quarta-feira, 27 de março de 2013








Por que cada tipo de incêndio deve ser apagado com um extintor diferente?

 Para que o estrago na hora de acabar com o fogo não seja maior do que o do próprio incêndio. Certos extintores podem ser bons para eliminar determinadas chamas, mas podem ter o efeito contrário em outras. Os que funcionam à base de água, por exemplo, são excelentes para apagar fogo em madeira ou papel, mas em substâncias inflamáveis, como gasolina ou gordura, a água espalha esses líquidos e leva o incêndio para outros lugares. Pior ainda se a chama atingir fiações elétricas, já que a água conduz eletricidade e cria o risco de choques mortais.

  Para esses dois tipos de incêndio, o mais recomendável é usar os chamados extintores secos, geralmente com dióxido de carbono (CO2) em vez de água. "O jato de CO2 extermina a chama ao afastar o oxigênio que alimenta a combustão do material", afirma o químico Flávio Maron Vichi, da USP. O grande problema é que o CO2 se dispersa com muita facilidade no ar. Para evitar esse inconveniente, apareceram os extintores de pó químico, que lançam uma carga de bicarbonato de sódio em cima do fogo. Como o bicarbonato também contém grandes quantidades de CO2, o pó acaba sufocando a chama do mesmo jeito. Esse tipo de extintor só não dá conta de incêndios que acontecem em metais inflamáveis, como o titânio, que queima a 1 500 ºC. Nessas condições, a água e o CO2 reagem violentamente com o metal e não sobrevivem para abafar a chama. Os únicos que acabam com esse tipo de incêndio são os extintores químicos especiais, que conseguem impedir o contato do metal com o oxigênio (O2 ).
Tempo quente Antes do combate, é essencial saber qual o tipo da chama.
Classe A
É a combustão mais comum, que ocorre em madeira, plásticos ou papel
Classe B
Fogo que atinge líquidos inflamáveis, como gasolina, solventes ou gordura
Classe C
São as chamas em fiações ou em equipamentos eletroeletrônicos
Classe D
Incêndio raro, que se propaga em metais inflamáveis, como magnésio ou titânio
Trabalho especializado Cada extintor é usado em situações distintas
ÁGUA
Como funciona - Resfria o material. O vapor abafa as chamas e evita o contato com o ar
Prós - É o mais eficiente para incêndios do tipo A, já que penetra no material e consegue evitar que o fogo recomece
Contra - Não pode ser usado para as classes B e C
DIÓXIDO DE CARBONO (CO2)
Como funciona - Remove o oxigênio dos focos de incêndio. Em menor grau, ajuda a resfriar
Prós - Funciona para o tipo A e é ideal para as classes B e C. Não reage com a eletricidade e não deixa resíduos no local
Contra - O gás se dispersa com muita facilidade
PÓ QUÍMICO
Como funciona - Usa substâncias como o bicarbonato de sódio para resfriar e abafar o fogo
Prós - Pode ser usado nas classes A, B e C. O pó não se dispersa, como o CO2. Penetra no material e impede que o fogo volte
Contra - O jato de pó deixa grande quantidade de resquícios
PÓ QUÍMICO ESPECIAL
Como funciona - Usa substâncias como o cloreto de sódio para abafar fogo em metais inflamáveis
Prós - São os únicos capazes de apagar incêndios da classe D. Criam uma crosta sobre o metal flamejante e evitam seu contato com o oxigênio
Contra - Também deixa um rastro enorme de resíduos

segunda-feira, 25 de março de 2013


Radiação



Radiação
Radiações são ondas eletromagnéticas ou partículas que se propagam com uma determinada velocidade. Contêm energia, carga eléctrica e magnética. Podem ser geradas por fontes naturais ou por dispositivos construídos pelo homem. Possuem energia variável desde valores pequenos até muito elevados.
As radiações electromagnéticas mais conhecidas são: luz, microondas, ondas de rádio, radar, laser, raios X e radiação gama. As radiações sob a forma de partículas, com massa, carga eléctrica, carga magnética mais comuns são os feixes de elétrons, os feixes de prótrons, radiação beta, radiação alfa.




  • Tipos de Radiação
  • Dependendo da quantidade de energia, uma radiação pode ser descrita como não ionizante ou ionizante.
    Radiações não ionizante possuem relativamente baixa energia. De fato, radiações não ionizantes estão sempre a nossa volta. Ondas eletromagnéticas como a luz, calor e ondas de rádio são formas comuns de radiações não ionizantes. Sem radiações não ionizantes, nós não poderíamos apreciar um programa de TV em nossos lares ou cozinhar em nosso forno de microondas.
    Altos níveis de energia, radiações ionizantes, são originadas do núcleo de átomos, podem alterar o estado físico de um átomo e causar a perda de elétrons, tornando-os eletricamente carregados. Este processo chama-se "ionização".
    Um átomo pode se tornar ionizado quando a radiação colide com um de seus elétrons. Se essa colisão ocorrer com muita violência, o elétron pode ser arrancado do átomo. Após a perda do elétron, o átomo deixa de ser neutro, pois com um elétron a menos, o número de prótons é maior. O átomo torna-se um "íon positivo".

  • Estabilidade do Núcleo Atômico

  • A tendência dos isótopos dos núcleos atômicos é atingir a estabilidade. Se um isótopo estiver numa configuração instável, com muita energia ou com muitos nêutrons, por exemplo, ele emitirá radiação para atingir um estado estável. Um átomo pode liberar energia e se estabilizar por meio de uma das seguintes formas:
    *  emissão de partículas do seu núcleo;
    *  emissão de fótons de alta freqüência.
    *  O processo no qual um átomo espontaneamente libera energia de seu núcleo é chamado de "decaimento radioativo".
    *  Quando algo decai na natureza, como a morte de uma planta, ocorrem trocas de um estado complexo (a planta) para um estado simples (o solo). A idéia é a mesma para um átomo instável. Por emissão de partículas ou de energia do núcleo, um átomo instável troca, ou decai, para uma forma mais simples. Por exemplo, um isótopo radioativo de urânio, o 238, decai até se tornar chumbo 206. Chumbo 206 é um isótopo estável, com um núcleo estável. Urânio instável pode, eventualmente, se tornar um isótopo estável de chumbo.

  • Radiação Ionizante

  • Energia e partículas emitidas de núcleos instáveis são capazes de causar ionização. Quando um núcleo instável emite partículas, as partículas são, tipicamente, na forma de partículas alfa, partículas beta ou nêutrons. No caso da emissão de energia, a emissão se faz por uma forma de onda eletromagnética muito semelhante aos raios-x : os raios gama.
    Radiações Ionizantes Alfa (a), Beta (ß) e Gama (?)

  • Radiação Alfa (a)

  • As partículas Alfa são constituídas por 2 prótons e 2 nêutrons, isto é, o núcleo de átomo de hélio (He). Quando o núcleo as emite, perde 2 prótons e 2 nêutrons.
    Sobre as emissões alfa, foi enunciada por Soddy, em 1911, a chamada primeira lei da Radioatividade:
    Quando um radionuclídeo emite uma partícula Alfa, seu número de massa diminui 4 unidades e, seu número atômico, diminui 2 unidades.
    X -----> alfa(2p e 2n) + Y(sem 2p e 2n)

    Ao perder 2 prótons o radionuclídeo X se transforma no radionuclídeo Y com número atômico igual a (Y = X - 2)
    As partículas Alfa, por terem massa e carga elétrica relativamente maior, podem ser facilmente detidas, até mesmo por uma folha de papel (veja a figura a seguir); elas em geral não conseguem ultrapassar as camadas externas de células mortas da pele de uma pessoa, sendo assim praticamente inofensivas. Entretanto podem ocasionalmente, penetrar no organismo através de um ferimento ou por aspiração, provocando, nesse caso lesões graves. Têm baixa velocidade comparada a velocidade da luz (20 000 km/s).

  • Radiação Beta (ß)

  • As partículas Beta são elétrons emitidos pelo núcleo de um átomo instável. Em núcleos instáveis betaemissores, um nêutron pode se decompor em um próton, um elétron e um antineutrino permanece no núcleo, um elétron (partícula Beta) e um antineutrino são emitidos.
    Assim, ao emitir uma partícula Beta, o núcleo tem a diminuição de um nêutron e o aumento de um próton. Desse modo, o número de massa permanece constante.
    A segunda lei da radioatividade, enunciada por Soddy, Fajjans e Russel, em 1913, diz:
    Quando um radionuclídeo emite uma partícula beta, seu número de massa permanece constante e seu número atômico aumenta 1 unidade X -----> beta(1e) + antineutrino + Y(com 1p a mais)

    Ao ganhar 1 próton o radionuclídeo X se transforma no radionuclídeo Y com número atômico igual a (Y = X + 1)
    As partículas Beta são capazes de penetrar cerca de um centímetro nos tecidos(veja a figura a seguir), ocasionando danos à pele, mas não aos órgãos internos, a não ser que sejam ingeridas ou aspiradas. Têm alta velocidade, aproximadamente 270 000 km/s.

  • Radiação Gama (?)
  • Ao contrário das radiações Alfa e Beta, que são constituídas por partículas, a radiação gama é formada por ondas eletromagnéticas emitidas por núcleos instáveis logo em seguida à emissão de uma partícula Alfa ou Beta.
    O Césio-137 ao emitir uma partícula Beta, seus núcleos se transformam em Bário-137. No entanto, pode acontecer de, mesmo com a emissão, o núcleo resultante não eliminar toda a energia de que precisaria para se estabilizar. A emissão de uma onda eletromagnética (radiação gama) ajuda um núcleo instável a se estabilizar.
    É importante dizer que, das várias ondas eletromagnéticas (radiação gama, raios-X, microondas, luz visível, etc), apenas os raios gama são emitidos pelos núcleos atômicos.
    As radiações Alfa, Beta e Gama possuem diferentes poderes de penetração, isto é, diferentes capacidades para atravessar os materiais.
    Assim como os raios-X os raios gama são extremamente penetrantes, sendo detido somente por uma parede de concreto ou metal (veja a figura a seguir). Têm altíssima velocidade que se igual à velocidade da luz (300 000 km/s).

  • Raios-X

  • Os raios-X que não vêm do centro dos átomos, como os raios Gama. Para obter-se raios-X, uma máquina acelera elétrons e os faz colidir contra uma placa de chumbo, ou outro material. Na colisão, os elétrons perdem a energia cinética, ocorrendo uma transformação em calor (quase a totalidade) e um pouco de raios-X.
    Estes raios interessantes atravessam corpos que, para a luz habitual, são opacos. O expoente de absorção deles é proporcional à densidade da substância. Por isso, com o auxílio dos raios X é possível obter uma fotografia dos órgãos internos do homem. Nestas fotografias, distinguem-se bem os ossos do esqueleto e detectam-se diferentes deformações dos tecidos brandos.
    A grande capacidade de penetração dos raios X e as suas outras particularidades estão ligadas ao fato de eles terem um comprimento de onda muito pequeno.

  • Aplicações

  • A radiação ionizante tornou-se há muitos anos parte integrante da vida do homem. Sua aplicação se dá na área da medicina até às armas bélicas, contudo, sua utilidade é indiscutível. Atualmente, por exemplo a sua utilização em alguns exames de diagnóstico médico, através da aplicação controlada da radiação ionizante (a radiografia é mais comum), é uma metodologia de extremo auxílio. Porém os efeitos da radiação não podem ser considerados inócuos, a sua interação com os seres vivos pode levar a teratogenias e até a morte. Os riscos e os benefícios devem ser ponderados. A radiação é um risco e deve ser usada de acordo com os seus benefícios.

      a)Saúde

  • Radioterapia
  • Consiste na utilização da radiação gama, raios X ou feixes de eléctrons para o tratamento de tumores, eliminando células cancerígenas e impedindo o seu crescimento. O tratamento consiste na aplicação programada de doses elevadas de radiação, com a finalidade de atingir as células cancerígenas, causando o menor dano possível aos tecidos sãos intermediários ou adjacentes.

  • Braquiterapia
  • Trata-se de radioterapia localizada para tipos específicos de tumores e em locais específicos do corpo humano. Para isso são utilizadas fontes radioativas emissoras de radiação gama de baixa e média energia, encapsuladas em aço inox ou em platina, com atividade da ordem das dezenas de Curies. A principal vantagem é devido à proximidade da fonte radioativa afeta mais precisamente as células cancerígenas e danifica menos os tecidos e órgãos próximos.

  • Aplicadores
  • São fontes radioativas de emissão beta distribuídas numa superfície , cuja geometria depende do objetivo do aplicador. Muito usado em aplicadores dermatológicos e oftalmológicos. O princípio de operação é a aceleração do processo de cicatrização de tecidos submetidos a cirurgias, evitando sangramentos e quelóides, de modo semelhante a uma cauterização superficial. A atividade das fontes radioativas é baixa e não oferece risco de acidente significativo sob o ponto de vista radiológico. O importante é o controle do tempo de aplicação no tratamento, a manutenção da sua integridade física e armazenamento adequado dos aplicadores.

  • Radioisótopos
  • Existem terapias medicamentosas que contêm radiosiótopos que são administrados ao paciente por meio de ingestão ou injeção, com a garantia da sua deposição preferencial em determinado órgão ou tecido do corpo humano. Por exemplo, isótopos de iodo para o tratamento do cancro na tiróide.

      b)Diagnóstico:

  • Radiografia
  • A radiografia é uma imagem obtida, por um feixe de raios X ou raios gama que atravessa a região de estudo e interage com uma emulsão fotográfica ou tela fluorescente. Existe uma grande variedade de tipos, tamanhos e técnicas radiográficas. As doses absorvidas de radiação dependem do tipo de radiografia. Como existe a acumulação da radiação ionizante não se devem tirar radiografias sem necessidade e, principalmente, com equipamentos fora dos padrões de operação. O risco de dano é maior para o operador, que executa rotineiramente muitas radiografias por dia. Para evitar exposição desnecessária, deve-se ficar o mais distante possível, no momento do disparo do feixe ou protegido por um biombo com blindagem de chumbo.

  • Tomografia
  • O princípio da tomografia consiste em ligar um tubo de raios X a um filme radiográfico por um braço rígido que gira ao redor de um determinado ponto, situado num plano paralelo à película. Assim, durante a rotação do braço, produz-se a translação simultânea do foco (alvo) e do filme. Obtém-se imagens de planos de cortes sucessivos, como se observássemos fatias seccionadas, por exemplo, do cérebro. Não apresenta riscos de acidente pois é operada por electricidade, e o nível de exposição à radiação é similar. Não se devem realizar exames tomográficos sem necessidade, devido à acumulação de dose de radiação.

  • Mamografia
  • Atualmente a mamografia é um instrumento que auxilia na prevenção e na redução de mortes por câncer de mama. Como o tecido da mama é difícil de ser examinado com o uso de radiação penetrante, devido às pequenas diferenças de densidade e textura de seus componentes como o tecido adiposo e fibroglandular, a mamografia possibilita somente suspeitar e não diagnosticar um tumor maligno. O diagnóstico é complementado pelo uso da biópsia e ultrasonografia. Com estas técnicas, permite-se a detecção precoce em pacientes assintomáticas e imagens de melhor definição em pacientes sintomáticas. A imagem é obtida com o uso de um feixe de raios X de baixa energia, produzidos em tubos especiais, após a mama ser comprimida entre duas placas. O risco associado à exposição à radiação é mínimo, principalmente quando comparado com o benefício obtido.

  • Mapeamento com radiofármacos
  • O uso de marcadores é comum. O marcador radioactivo tem o objetivo de, como o nome mesmo diz, marcar moléculas de substâncias que se incorporam ou são metabolizadas pelo organismo do homem, de uma planta ou animal. Por exemplo, o iodo-131 é usado para seguir o comportamento do iodo -127, estável, no percurso de uma reacção química in vitro ou no organismo. Nestes exames, a irradiação da pessoa é inevitável, mas deve-se ter em atenção para que esta seja a menor possível.

  • Como minimizar os efeitos da radiação ionizante

  • A minimização dos efeitos da radiação nos trabalhadores inicia pela avaliação de risco, o correto planejamento das atividades a serem desenvolvidas, utilização de instalações e de práticas corretas, de tal forma a diminuir a magnitude das doses individuais, o número de pessoas expostas e a probabilidade de exposições acidentais.
    Os equipamentos de proteção (EPC e EPI) devem ser utilizados por todos os trabalhadores, além de ser observado a otimização desta proteção pelo elaboração e execução correta de projeto de instalações laboratoriais, na escolha adequada dos equipamentos e na execução correta dos procedimentos de trabalho.
    Por outro lado o controle das doses nos trabalhadores deve considerar três fatores:
    1. Tempo:
    A dose recebida é proporcional ao tempo de exposição e à velocidade da dose D = t x velocidade da dose
    2.Distância:
    A intensidade da radiação decresce com o quadrado da distância D1/D2 = (d1/d2)2
    3.Blindagem:
    A espessura da blindagem depende do tipo de radiação, da atividade da fonte e da velocidade de dose aceitável após a blindagem. Para a protecção do trabalhador os comandos do equipamentos devem ter blindagem, assegurando que o técnico possa ver e manter o contacto com o paciente no decorrer do exame. As próprias salas devem ter blindagem, por forma a assegurar e garantir a segurança radiológica tanto do técnico como do pessoal circunvizinho à sala. Estas protecções devem ter espessura suficiente para garantir a proteção contra a radiação primária e a radiação difundida que pode atingir as paredes da sala.
    No cálculo das blindagens leva-se em conta:
    *  a energia da radiação produzida;
    *  a quantidade de radiação produzida por determinado período (carga de trabalho);
    *  grau de ocupação ou frequência do ponto de interesse;
    *  material a ser usado como blindagem.
    *  Para a blindagem de raios X e Gama usa-se geralmente o chumbo. Contudo outros materiais podem ser utilizados embora a espessura necessária para se obter a mesma atenuação que com o chumbo seja muito maior.

    A garantia de que as condições de trabalho é adequada do ponto de vista da proteção pode ser obtida através do levantamento radiométrico da instalação. Esta medida tem por objetivo verificar se durante a operação, a instalação apresenta níveis de segurança adequados aos trabalhadores.

  • Controle à Exposição

    1. Monitorização
    Este processo tem como objetivo garantir a menor exposição possível aos trabalhadores e garantir que os limites de dose não são superados.

      Tipos de Monitorização:
    *  Pessoal - procura estimar a dose recebida pelo trabalhador durante as suas atividades envolvendo radiação ionizante. As doses equivalentes são determinadas pela utilização de um ou vários dosímetros que devem ser usados na posição que forneça uma medida representativa da exposição nas partes do corpo expostos à radiação. No caso do trabalhador usar diferentes tipos de radiação então diferentes tipos de dosímetros devem ser utilizados:
    *  Monitorização da radiação externa;
    *  Monitorização da contaminação interna
    *  De área - Tem por objetivo a avaliação das condições de trabalho e verificar se há presença radioativa. Os resultados das medidas efetuadas com os monitores da área devem ser comparados com os limites primários ou derivados, a fim de se tomar ações para garantir a proteção necessária.

  • Tipos de Dosímetros

  • Diversos métodos ou sistemas foram desenvolvidos a fim de possibilitar a determinação da dose de radiação. O objetivo é o de quantificar a energia absorvida, a fim de proporcionar um conhecimento mais profundo dos efeitos da radiação ionizante sobre a matéria.






    Figura - Exemplos de dosímetros

    Os requisitos são:
    *  a resposta do dosímetro deve ser linear com a dose absorvida;
    *  o aparelho deve ser de alta sensibilidade, por forma a medir doses baixas;
    *  deve apresentar amplo intervalo de resposta;
    *  a resposta deve ser independente da velocidade da dose;
    *deve possuir estabilidade da resposta ao longo do tempo;
    *De uma forma geral podemos classificar os dosímetros em: de leitura direta e de leitura indireta, os primeiros fornecem ao utilizador a dose ou velocidade da dose em qual quer instante, os segundos necessitam de um procedimento para a sua leitura.

    Para finalizar devemos lembrar de alguns requisitos que compõem os procedimentos de segurança:
    *  delimitação de zonas e áreas (controladas e de vigilância),
    *  selagem
    *  limitar o acesso
    *  utilizar equipamentos de proteção individual
    *  proibir a comida e a bebida, o fumar, mascar chicletes, manusear lentes de contato, a aplicação de cosméticos e ou produtos de higiene pessoal ou armazenar alimentos para consumo nos locais de uso de radiação e áreas adjacentes.
    *  lavar as mãos:
    -  antes e após a manuseio de materiais radioativos, após a remoção das luvas e antes de saírem do laboratório.
    -  antes e após o uso de luvas.
    -  antes e depois do contato físico com pacientes.
    -  antes de comer, beber, manusear alimentos e fumar.
    -  depois de usar o toalete, coçar o nariz, cobrir a boca para espirrar, pentear os cabelos.
    -  mãos e antebraços devem ser lavados cuidadosamente (o uso de escovas deverá ser feito com atenção).
    -manter líquidos anti-sépticos para uso, caso não exista lavatório no local.
    -  evitar o uso de calçados que deixem os artelhos à vista.
    -  não usar anéis, pulseiras, relógios e cordões longos, durante as atividades laboratoriais.
    -  não colocar objetos na boca.
    -  não utilizar a pia do laboratório como lavatório.
    -  usar roupa de proteção durante o trabalho. Essas peças de vestuário não devem ser usadas em outros espaços que não sejam do laboratório (escritório, biblioteca, salas de estar e refeitório).
    -  afixar o símbolo internacional de "Radioatividade" na entrada do laboratório. Neste alerta deve constar o nome e número do telefone do pesquisador responsável.
    -  presença de kits de primeiros socorros, na área de apoio ao laboratório.
    -  o responsável pelo laboratório precisa assegurar a capacitação da equipe em relação às medidas de segurança e emergência
    -providenciar o exame médico periódicos;
    -adoção de cuidados após a exposição à radiação.

     Raios, como são e de que são formados


    É talvez a mais violenta manifestação da natureza. O raio é uma descarga elétrica luminosa, que se produz entre duas nuvens ou entre uma destas nuvens e o solo. Estas nuvens constituem-se a aproximadamente 2 km de altura da terra e estende-se por até 18 km acima. O choque entre as partículas de gelo dentro da nuvem causa uma separação de cargas elétricas negativas e positivas. 


    Quando há uma diferença de cargas muito grande, uma carga elétrica negativa, denominada de condutor, deixa a nuvem ziguezagueia entre 30 a 50 m de altitude. Devido à intensidade do campo elétrico formado, as cargas positivas do solo mais perto do raio condutor, chamados de conectantes, saltam até encontrá-lo, assim fechando o circuito elétrico entre a nuvem e o solo. Somente quando as correntes elétricas se encontram é que tudo se ilumina e o raio pode ser visto. 

    Outro tipo de raio é chamado de positivo e a posição das cargas é invertida. Ocorre uma descarga negativa do solo e outra positiva da nuvem. Nos raios negativos, a descarga se origina do lado inferior da nuvem, enquanto nos positivos a sua origem é na parte alta da mesma. Para a formação destes dois tipos de raios, ocorrem descargas tanto do solo quanto da nuvem, mas a mais comum é de cima para baixo. 

    O Brasil é o lugar no qual se registra maior incidência de raios em todo o mundo. Uma das explicações para essas ocorrências são as condições de umidade, condutividade, ausência de grandes elevações no seu relevo e ao tamanho do território. No Brasil caem aproximadamente 100 milhões de raios por ano. 

    quarta-feira, 20 de março de 2013


    Terremotos

    Tremores ou vibrações da superfície da crosta terrestre, de diferentes intensidades e variadas dimensões, vêm sacudindo nosso planeta há bilhões de anos. Suas causas, porém, permaneciam desconhecidas até a década de 1960. A partir dessa época, com a invenção dos sismógrafos – aparelhos capazes de registrar as ondas sísmicas ou sismos (movimentos súbitos ou tremores na Terra) -, foi possível dar início ao mapeamento de milhares de epicentros (pontos da superfície da Terra onde primeiramente chega uma onda sísmica).

    O mapeamento realizado pelos sismógrafos mostrou que os sismos ou terremotos se agrupam ao longo de determinadas regiões, cinturões bem definidos, marcando os limites da movimentação das placas tectônicas(movimentos ocorridos no interior da Terra e que podem dar origem, a depender da intensidade com que ocorrem, a grandes mudanças no relevo).
    O movimento lento, mas constante, dessas placas faz com que ocorram tensões no subterrâneo do nosso planeta. Essas tensões se acumulam no leito rochoso durante muito tempo, até serem subitamente liberadas sob a forma de vibrações ou ondas sísmicas, que resultam em um terremoto.

    Causas dos terremotos

    Há três causas principais para a ocorrência de terremotos:
    casa desabando por causa de terremoto
    • Desabamento: ocorrem por dissolução e deslizamento das massas rochosas e são causados pela força da gravidade, ocorrendo em regiões suscetíveis de dissolução dos terrenos, como as constituídas por rochas calcárias. Esses desabamentos produzem tremores bem localizados, de pequena importância.
    • Vulcanismo: nas regiões vulcânicas ocorrem terremotos produzidos por explosões internas, decorrentes do escape repentino de gases sob fortes pressões. Podem, ocasionalmente, ser intensos, como foi o terremoto associado ao vulcão Vesúvio no ano de 79 d. C., quando se sepultou a cidade de Pompéia. Mesmo sendo intensos, sua propagação é limitada, afetando apenas os arredores da área vulcânica.
    • Tectonismo: os terremotos mais importantes são os causados pelo tectonismo (movimento das placas tectônicas). Nesses casos, as vibrações podem ser sentidas, sem o auxílio de sismógrafos, a mais de 2 mil quilômetros do foco (do ponto de origem do terremoto).
      Os sismos acontecem porque a camada mais externa da Terra, a litosfera, formada pelos primeiros 100 km de profundidade, é rígida e quebrada em diversos pedaços (placas tectônicas) que não estão parados, mas se movimentando uns em relação aos outros, como se fossem imensas lajotas que, volta e meia, tentam se encaixar.
      Nos pontos onde essas placas se tocam ocorrem os maiores e mais freqüentes tremores. A causa desse movimento é a existência de forças geológicas no interior da Terra, cuja origem não é, ainda, bem conhecida.
      Os grandes abalos ocorrem principalmente na região de encontro entre as placas, onde se localizam as falhas maiores, de escala continental. Uma falha é uma fratura, ao longo da qual houve um deslocamento dessas camadas ou placas tectônicas.

      Efeitos dos terremotos

      Imagem ficcionista de um tsunami  
      As vibrações sísmicas produzem efeitos mais danosos nas regiões cobertas por sedimentos pouco consolidados, muito embora as rochas duras conduzam as ondas com maior velocidade. Para entender esse fenômeno, basta imaginar um copo cheio de geléia que sofresse algum tipo de vibração. O vidro vibra com alta freqüência, mas as vibrações são imperceptíveis. Com relação à geleia  no entanto, a passagem das vibrações é facilmente visível.
      rachadura em rua por causa de terremoto
      Os terremotos geralmente não afetam a topografia (o desenho do relevo), a menos que o foco se situe muito perto da superfície ou que ela seja diretamente afetada pela falha responsável pelo abalo. Como exemplo famoso desse caso, podemos citar a falha de Santo André, na Califórnia (EUA), responsável pelos terremotos da cidade de São Francisco, que causam grandes deslocamentos no terreno, chegando a encurvar trilhos ferroviários e destruir centenas de casas.
      Terremotos que ocorrem sob o mar podem produzir tsunamis, maremotos que determinam a formação de ondas gigantes, que podem atingir de 20 a 30 metros de altura e que se deslocam com a velocidade de 700 km/hora.
      Muito embora a sismologia (estudo dos terremotos e da estrutura da Terra) esteja bastante adiantada, o homem ainda não descobriu uma maneira de prever os terremotos catastróficos. Muito interessante é a sensibilidade demonstrada por certos animais algumas horas antes das catástrofes: os pássaros param de cantar; o faisão canta de uma maneira diferente e os cães mostram-se medrosos, uivando constantemente.

    terça-feira, 19 de março de 2013



    Nebulosa de Órion
    Uma nebulosa planetária é um objecto astronômico que consiste numa concha brilhante de gás formada por certos tipos de estrelas no fim das suas vidas. Não têm relação nenhuma com os planetas; o nome deriva de uma suposta semelhança em relação à aparência dos gigantes gasosos. São fenômenos de curta duração (apenas alguns milhares de anos) quando comparados com o tempo de vida estelar típico (alguns milhares de milhões de anos). Conhecem-se cerca de 1,500 nebulosas planetárias na nossa Galáxia.As nebulosas planetárias são objetos importantes para a Astronomia porque desempenham um papel crucial na evolução química de uma galáxia, enviando material para o meio interestelar, enriquecendo-o em elementos mais pesados através da nucleossíntese. Nas outras galáxias, as nebulosas planetárias podem ser os únicos objectos observáveis capazes de fornecer informações acerca de abundâncias químicas.
    Nebulosa da Ampulheta 
    Nos últimos anos, o Telescópio Espacial Hubble tem revelado a extrema complexidade e variação morfológica das nebulosas planetárias. Cerca de um quinto são mais ou menos esféricas, mas a maioria não é simetricamente esférica. Os mecanismos que produzem tais variedades de formas e características não são ainda bem compreendidos.
    As nebulosas planetárias são geralmente objectos ténues, e nenhum é visível a olho nu. A primeira a ser descoberta foi a Nebulosa de Dumbbell na constelação de Raposa, observada por Charles Messier em 1764 e listada como M27 no seu catálogo de objectos nebulosos. Para os observadores da altura, que possuiam telescópios com uma baixa resolução, M27 e as nebulosas planetárias posteriormente descobertas eram bastante parecidas com os gigantes gasosos. William Herschel, que descobriu Urano, eventualmente atribuiu-lhes o termo "nebulosa planetária" embora, como actualmente se sabe, sejam muito diferentes dos planetas.

    A natureza das nebulosas planetárias era desconhecida até serem feitas as primeiras observações espectroscópicas em meados do século XIX. William Huggins foi um dos primeiros astrónomos a estudar o espectro óptico dos objectos astronómicos, usando um prisma para dispersar a sua luz. As suas observações de estrelas mostraram que o espectro era contínuo com muitas linhas escuras sobrepostas. Mais tarde descobriu que muitos objectos nebulosos, tal como a "Nebulosa" de Andrómeda, tinham espectros muito parecidos a este - mais tarde veio a saber-se que estas "nebulosas" eram na realidade galáxias.No entanto, quando observou a Nebulosa Olho de Gato (NGC 6543), encontrou um espectro muito diferente. Em vez ser um forte espectro contínuo com linhas de absorção, a Nebulosa Olho de Gato e outros objectos parecidos mostravam apenas um pequeno número de linhas de emissão. A mais brilhante encontrava-se num comprimento de onda de 500.7 nanómetros, o que não correspondia com nenhuma linha de qualquer outro elemento conhecido. Foi então proposto que a linha seria de um elemento desconhecido, que na altura recebeu nome "nebulium" - uma ideia semelhante que levou à descoberta do hélio pela análise do espectro do Sol em 1868.
    Enquanto que o hélio foi isolado na Terra pouco depois da sua descoberta no espectro do Sol, o mesmo não ocorreu para o "nebulium". No princípio do século XX, Henry Norris Russell propôs que, ao invés de ser um novo elemento, a existência da linha dos 500.7 nm era provocada por um elemento familiar em condições pouco conhecidas.

    Nebulosa Roseta
    Nos anos 20, os físicos mostraram que em gases a densidades extremamente baixas, os electrões podem popular níveis de energia metastaticamente excitados em átomos e iões que a densidades mais altas são rapidamente acalmados por colisões. As transições de electrões destes níveis no oxigénio origina a linha dos 500.7 nm. Estas linhas espectrais, que podem apenas ser vistas em gases com densidades muito baixas, são conhecidas como linhas proibidas. As observações espectroscópicas posteriores mostraram que as nebulosas são feitas de gás extremamente rarefeito.Tal como será discutido mais abaixo, as estrelas centrais das nebulosas planetárias são muito quentes. A sua luminosidade, no entanto, é muito baixa, o que implica que também devem ser muito pequenas. Apenas depois de uma estrela ter gasto todo o seu combustível nuclear é que pode colapsar para um tamanho tão pequeno, daí as nebulosas planetárias terem sido associadas ao estágio final da evolução estelar. As observações espectroscópicas mostram que todas as nebulosas planetárias estão em expansão, daí nascendo a ideia que estas são causadas pela libertação para o espaço das camadas exteriores de uma estrela no fim da sua vida.
    Já para o fim do século XX, os avanços tecnológicos ajudaram a estudar com mais detalhe as nebulosas planetárias. Os telescópios espaciais permitiram aos astrónomos estudar a luz emitida para lá do espectro visível que não é observável a partir de observatórios terrestres. O estudo das nebulosas planetárias no infravermelho e no ultravioleta forneceu determinações muito mais concretas das temperaturas, densidades e abundâncias nebulares. Através da tecnologia CCD consegue-se observar linhas espectrais muito mais ténues do que era anteriormente possível. O Telescópio Espacial Hubble também mostrou que embora muitas nebulosas pareçam ter estruturas simples e regulares quando vistas da Terra, a altíssima resolução óptica alcançada por um telescópio em órbita revela morfologias extremamente complexas.

    As nebulosas planetárias são a fase final da vida de uma estrela. O nosso Sol é uma estrela média, e apenas um pequeno número de estrelas pesa muito mais que esta. Estrelas com mais de umas quantas massas solares acabam a sua vida numa dramática explosão de supernova, mas nas estrelas de massa média ou baixa, o fim envolve a criação de uma nebulosa planetária.Uma estrela típica com menos de metade da massa do Sol passa a maioria da sua vida a brilhar como resultado da fusão nuclear que converte o hidrogénio em hélio no seu núcleo. A energia libertada pelas reacções nucleares previnem a estrela de colapsar sob a sua própria gravidade, o que torna a estrela estável.
    Nebulosa Queda da Água
    Ao fim de alguns milhares de milhões de anos, a estrela gasta o seu hidrogénio, não existindo mais energia suficiente no núcleo para suportar as camadas exteriores da estrela. O núcleo então contrai-se e aquece. Actualmente, o núcleo do Sol tem uma temperatura de aproximadamente 15 milhões K, mas quando acabar o seu hidrogénio, a contracção do núcleo irá aumentar a temperatura até aos 100 milhões K.
    As camadas exteriores da estrela expandem-se enormemente devido à altíssima temperatura do núcleo, e tornam-se muito mais frias. A estrela transforma-se numa gigante vermelha. O núcleo continua a contrair-se e a aquecer, e quando a temperatura alcança os 100 milhões K, o hélio do núcleo começa a converter-se em carbono e oxigénio. A reactivação das reacções de fusão pára a contracção do núcleo. Em pouco tempo o hélio forma um núcleo inerte de carbono e oxigénio, com uma concha de hélio em torno da mesma.
    As reacções de fusão do hélio são extremamente sensíveis à temperatura, sendo as velocidades de reacção proporcionais a T40. Isto significa que apenas um aumento de 2% na temperatura mais que duplica a velocidade da reacção. Ora, isto torna a estrela muito instável - um pequeno aumento na temperatura leva a um eleva rapidamente a velocidade das reacções, o que liberta uma grande quantidade de energia, aumentando ainda mais a temperatura. A camada de hélio expande-se rapidamente e depois arrefece, o que reduz outra vez a velocidade da reacção. A estrela sofre várias contracções, que eventualmente se tornam grandes o suficiente para libertar para o espaço toda a atmosfera estelar.Os gases ejectados formam uma nuvem de material à volta do agora exposto núcleo da estrela. À medida que mais e mais quantidades da atmosfera se afastam, camadas cada vez mais profundas a temperaturas cada vez mais altas são expostas. Quando a superfície exposta alcança uma temperatura de cerca de 30,000 K, existem suficientes fotões ultravioleta a serem emitidos para ionisar a atmosfera libertada, o que a faz brilhar.

    A nuvem torna-se então numa nebulosa planetária.
    Os gases da nebulosa planetária afastam-se da estrela central a velocidades de alguns quilómetros por segundo. À mesma altura que os gases se expandem, a estrela central arrefece à medida que irradia a sua energia - as reacções de fusão cessam, dado que a estrela já não tem massa suficiente para gerar as temperaturas nucleares necessárias para a fusão do carbono e do oxigénio. Eventualmente arrefecerá até um ponto em que não liberta suficiente radiação ultravioleta para ionisar a nuvem gasosa cada vez mais distante. A estrela torna-se numa anã branca e a nuvem recombina-se, ficando invisível. Para uma nebulosa planetária comum, cerca de 10,000 anos irão passar entre a sua formação e a recombinação.

    Nebulosa Gaivota
    As nebulosas planetárias têm um papel muito importante na evolução galáctica. O Universo jovem consistia quase inteiramente de hidrogénio e hélio, mas as estrelas criam elementos mais pesados via fusão nuclear. Os gases da nebulosa planetária contêm por isso uma grande proporção de elementos como o carbono, nitrogénio e oxigénio, e à medida que se expandem e fundem com o meio interestelar, enriquecem-no com estes elementos pesados, conhecidos pelos astrónomos como «metais».As gerações posteriores de estrelas irão assim ter um maior conteúdo inicial de elementos pesados. Embora estes possam ainda ser uma componente muito pequena da estrela, deixam um efeito delineado na sua evolução. As estrelas que se formaram muito cedo no Universo e que têm pequenas quantidades de elementos pesados são conhecidas como estrelas de População II, enquanto estrelas mais jovens com uma maior quantidade de elementos pesados são conhecidas como estrelas de População I.
    Uma típica nebulosa planetária tem aproximadamente 1 ano-luz de diâmetro, e consiste de gás extremamente rarefeito, com uma densidade de geralmente mais ou menos 1,000 partículas por cada centímetro cúbico - cerca de 10-24 vezes menos densa que a atmosfera da Terra. As jovens nebulosas planetárias têm as densidades mais altas, por vezes chegando a 106partículas por cada centímetro cúbico. À medida que a nebulosa envelhece, a sua expansão fazdiminuir a sua densidade.

    A radiação da estrela central aquece o gás a temperaturas próximas dos 10,000 K. Contrariamente ao que se possa pensar, a temperatura do gás normalmente aumenta com a distância da anã branca. Isto acontece porque quanto mais energético for um fotão, menor será a probabilidade de ser absorvido, e por isso os fotões menos energéticos tendem a ser os primeiros a ser absorvidos. Nas regiões exteriores da nebulosa, os fotões menos energéticos foram já absorvidos, e os restantes fotões altamente energéticos fazem aumentar a temperatura.As nebulosas podem ser descritas como limitadas por radiação ou limitadas por matéria. No primeiro caso, existe tanta matéria em torno da estrela que todos os fotões ultra-violetas emitidos são absorvidos, e a nebulosa visível fica rodeada por uma concha de gás não-ionizado - daí a radiação ser limitada pela matéria. No último caso existem suficientes fotões ultravioletas a serem emitidos pela estrela central para ionisar o gás dos arredores.
    Conhecem-se cerca de 1,500 nebulosas planetárias na Via Láctea, por entre as 200 mil milhões de estrelas. A sua curta vida comparada com a das estrelas explica a sua raridade. Situam-se na sua maioria perto do plano da Galáxia, e a maior concentração no centro galáctico. Encontram-se muito raramente em enxames estelares, só se conhecendo um ou dois casos.
    Embora as CCDs tenham já quase ultrapassado o rolo fotográfico na astronomia moderna, um estudo recente aumentou largamente o número de nebulosas planetárias conhecidas usando um rolo da Kodak (Technical Pan) em conjunto com um filtro de alta qualidade que isolava as mais brilhantes linhas de emissão do hidrogénio, que é fortemente emitido por todas as nebulosas planetárias.

    As nebulosas planetárias são regularmente caracterizadas de acordo com a sua aparência, usando o esquema Vorontsov-Velyaminov:
    1.     Imagem estelar
    2.     Disco macio (a, mais brilhante para o centro; b, brilho uniforme; c, vestígios de uma estrutura anular)
    3.     Disco irregular (a, distribuição de brilho muito irregular; b, vestígios de uma estrutura anular)
    4.     Estrutura anular
    5.     Forma irregular, parecida a uma nebulosa difusa
    6.     Forma anómala
    Estruturas mais complexas podem resultar de combinações, tais como "4+2" (anel e disco), ou "4+4" (dois anéis).
    Um problema que ainda afecta o estudo das nebulosas planetárias, é que na maioria dos casos as suas distâncias não são bem conhecidas. Para algumas nebulosas planetárias próximas, é possível determinar as distâncias ao medir a sua paralaxe de expansão: observações de alta-resolução registadas com um intervalo de vários anos mostram a expansão da nebulosa perpendicularmente à linha de mira, enquanto observações espectroscópicas do efeito Doppler revelam a velocidade de expansão. Ao comparar a expansão angular com a velocidade derivada da expansão, temos a distância à nebulosa.
     Porque é que esta formiga não é uma grande esfera? A nebulosa planetária Mz3 é libertada a partir de uma estrela semelhante ao nosso Sol que é certamente redonda. Porque é que então o gás expelido cria uma nebulosa em forma de formiga que é obviamente não redonda? As pistas indicam uma grande velocidade de 1,000 km/s, a estrutura com 1 ano-luz de tamanho, e o magnetismo da estrela vísivel no centro da nebulosa. Uma resposta possível é que Mz3 esconde uma segunda mais ténue estrela que orbita muito próxima da principal. Dado que a estrela central parece ser muito semelhante com o Sol, os astrónomos esperam que o conhecimento mais aprofundado da história desta gigante formiga espacial possa providenciar bastantes informações acerca do futuro do Sol e da Terra.
    Crédito: R. Sahai (JPL) et al., Hubble Heritage Team, ESA, NASA











     Esta imagem do Hubble mostra uma distinta forma de X e uma espécie de degraus de uma escada na Nebulosa do Rectângulo Vermelho. Esta nuvem cósmica foi inicialmente identificada como uma forte fonte de radiação infravermelha e agora acredita-se que contenha grãos de poeira gelados e hidrocarbonetos formados na corrente expelida pela estrela central. Porque se parece então com um X? Uma possível explicação é que a estrela central - na realidade um par de estrelas - está rodeada por denso toro de poeira que altera o noutro caso fluxo esférico em formas de cones. Dado que vemos este toro de frente, os limites dos cones parecem formar um X. A cerca de 2,300 anos-luz de distância na direcção da constelação do Unicórnio, a Nebulosa do Rectângulo Vermelho deverá tornar-se numa gloriosa nebulosa planetária à medida que a sua estrela central se torna numa anã branca.
    Crédito: H. Van Winckel (KU Leuven), M. Cohen (UC Berkeley), H. Bond (STScI), T. Gull (GSFC), ESA, NASA






    segunda-feira, 18 de março de 2013


    O que são ESTRELAS CADENTES ?
    estrela cadente (imagem INPC)

    Quando olhamos aquele risco de luz cruzar o céu e fazemos nossos pedidos, na verdade estamos nos dirigindo a um meteoro que sequer é capaz de emitir luz. Realizando-se ou não o desejo, o certo é que a expressão "estrela cadente" não é muito adequada.
    Segundo Basílio Xavier Santiago, professor do Departamento de Astronomia da Universidade Federal do Rio Grande do Sul, a expressão "estrela cadente" está equivocada, pois "não se tratam realmente de estrelas, como o Sol ou as que vemos no céu noturno, e sim de objetos rochosos que normalmente não emitem luz".
    Na verdade, o que observamos riscando os céus são "rochas provenientes do espaço que atingem a Terra. Ao entrarem na atmosfera da Terra com velocidade de dezenas de quilômetros por segundo, o atrito com o ar as aquece muito rapidamente e elas geralmente são incineradas". É justamente esse processo de atrito com o ar que gera a luz. "O que vemos no céu é um rastro de luz causado pelo meteoro ao mergulhar na atmosfera", complementa o professor Basílio.
    Apesar de não o presenciarmos com muita frequência, o fenômeno está longe de ser raro. "Todo os dias, milhões de quilogramas de rochas atingem a Terra. Em sua grande maioria, as rochas são muito pequenas. Somente as maiores, de maior massa, penetram toda a atmosfera e atingem o solo antes de serem totalmente incineradas. Elas, então, causam um impacto sobre os oceanos ou sobre o solo, deixando, no último caso, uma cratera. Nesses casos, chamamos a rocha de meteorito", esclarece o professor.

    O que é Galáxia?


    Andrômeda

    Galáxia é uma palavra que deriva do termo grego galaxias kyklosque significa "círculo leitoso". Uma galáxia é um gigantesco sistema formado por milhões, bilhões ou trilhões de estrelas e outros corpos celestes, que permanecem ligados entre si devido às interações gravitacionais.
    As galáxias estão representadas no espaço de forma isolada sendo possível contemplar a olho nu, a partir da Terra, apena três delas: Andrômeda  Grande Nuvem de Magalhães e Pequena Nuvem de Magalhães.
    A galáxia onde nos encontramos é denominada de Via Láctea e é composta por inúmeras estrelas, uma delas o Sol, centro do nosso Sistema Solar.
    Estima-se que no Universo haja bilhões de galáxias que podem ser caracterizadas morfologicamente por irregulares, elípticas, espirais ou espirais em barra. A Via Láctea é exemplo de uma galáxia espiral porque possui um núcleo e grandes braços espirais formados por estrelas e nuvens de poeira cósmica.