até há um bilhão anos atrás. Regredindo no tempo, podemos somente especular, pois, é uma área ainda em constante pesquisa.

A primeira atmosfera era composta principalmente por hélio e hidrogênio. O calor provindo da crosta terrestre ainda em forma de plasma, e o Sol, a dissiparam.

Há evidências de que existia água em estado líquido na superfície terrestre há pelo menos 3,8 bilhões de anos, comprovados pela coleta de sedimentos que datam daquela época.

400 milhões de anos mais tarde, praticamente não havia oxigênio livre e era composta quase que integralmente por nitrogênio e compostos de carbono. Era aproximadamente 100 vezes mais densa do que a atmosfera atual, embora a existência de vida, que é comprovada a partir de 3,5 bilhões de anos, já interferia na composição da antiga atmosfera. O sol emitia cerca de 30% menos radiação do que atualmente, mas as evidências geológicas comprovam que existiam oceanos líquidos sobre a superfície terrestre naquela época. Esta discrepância, conhecida como o paradoxo do jovem Sol fraco, pode evidenciar que o efeito estufa naquela época era muito maior do que atualmente.

De fato, as evidências geológicas mostram que a temperatura na superfície terrestre praticamente se manteve constante por bilhões de anos, com a exceção de uma era glacial ocorrida há 2,4 bilhões de anos

Surgiram organismos fotossintéticos que evoluiriam e começaram a converter dióxido de carbono em oxigênio. No fim do período arqueano, as primeiras evidências da presença de oxigênio começaram a se desenvolver, provavelmente de algas fotossintetizantes, descobertas em fósseis estromatólitos tão antigos quanto 2,7 bilhões de anos. As proporções dos isótopos de carbono daquela época são praticamente as mesmas de hoje em dia, sugerindo que as estruturas fundamentais do ciclo do carbono já estavam estabelecidas há pelo menos 4 bilhões de anos.

Com a acreção dos continentes há cerca de 3,5 bilhões de anos. O movimento das placas tectônicas rearranjou continuamente os continentes e também moldaram a evolução do clima, permitindo a transferência do gás carbônico atmosféricos para grandes depósitos orgânicos continentais. Embora a produção de oxigênio por organismos seja tão antiga quanto 3 bilhões de anos, o oxigênio livre na atmosfera não existia até pelo menos há 1,7 bilhões/mil milhões de anos; o que pode ser verificado pela formação de óxido de ferro em sedimentos e o fim da sedimentação do ferro em estado elementar. Foi o fim da atmosfera redutiva para a atmosfera oxidante. A partir de então, a quantidade de oxigênio na atmosfera terrestre manteve-se estável em 5% até 600 milhões de anos atrás, mas alcançou um pico de 35% há 300 milhões de anos. Desde então, a quantidade de oxigênio na atmosfera sofreu flutuações até se estabilizar em 21% atualmente.

Referências

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Atmosfera da Terra - Wikipédia, a enciclopédia livre

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A atmosfera terrestre é uma camada de gases que envolve a Terra e é retida pela força da gravidade. A atmosfera terrestre protege a vida na Terra absorvendo a radiação ultravioleta solar, aquecendo a superfície por meio da retenção de calor ( efeito estufa), e reduzindo os extremos de temperatura entre o dia e a noite.

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Campo magnético da Terra VS Raios Solares

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Campo magnético da Terra VS Raios Solares

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O Sol é a estrela que permite a existência de vida em nosso planeta. As três principais razões que justificam a importância do Sol são as seguintes:

Fornece calor para a Terra: O Sol aquece a Terra, tornando-a a temperatura certa para os seres vivos viverem nela.

Fornece Luz: A luz ajuda a fornecer energia para a Terra, através da energia eletromagnética. Também ajuda os animais a ver o dia e a noite (através da lua). Essa luz também ajuda as plantas a crescerem graças à fotossíntese e ao oxigênio na atmosfera da Terra. As plantas são vitais para a vida humana.

A gravidade do Sol ajuda a manter os planetas do sistema solar em uma órbita estável ao redor do Sol. Sem ela, os planetas não girariam e descreveriam uma linha reta.

A energia que o sol emite vem das reações de fusão nuclear que ocorrem dentro dele. Essas reações são reações químicas nas quais dois átomos de hidrogênio se unem (se fundem). Essa reação gera uma grande quantidade de energia que viaja pelo espaço até a atmosfera da Terra por meio de ondas eletromagnéticas.

O Sol é direta ou indiretamente responsável pela grande maioria das fontes de energia do planeta. A maioria das fontes de energia na Terra está conectada de uma forma ou de outra com a energia solar.

Importância do Sol na energia fóssil

Energia fóssil que vem de combustíveis fósseis

Combustíveis fósseis, como carvão ou petróleo, foram gerados a partir de compostos orgânicos gerados pela radiação solar por meio da fotossíntese.

Apesar de ter origem no Sol, esse tipo de energia é considerada não renovável porque o processo de transformação em combustíveis fósseis dura milhões de anos.

A energia eólica aproveita a força do vento, que é consequência da energia solar.

O sol aquece de forma desigual a superfície da terra que, por sua vez, transmite o calor para o ar. A densidade do ar varia com a temperatura, de modo que produz zonas de altas e baixas pressões, gerando deslocamentos do ar.

Importância do Sol na energia hidráulica

A energia hidrelétrica aproveita a energia potencial da água. Portanto, a água deve ter uma certa altura.

Através do ciclo da água, o sol aquece a água do mar, que se transforma em vapor. O vapor sobe devido à sua menor densidade com o ar e forma nuvens. Finalmente, quando a água condensa novamente, ela cai novamente como chuva nas montanhas.

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O Sol é a estrela que permite a existência de vida em nosso planeta. As três principais razões que justificam a importância do Sol são as seguintes: Fornece calor para a Terra: O Sol aquece a Terra, tornando-a a temperatura certa para os seres vivos viverem nela.

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Campo magnético terrestre, também conhecido como campo geomagnético, é o campo magnético que se estende do interior da Terra para o espaço, onde interage com o vento solar, um fluxo de partículas carregadas que emanam do Sol. O campo magnético é gerado por correntes elétricas devido ao movimento das correntes de convecção de uma mistura de ferro e níquel fundidos no núcleo externo da Terra: essas correntes de convecção são causadas pelo calor que sai do núcleo, um processo natural chamado geodinamismo.

A magnitude do campo magnético da Terra em sua superfície varia de 25 a 65 microteslas (0,25 a 0,65 gauss). Como aproximação, é representado por um campo de um dipolo magnético atualmente inclinado em um ângulo de cerca de 11 graus em relação ao eixo de rotação da Terra, como se houvesse um imã enorme colocado nesse ângulo através do centro da Terra. O polo geomagnético norte, localizado em 2015 na ilha Ellesmere, Nunavut, Canadá, no hemisfério norte, é na verdade o polo sul do campo magnético da Terra, e vice-versa.

Enquanto os polos magnéticos do norte e do sul geralmente estão localizados próximo aos polos geográficos, eles se movem lenta e continuamente ao longo das escalas de tempo geológicas, mas suficientemente devagar para que as bússolas comuns continuem sendo úteis para a navegação. No entanto, em intervalos irregulares de várias centenas de milhares de anos, ocorre a inversão geomagnética e os polos magnéticos norte e sul, respectivamente, mudam abruptamente de lugar. Essas reversões dos polos geomagnéticos deixam um registro em rochas valiosas para os paleomagnetistas no cálculo de campos geomagnéticos no passado. Essas informações, por sua vez, são úteis no estudo dos movimentos dos continentes e do fundo do oceano no processo de placas tectônicas.

A magnetosfera é a região acima da ionosfera que é definida pela extensão do campo magnético da Terra no espaço. Ela se estende por várias dezenas de milhares de quilômetros ao espaço, protegendo a Terra das partículas carregadas do vento solar e dos raios cósmicos que, de outra forma, destruiriam a atmosfera superior, incluindo a camada de ozônio que protege o planeta da radiação ultravioleta.

O campo magnético da Terra serve para desviar a maior parte do vento solar, cujas partículas carregadas arrancariam a camada de ozônio que protege a Terra da radiação ultravioleta prejudicial. Um mecanismo de decapagem faz com que o gás seja capturado em bolhas de campo magnético, que são arrancadas pelos ventos solares. Cálculos da perda de dióxido de carbono da atmosfera de Marte, resultante da eliminação de íons pelo vento solar, indicam que a dissipação do campo magnético marciano causou uma perda quase total de sua atmosfera.

O estudo do campo magnético passado da Terra é conhecido como paleomagnetismo. A polaridade do campo magnético da Terra é registrada em rochas ígneas e, portanto, as reversões do campo são detectáveis como "listras" centradas nas dorsais oceânicas onde o fundo do mar está se espalhando, enquanto a estabilidade dos polos geomagnéticos entre as inversões permitiu aos paleomagnetistas rastrear o movimento passado dos continentes. As reversões também fornecem a base para a magnetostratigrafia, uma maneira de datar rochas e sedimentos. O campo também magnetiza a crosta, e anomalias magnéticas podem ser usadas para procurar depósitos de minérios metálicos.

Os seres humanos têm usado bússolas para encontrar direção desde o século XI e para navegação desde o século XII. Embora a declinação magnética mude com o tempo, esse desvio é lento o suficiente para que uma simples bússola possa permanecer útil para a navegação. Usando a magnetorrecepção, vários outros organismos, desde alguns tipos de bactérias até pombos, usam o campo magnético da Terra para orientação e navegação.

Em qualquer local, o campo magnético da Terra pode ser representado por um vetor tridimensional. Um procedimento típico para medir sua direção é usar uma bússola para determinar a direção do norte magnético. Seu ângulo em relação ao norte verdadeiro é a declinação () ou variação. Diante do norte magnético, o ângulo que o campo faz com a horizontal é a inclinação () ou mergulho magnético. A intensidade () do campo é proporcional à força que exerce sobre um ímã. Outra representação comum está nas coordenadas (norte), (leste) e (abaixo).

Intensidade

A intensidade do campo é frequentemente medida em gauss (G), mas geralmente é relatada em nanoteslas (nT), com 1 G = 100 000 nT. Um nanotesla também é chamada de gama (γ) O tesla é a unidade SI do campo magnético; o campo da Terra varia entre aproximadamente 25 000 e 65 000 nT (0,25-0,65 G) Em comparação, um imã de geladeira forte possui um campo de cerca de 10 000 000 nanoteslas (100 G).

Um mapa de contornos de intensidade é chamado de gráfico isodinâmico. Como mostra o Modelo Magnético Mundial, a intensidade tende a diminuir dos polos para o equador. Uma intensidade mínima ocorre na Anomalia do Atlântico Sul na América do Sul, enquanto existem máximos no norte do Canadá, na Sibéria e na costa da Antártica, ao sul da Austrália.

Componentes do campo magnético da Terra na superfície do Modelo Magnético Mundial para 2015.[16]

Perto da superfície da Terra, o campo magnético funciona como um dipolo magnético posicionado no centro do planeta e inclinado em um ângulo de cerca de 11° em relação ao eixo rotacional dele. O dipolo é equivalente a um poderoso ímã, com seu polo sul apontando para o Polo Norte geomagnético. Como o polo norte de um ímã atrai os polos sul de outros ímãs e repele os polos norte, ele deve ser atraído pelo polo sul do ímã da Terra. O campo dipolar é responsável por 80-90% do campo na maioria dos locais.

Historicamente, os polos norte e sul de um ímã foram definidos pela primeira vez pelo campo magnético da Terra, e não vice-versa, uma vez que um dos primeiros usos de um ímã foi como uma agulha de bússola. O polo norte de um ímã é atraído pelo polo magnético norte da Terra quando o ímã é suspenso e pode girar livremente. Como polos opostos se atraem, o Polo Magnético Norte da Terra é, na verdade, o polo sul do seu campo magnético (o local onde o campo é direcionado para baixo na Terra).

As posições dos polos magnéticos podem ser definidas de pelo menos duas maneiras: local ou globalmente. A definição local é o ponto em que o campo magnético é vertical. Isto pode ser determinado medindo a inclinação do campo da Terra, que é de 90° (para baixo) no Polo Magnético Norte e de -90° (para cima) no Polo Magnético Sul. Os dois polos vagam independentemente um do outro e não estão diretamente opostos um ao outro no globo. Movimentos de até 40 quilômetros por ano foram observados no Polo Magnético Norte, que está migrando para noroeste nos últimos 180 anos, de Cape Adelaide, na Península de Boothia, em 1831, para Resolute Bay em 2001, a 600 quilômetros.

Magnetosfera

O campo magnético da Terra, predominantemente dipolar em sua superfície, sendo distorcido ainda mais pelo vento solar, é um fluxo de partículas carregadas que saem da coroa solar e aceleram a uma velocidade de 200 a 1 000 quilômetros por segundo. Eles carregam consigo um campo magnético, o campo magnético interplanetário (FMI).

O vento solar exerce uma pressão e, se pudesse alcançar a atmosfera da Terra, iria desgastá-la. No entanto, é mantido afastado pela pressão do campo magnético da Terra. A magnetopausa, a área onde as pressões se equilibram, é o limite da magnetosfera. Apesar do nome, a magnetosfera é assimétrica, com o lado solar saindo a cerca de 10 raios terrestres, enquanto o outro lado se alonga em uma cauda magnetosférica que se estende para além de 200 raios terrestres. Na direção solar da magnetopausa está o choque em arco, a área onde o vento solar diminui abruptamente.

Dentro da magnetosfera está a plasmasfera, uma região em forma de anel contendo partículas carregadas de baixa energia, ou plasma. Esta região começa na altura de 60 km, estende-se até a 3 ou 4 raios terrestres e inclui a ionosfera. Esta região gira com a Terra. Existem também duas regiões concêntricas em forma de pneu, chamadas de cinturões de Van Allen, com íons de alta energia (energias de 0,1 a 10 milhões de elétron-volts (MeV)). A parte interna vai de 1-2 raios terrestres, enquanto a parte externa está a 4-7 raios terrestres. A plasmasfera e os cinturões de Van Allen têm uma sobreposição parcial, mas isto varia muito com a atividade solar.

Além de desviar o vento solar, o campo magnético da Terra desvia os raios cósmicos, partículas carregadas de alta energia que vêm principalmente de fora do Sistema Solar. Muitos raios cósmicos são mantidos fora do Sistema Solar pela magnetosfera do Sol, ou heliosfera. Por outro lado, os astronautas na Lua correm o risco de serem expostos à radiação. Qualquer um que estivesse na superfície da Lua durante uma erupção solar particularmente violenta em 2005 teria recebido uma dose letal de radiação.

Algumas das partículas carregadas entram na magnetosfera. Eles espiralam em torno das linhas de campo, oscilando entre os polos várias vezes por segundo. Além disso, os íons positivos flutuam lentamente para o oeste e os íons negativos flutuam para o leste, dando origem a uma corrente de anel. Essa corrente reduz o campo magnético na superfície da Terra. Partículas que penetram na ionosfera e colidem com os átomos de lá dão origem às luzes das auroras e também emitem raios-X.

As condições variadas na magnetosfera, conhecidas como clima espacial, são amplamente impulsionadas pela atividade solar. Se o vento solar é fraco, a magnetosfera se expande; quando é forte, ela se comprime. Períodos de atividade particularmente intensa, chamados tempestades geomagnéticas, podem ocorrer quando uma ejeção de massa coronal irrompe acima do Sol e envia uma onda de choque através do Sistema Solar. Essa onda pode levar apenas dois dias para chegar à Terra. Tempestades geomagnéticas podem causar muitas perturbações; a tempestade solar de 2003 danificou mais de um terço dos satélites da NASA. A maior tempestade documentada ocorreu em 1859. Ela induziu correntes fortes o suficiente para queimar linhas telegráficas e auroras foram relatadas até no sul do Havaí.

O campo geomagnético muda em escalas de tempo de milissegundos a milhões de anos. As escalas de tempo mais curtas surgem principalmente de correntes na ionosfera (região do dínamo ionosférico) e na magnetosfera, e algumas mudanças podem ser atribuídas a tempestades geomagnéticas ou variações diárias de correntes. As mudanças em escalas de um ano ou mais refletem principalmente mudanças no interior da Terra, particularmente o núcleo rico em ferro.

Dados do THEMIS mostram que o campo magnético, que interage com o vento solar, é reduzido quando a orientação magnética está alinhada entre o Sol e a Terra - o que é o oposto da hipótese anterior. Tempestades solares podem causar apagões e danificar satélites artificiais.

Mudanças no campo magnético da Terra em uma escala de tempo de um ano ou mais são chamadas de variação secular. Ao longo de centenas de anos, a declinação magnética é observada a variar em dezenas de graus. A animação mostra como as declinações globais mudaram nos últimos séculos.

A direção e a intensidade do dipolo mudam com o tempo. Nos últimos dois séculos, a força dipolar diminuiu a uma taxa de cerca de 6,3% por século. Nesse ritmo de queda, o campo magnético se tornaria insignificante em cerca de 1600 anos. No entanto, essa força é aproximadamente a média dos últimos 7 mil anos e a atual taxa de mudança não é incomum.

Uma característica proeminente na parte não dipolar da variação secular é uma deriva para o oeste a uma taxa de cerca de 0,2 grau por ano. Essa deriva não é a mesma em todos os lugares e variou ao longo do tempo. A deriva global média tem sido para o oeste desde cerca de 1400 DC, mas para leste entre cerca de 1000 DC e 1400 DC.

As alterações anteriores ao surgimento dos observatórios magnéticos são registradas em materiais arqueológicos e geológicos. Tais alterações são chamadas de variação secular paleomagnética ou variação paleossecular (PSV). Os registros normalmente incluem longos períodos de pequenas mudanças, com grandes mudanças ocasionais, refletindo excursões e reversões geomagnéticas.

Embora geralmente o campo magnético terrestre seja aproximadamente dipolar, com um eixo quase alinhado com o eixo rotacional, ocasionalmente os polos geomagnéticos norte e sul trocam de lugar. Evidências para essas reversões geomagnéticas podem ser encontradas em basaltos, núcleos de sedimentos retirados do fundo do oceano e anomalias magnéticas no fundo do mar. As reversões ocorrem quase aleatoriamente no tempo, com intervalos entre reversões que variam de menos de 0,1 milhão de anos a até 50 milhões de anos. A mais recente reversão geomagnética, chamada de Brunhes-Matuyama, ocorreu cerca de 780 mil anos atrás. Um fenômeno relacionado, uma excursão geomagnética, equivale a uma reversão incompleta, sem alteração na polaridade.

O campo magnético do passado é registrado principalmente por minerais fortemente magnéticos, particularmente óxidos de ferro como a magnetita, que podem mostrar um momento magnético permanente. Essa magnetização remanescente, ou remanência, pode ser adquirida de mais de uma maneira. Nos fluxos de lava, a direção do campo é "congelada" em pequenos minerais à medida que esfriam, dando origem a uma magnetização remanescente térmica. Nos sedimentos, a orientação das partículas magnéticas adquire um leve viés em direção ao campo magnético, à medida que são depositadas no fundo do oceano ou no fundo de um lago. Isto se chama magnetização remanescente detrital.

A magnetização termorremanente é a principal fonte das anomalias magnéticas em torno das cordilheiras do meio do oceano. À medida que o fundo do mar se espalha, o magma brota do manto, esfria para formar nova crosta basáltica em ambos os lados da cordilheira e é levado para longe pela propagação do fundo do mar. Enquanto esfria, registra a direção do campo magnético da Terra. Quando o campo se inverte, o novo basalto registra a direção invertida. O resultado é uma série de listras simétricas em relação à crista. Um navio que reboca um magnetômetro na superfície do oceano pode detectar essas faixas e inferir a idade do fundo do oceano abaixo. Isto fornece informações sobre a taxa com que o fundo do mar se espalhou no passado.

A datação radiométrica dos fluxos de lava tem sido usada para estabelecer uma escala de tempo de polaridade geomagnética, parte da qual é mostrada na imagem. Isso forma a base da magnetostratigrafia, uma técnica de correlação geofísica que pode ser usada para datar sequências sedimentares e vulcânicas, bem como anomalias magnéticas no fundo do mar.

Variações temporárias da inclinação do dipolo que levam o eixo do dipolo através do equador e depois voltam à polaridade original são conhecidas como excursões.

Estudos paleomagnéticos de lava paleoarqueana na Austrália e de conglomerados na África do Sul concluíram que o campo magnético está presente desde pelo menos 3,45 bilhões de anos atrás.

Atualmente, o campo geomagnético geral está se tornando mais fraco; a forte deterioração atual corresponde a um declínio de 10 a 15% nos últimos 150 anos e se acelerou nos últimos anos; a intensidade geomagnética diminuiu quase continuamente de um máximo de 35% acima do valor moderno, alcançado aproximadamente 2 000 anos atrás. No entanto, a taxa de diminuição e a força atual estão dentro da faixa normal de variação, como mostra o registro de campos magnéticos passados registrados em rochas.

O polo norte magnético da Terra está flutuando do norte do Canadá para a Sibéria com uma taxa atualmente acelerada - 10 quilômetros por ano, no início do século XX, até 40 quilômetros por ano em 2003 e, desde então, apenas acelerou. Segundo um estudo desenvolvido pela Universidade de Leeds, o norte magnético deve continuar avançando em direção à Rússia. De acordo com esta pesquisa, o deslocamento tem alcançado valores entre 50 e 60 km por ano.

A Terra e a maioria dos planetas do Sistema Solar, assim como o Sol e outras estrelas, geram campos magnéticos através do movimento de fluidos eletricamente condutores. O campo da Terra se origina em seu núcleo. Esta é uma região de ligas de ferro que se estende a cerca de 3 400 km (o raio da Terra é 6370 km). É dividido em um núcleo interno sólido, com um raio de 1 220 km, e um núcleo externo líquido. O movimento do líquido no núcleo externo é impulsionado pelo fluxo de calor do núcleo interno, que é de cerca de 6 000 K (ou 5 730 ºC), até a fronteira núcleo-manto, que é de cerca de 3 800 K (ou 3 530 ºC). O calor é gerado pela energia potencial liberada pelos materiais mais pesados que afundam em direção ao núcleo ( diferenciação planetária), bem como pelo decaimento dos elementos radioativos no interior. O padrão de fluxo é organizado pela rotação da Terra e pela presença do núcleo interno sólido do planeta.

O mecanismo pelo qual a Terra gera um campo magnético é conhecido como dínamo. O campo magnético é gerado por fluidos condutores de eletricidade em rotação e convecção ( lei circuital de Ampère); um campo magnético variável gera um campo elétrico ( lei de Faraday); e os campos elétrico e magnético exercem uma força sobre as cargas que fluem em correntes (a força de Lorentz). Esses efeitos podem ser combinados em uma equação diferencial parcial para o campo magnético chamada equação de indução magnética,

onde u é a velocidade do fluido; B é o campo magnético B; e η=1/σμ é a difusividade magnética, inversamente proporcional ao produto da condutividade elétrica σ e da permeabilidade μ.

Em um condutor perfeito ( ), não haveria difusão. Pela lei de Lenz, qualquer mudança no campo magnético seria imediatamente oposta às correntes, de modo que o fluxo através de um determinado volume de fluido não poderia mudar. À medida que o fluido se movesse, o campo magnético o acompanharia. O teorema que descreve esse efeito é chamado de teorema de congelados em campo. Mesmo em um fluido com condutividade finita, um novo campo é gerado esticando as linhas de campo à medida que o fluido se move de maneiras que o deformam. Esse processo poderia continuar gerando um novo campo indefinidamente, não fosse o fato de que, à medida que o campo magnético aumenta de força, ele passa a resistir ao movimento dos fluidos.

O movimento do fluido é sustentado por convecção, movimento impulsionado por flutuabilidade. A temperatura aumenta em direção ao centro da Terra, e a temperatura mais alta do fluido mais abaixo o torna flutuante. Essa flutuabilidade é aprimorada pela separação química: à medida que o núcleo esfria, um pouco do ferro fundido solidifica e é agregado ao núcleo interno. No processo, elementos mais leves são deixados para trás no fluido, tornando-o mais leve. Isso é chamado de convecção composicional. Um efeito Coriolis, causado pela rotação planetária geral, tende a organizar o fluxo em rolos alinhados ao longo do eixo polar norte-sul.

Um dínamo pode amplificar um campo magnético, mas precisa de um campo "semente" para iniciá-lo. Para a Terra, este pode ter sido um campo magnético externo. No início de sua história, o Sol passou por uma fase T Tauri, na qual o vento solar teria um campo magnético algumas ordens de magnitude maior que o atual vento solar. No entanto, grande parte do campo pode ter sido filtrada pelo manto da Terra. Uma fonte alternativa são as correntes no limite do núcleo-manto, impulsionadas por reações químicas ou variações na condutividade térmica ou elétrica. Tais efeitos ainda podem fornecer um pequeno viés que faz parte das condições de contorno do geodínamo.

Simular o geodínamo requer resolver numericamente um conjunto de equações diferenciais parciais não lineares para a magnetoidrodinâmica (MHD) do interior da Terra. A simulação das equações MHD é realizada em uma grade 3D de pontos e a finura da grade, que em parte determina o realismo das soluções, é limitada principalmente pela potência do computador. Durante décadas, os teóricos limitaram-se a criar modelos de computador com dínamo cinemático nos quais o movimento do fluido é escolhido com antecedência e o efeito no campo magnético calculado. A teoria do dínamo cinemático era principalmente uma questão de tentar diferentes geometrias de fluxo e testar se tais geometrias poderiam sustentar um dínamo.

Os primeiros modelos de dínamo autoconsistentes, que determinam os movimentos de fluidos e o campo magnético, foram desenvolvidos por dois grupos em 1995, um no Japão e um nos Estados Unidos. Este último recebeu atenção porque reproduziu com sucesso algumas das características do campo da Terra, incluindo reversões geomagnéticas.

Correntes na ionosfera e magnetosfera

Correntes elétricas induzidas na ionosfera geram campos magnéticos (região do dínamo ionosférico). Esse campo é sempre gerado perto de onde a atmosfera está mais próxima do Sol, causando alterações diárias que podem desviar os campos magnéticos da superfície em até um grau. As variações diárias típicas da intensidade do campo são de cerca de 25 nanoteslas (nT) (uma parte em 2 000), com variações ao longo de alguns segundos, tipicamente em torno de 1 nT (uma parte em 50 000).

A força do campo magnético da Terra foi medida por Carl Friedrich Gauss em 1832 e tem sido repetidamente medida desde então, mostrando um declínio relativo de cerca de 10% nos últimos 150 anos. O satélite Magsat e satélites posteriores usaram magnetômetros vetoriais de 3 eixos para sondar a estrutura 3D do campo magnético da Terra. O último satélite de Ørsted permitiu uma comparação indicando um geodínamo dinâmico em ação que parece estar dando origem a um polo alternado sob o Oceano Atlântico, a oeste da África do Sul.

Os magnetômetros detectam pequenos desvios no campo magnético da Terra causados por artefatos de ferro, fornos, alguns tipos de estruturas de pedra e até valas e sambaquis na geofísica arqueológica. Usando instrumentos magnéticos adaptados a partir de detectores de anomalia magnética aerotransportados, desenvolvidos durante a Segunda Guerra Mundial para detectar submarinos, as variações magnéticas no fundo do oceano foram mapeadas. O basalto - uma rocha vulcânica rica em ferro que compõe o fundo do oceano - contém um mineral fortemente magnético ( magnetita) e pode distorcer localmente as leituras de bússolas. A distorção foi reconhecida pelos navegadores islandeses no final do século XVIII. Mais importante, como a presença de magnetita fornece propriedades magnéticas mensuráveis ao basalto, essas variações magnéticas forneceram outro meio de estudar o fundo do oceano. Quando a rocha recém-formada esfria, esses materiais magnéticos registram o campo magnético da Terra.

A maneira mais comum de analisar as variações globais no campo magnético da Terra é ajustar as medidas a um conjunto de harmônicos esféricos. Isto foi feito pela primeira vez por Carl Friedrich Gauss. Harmônicos esféricos são funções que oscilam sobre a superfície de uma esfera. Eles são o produto de duas funções, uma que depende da latitude e outra da longitude. A função da longitude é zero ao longo de zero ou mais círculos passando pelos polos norte e sul; o número de tais linhas nodais é o valor absoluto da ordem . A função da latitude é zero ao longo de zero ou mais círculos de latitude; isto mais a ordem é igual ao grau ℓ. Cada harmônico é equivalente a um arranjo específico de cargas magnéticas no centro da Terra. Um é uma carga magnética isolada, que nunca foi observada. Um dipolo é equivalente a duas cargas opostas reunidas e um quadripolo para dois dipolos reunidos. Um campo quadripolar é mostrado na figura inferior à direita.

Harmônicos esféricos podem representar qualquer campo escalar (função da posição) que satisfaça certas propriedades. Um campo magnético é um campo vetorial, mas se for expresso nos componentes cartesianos , cada componente é a derivada da mesma função escalar chamada potencial magnético. As análises do campo magnético da Terra usam uma versão modificada dos harmônicos esféricos usuais que diferem por um fator multiplicativo. Um ajuste de mínimos quadrados às medições do campo magnético fornece o campo da Terra como a soma dos harmônicos esféricos, cada um multiplicado pelo melhor coeficiente de Gauss ou .

O coeficiente de Gauss de menor grau, , fornece a contribuição de uma carga magnética isolada, portanto é zero. Os próximos três coeficientes - , e - determinam a direção e a magnitude da contribuição do dipolo. O dipolo de melhor ajuste é inclinado em um ângulo de cerca de 10° em relação ao eixo de rotação, como descrito anteriormente.

A análise harmônica esférica pode ser usada para distinguir fontes internas de fontes externas se as medidas estiverem disponíveis em mais de uma altura (por exemplo, observatórios e satélites no solo). Nesse caso, cada termo com coeficiente ou pode ser dividido em dois termos: um que diminui com o raio como e outro que aumenta com o raio como . Os termos crescentes se ajustam às fontes externas (correntes na ionosfera e magnetosfera). No entanto, em alguns anos, as contribuições externas são em média zero.

Os termos restantes preveem que o potencial de uma fonte dipolo (ℓ=1) caia na forma . O campo magnético, sendo uma derivada do potencial, cairia como . Os termos quadripolo caem como e os termos de ordem superior caem cada vez mais rapidamente com o raio. O raio do núcleo externo é cerca de metade do raio da Terra. Se o campo no limite do manto principal é adequado aos harmônicos esféricos, a parte dipolar é menor por um fator de cerca de 8 na superfície, a parte quadripolar por um fator de 16 e assim por diante. Assim, apenas os componentes com grandes comprimentos de onda podem ser notados na superfície. A partir de vários argumentos, geralmente se supõe que apenas termos com o grau 14 ou menos tenham sua origem no núcleo. Estes têm comprimentos de onda de cerca de 2 mil quilômetros ou menos. Características menores são atribuídas a anomalias da crosta.

Modelos globais

A Associação Internacional de Geomagnetismo e Aeronomia mantém um modelo de campo global padrão chamado Campo de Referência Geomagnético Internacional . É atualizado a cada cinco anos. O modelo de 11ª geração, IGRF11, foi desenvolvido usando dados de satélites ( Ørsted, CHAMP e SAC-C) e uma rede mundial de observatórios geomagnéticos. A expansão harmônica esférica foi truncada no grau 10, com 120 coeficientes, até 2000. Os modelos subsequentes são truncados no grau 13 (195 coeficientes).

Outro modelo de campo global, chamado Modelo Magnético Mundial, é produzido em conjunto pelos Centros Nacionais de Informação Ambiental dos Estados Unidos (anteriormente o National Geophysical Data Center) e pelo British Geological Survey. Este modelo trunca no grau 12 (168 coeficientes) com uma resolução espacial aproximada de 3 mil quilômetros. É o modelo usado pelo Departamento de Defesa dos Estados Unidos, o Ministério da Defesa (Reino Unido), a Administração Federal de Aviação dos Estados Unidos (FAA), a Organização do Tratado do Atlântico Norte (OTAN) e o Escritório Hidrográfico Internacional, bem como por muitos sistemas civis de navegação.

Um terceiro modelo, produzido pelo Goddard Space Flight Center ( NASA e GSFC) e pelo Instituto Dinamarquês de Pesquisa Espacial, usa uma abordagem de "modelagem abrangente" que tenta reconciliar dados com uma resolução temporal e espacial bastante variável das fontes terrestres e de satélite.

Para usuários com necessidades de maior precisão, os Centros Nacionais de Informações Ambientais dos Estados Unidos desenvolveram o Modelo Magnético Aprimorado (EMM), que se estende até o grau e ordem 790 e resolve anomalias magnéticas até um comprimento de onda de 56 quilômetros. Foi compilado a partir de pesquisas por satélite, marítimas, aeromagnéticas e magnéticas terrestres. Desde 2018, a versão mais recente, a EMM2017, inclui dados da missão de satélite Swarm da Agência Espacial Europeia.

Ver artigo principal: Maré

O campo magnético da Terra é constituído a partir de muitas fontes contribuintes, desde o núcleo do planeta até a magnetosfera no espaço. Desembaraçar e identificar as diferentes fontes permite que os cientistas geomagnéticos coletem informações sobre os processos individuais que se combinam para criar o campo completo. Um contribuinte é o oceano. Mas como as marés afetam o campo magnético da Terra? A água do mar é um condutor elétrico e, portanto, interage com o campo magnético. À medida que as marés giram em torno das bacias oceânicas, a água do oceano tenta essencialmente puxar as linhas do campo geomagnético. Como a água salgada é um bom, mas não um ótimo condutor, a interação é relativamente fraca. O componente mais forte vem da maré lunar regular (M2), que ocorre cerca de duas vezes por dia (na verdade, 12,42 horas). Outras contribuições vêm de ondas, redemoinhos e até tsunamis.

A força da interação depende também da temperatura da água do oceano. Todo o calor armazenado no oceano, do topo da onda ao fundo do mar, agora pode ser inferido a partir de observações do campo magnético da Terra.

Biomagnetismo

Animais, incluindo pássaros e tartarugas, podem detectar o campo magnético da Terra e usá-lo para navegar durante a migração. Alguns pesquisadores descobriram que vacas e veados selvagens tendem a alinhar seus corpos na direção norte-sul enquanto relaxam, mas não quando estão sob linhas de alta tensão, sugerindo que o magnetismo é responsável. Outros pesquisadores relataram em 2011 que não podiam replicar essas descobertas usando diferentes imagens do Google Earth.

Os pesquisadores descobriram que campos eletromagnéticos muito fracos perturbam a bússola magnética usada por piscos-de-peito-ruivo e outros pássaros canoros para navegar usando o campo magnético da Terra. Nem as linhas de energia nem os sinais dos celulares são os responsáveis pelo efeito do campo eletromagnético nos pássaros; em vez disso, os culpados têm frequências entre 2 kHz e 5 MHz. Isto inclui sinais de rádio AM e equipamentos eletrônicos comuns que podem ser encontrados em empresas ou residências particulares.

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Campo magnético terrestre - Wikipédia, a enciclopédia livre

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Campo magnético terrestre, também conhecido como campo geomagnético, é o campo magnético que se estende do interior da Terra para o espaço, onde interage com o vento solar, um fluxo de partículas carregadas que emanam do Sol.

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A zona habitável do Sol @joceanedalabona7002