As estrelas se formam a partir de uma grande nuvem de gás, chamada de nebulosa estelar, que vai se aglomerando e se tornando massiva, atraindo mais e mais gás para si.
Uma estrela nasce a partir de uma nuvem de gás e poeira do meio interestelar (meio entre as estrelas). As diferentes fases, desde uma nuvem interestelar até a fase final de evolução de uma estrela. Essa nuvem passa pela fase de contração gravitacional, e uma estrela vai nascer quando o núcleo do objeto atinge temperatura suficiente para transformar hidrogênio (H) em hélio (He) a partir das reações nucleares. Mais de uma estrela pode ser formada, dependendo da massa da nuvem inicial. Quando o objeto atinge o equilíbrio hidrostático, dizemos que ele é uma estrela da Sequencia Principal (SP). Se o objeto tem massa inicial menor do que 8% da massa do Sol, não chegará a queimar H em He e não se tornará uma estrela. Esse objeto recebe o nome de anã marrom.
Nuvem de gás com grande formação de estrela na constelação de Órion
O nascimento de uma estrela é um processo bastante longo nas escalas de tempo humanas. Não é como se pudéssemos sentar e observar uma estrela nova se formando de uma hora para outra. O que podemos fazer é encontrar um monte de estrelas em diferentes estágios do processo de formação e juntar as peças como um quebra-cabeça.
O modelo mais comumente aceito é o seguinte: em primeiro lugar, você precisa começar com um aglomerado realmente denso de material em uma nuvem de gás molecular interestelar frio.
Futuro das estrelas
A matéria produzida após o Big-Bang pela expansão do Universo foi hidrogênio e hélio. As estrelas se formaram deste material primordial e usaram estes dois elementos como combustível para gerar energia, através de reações nucleares. Durante esta etapa as estrelas brilham e produzem os elementos químicos de maior número atômico, principalmente o carbono, o oxigênio, cálcio e o ferro, que são os principais elementos que nos formam e o mundo ao nosso redor.
Estes elementos são levados para a superfície das estrelas por convecção ou difusão radiativa, a partir da qual são dispersados por vento estelar ou ejetados para o meio interestelar quando uma estrela massiva explode.
Este material é então usado na formação de novas estrelas e seus planetas.
O destino final das estrelas, depois de consumir todo o seu combustível nuclear, depende de duas coisas: primeiro, se a estrela é simples ou faz parte de um sistema binário ou múltiplo, e 60% das estrelas faz; e segundo, de sua massa inicial. Se a estrela faz parte de um sistema binário ou múltiplo, sua evolução depende tanto da massa quanto da separação entre as estrelas, que determinará quando na evolução as estrelas interagirão.
Esquema de evolução estelar, não em escala, para massas diferentes.
A classificação espectral de uma estrela na sequência principal com 0,45 MSol é M1V, 8 MSol é B2V, 10 MSol é B1V e 25 MSol é O7V.
Sol
A vida do Sol na seqüência principal está estimada em 10 bilhões de anos. Uma estrela de 0,1 massas solares levará 3 trilhões de anos para sair da seqüência principal. As estrelas mais massivas queimam o hidrogênio pelo ciclo CNO, e têm núcleo convectivo, mas atmosfera radiativa. Quando as estrelas consomem o hidrogênio no núcleo, que corresponde a aproximadamente 10% da sua massa total (50 000 km no Sol), elas saem da seqüência principal.
Quando o Sol atingir esta fase, daqui há mais de 5 bilhões de anos, a radiação solar atingindo a Terra será tão intensa que a temperatura na superfície da Terra atingirá 700 C, os oceanos ferverão, deixando a Terra seca. Mesmo a atmosfera se esvairá, pois os átomos e moléculas estarão se movendo a velocidades tão altas que escaparão da Terra. No centro do Sol, a temperatura atingirá 100 milhões de graus Kelvin, e a reação triplo-α, descoberta pela americano Edwin Ernest Salpeter (1925-2008), iniciará, combinando três núcleos de hélio (partículas α) em um núcleo de carbono [3m(4He)=1,00065 m(12C)].
O Sol será então uma gigante vermelha, transformando hélio em carbono no núcleo, e hidrogênio em hélio em uma fina camada mais externa. A massa do Sol não é suficiente para que a temperatura do núcleo alcance um bilhão de Kelvin, necessária para queimar o carbono. Desta forma, a estrutura final do Sol será de um pequeno núcleo de carbono e oxigênio, com uma camada externa de hélio, e outra mais externa de hidrogênio. O Sol descenderá então para a região das Anãs Brancas.
Quando o núcleo de Ferro de uma estrela de alta massa alcança de 1,2 a 2 massas solares, ele colapsa, já que as reações no núcleo cessam e a gravidade ganha da pressão. O núcleo contrai e aquece. As camadas acima caem na direção do núcleo. O resultado é catastrófico e uma explosão acontece. Nesta fase, conhecida como supernova, há energia cedida suficiente para que novos elementos químicos sejam criados e elementos mais pesados do que o Ferro sejam produzidos. Para estrelas com massa até aproximadamente 25 massas solares, o resultado final após a explosão da supernova e ejeção das camadas externas que se encontravam ao redor do núcleo é uma Estrela de Nêutrons.
Se a estrela é ainda mais massiva, com massa 25 vezes maior do que a massa do nosso Sol, após a explosão da supernova, um Buraco Negro será produzido.
Idade do Sol e o Futuro do Sol
O Sol também é uma estrela e por isso vai morrer um dia. Quando e como isso acontecerá é uma questão que os astrônomos tentam resolver. Para chegar a esta resposta, eles criaram uma teoria, com a qual podemos entender a formação de uma estrela, o que ocorre com ela ao longo do tempo, as mudanças de brilho e tamanho, e várias outras coisas.
Algumas pessoas perguntam como se pode ter certeza de que a teoria está certa, já que, em geral, não podemos perceber as mudanças nas estrelas. Felizmente, podemos observar muitas estrelas, com várias idades diferentes. Imaginem a evolução de vida em uma família na Terra por um dia apenas: existem bebês, crianças, adolescentes, adultos e velhos. Assim podermos entender como é a vida dos seres humanos.
No começo, o Sol era uma gigantesca nuvem de gás e poeira, muitas vezes maior que o sistema solar hoje. Essa nuvem foi se contraindo e se tornando mais densa, até se transformar em uma verdadeira estrela. Isso demorou cerca de 50 milhões de anos.
A partir de então, o Sol entrou em uma fase bem tranquila, na qual ainda se encontra. Seu tamanho e sua temperatura quase não mudam. Pouco varia também a quantidade de energia que elem emite para o espaço em cada segundo, o que chamamos "luminosidade". Isso nos interessa muito, porque a vida na Terra depende da energia que vem do Sol.
O Sol tem cerca de 4,5 bilhões de anos e a estimativa de vida como estrela é de cerca de 13 a 14 bilhões de anos.
Quantos anos ainda temos pela frente?
O nosso Sol não tem massa suficiente para se transformar em uma estrela de Nêutrons, muito menos em um buraco negro, então se transformará em uma Anã Branca.
De acordo com esses estudos ainda temos 4,5 a 5 bilhões de anos pela frente, ou até que seu hidrogênio comece a esgotar e o seu tamanho invada as órbitas de alguns planetas mais próximos até chegar perto da órbita do planeta Marte. Extinguindo assim os planetas rochosos.
Até "cair" novamente em direção ao seu núcleo, por gravidade, ficando com o raio do tamanho do planeta Terra. Se tornando uma Anã Branca.
Simulação da evolução de uma estrela como o Sol, que passa para a fase de gigante, supergigante, ejeta uma nebulosa planetária e transforma-se em uma anã branca.
Anã Branca é o nome dado a um tipo de estrela muito menor que as estrelas comuns e com um brilho pequeno se comparado às demais. Ela e o estágio após a morte de uma estrela que não muito massiva acabou se transformando em uma nebulosa planetária.
As estrelas menos massivas como o nosso Sol, por exemplo, ao consumir todo o hidrogênio de seu núcleo, transformando-o em materiais mais pesados (como o hélio e carbono) podem se transformar em um tipo de estrelas conhecidas como Gigantes Vermelhas, compostas por um núcleo pequeno e bastante denso de carbono e camadas externas mais difusas onde ainda existe hélio e hidrogênio em fusão.
Fusão nuclear de dois átomos de Hidrogênio transformando em Hélio e liberando energia.
Mas, essas gigantes vermelhas não são grandes e massivas o suficiente para continuar fundindo o material do núcleo em outro ainda mais denso, o Sol, por exemplo, não consegue fundir o carbono e oxigênio. Mesmo assim, o tamanho do núcleo continua diminuindo. Desta forma, a densidade e pressão no núcleo aumentam cada vez mais. Quando não é mais possível que o núcleo diminua, ele se estabiliza a uma densidade de aproximadamente 1010 kg/m³ , mas a parte mais externa da estrela, continua liberando energia e consumindo hélio. Essa camada mais externa se torna instável com o aumento de radiação e aumenta drasticamente de tamanho a uma velocidade de dezenas de km/s transformando-se em uma imensa nuvem composta por materiais que antes compunham a estrela original e produtos de sua fusão.
Nesse momento, a ex-gigante vermelha é agora duas coisas diferentes: uma imensa nuvem de gás fria chamada de nebulosa planetária e um pequeno corpo celeste composto por um núcleo de carbono e ainda algum hélio e hidrogênio em fusão na crosta.
Existem diversos fenômenos físicos que percebemos ao nosso redor.
Percebemos diversas forças agindo no nosso dia a dia, para tudo tem explicações que são estudadas a séculos, milênios...E perguntas que não querem calar:
O que rege o universo?
Que forças são as mais importantes?
Existem quatro forças fundamentais na natureza:
São elas Força Gravitacional, Força Eletromagnética, Força Fraca e Força Forte.
Vamos detalhar cada uma delas e tentar explicar de forma compreensível para todos.
A primeira, já que o blog trata de Astronomia, vamos começar falando da Força Gravitacional:
Força Gravitacional
Essa força explica a atração gravitacional dos objetos, astros e estrelas, que se atraem por causa de suas massas, o exemplo do Sistema Solar onde temos uma estrela, o Sol, que atrai todos os objetos por causa de sua grande massa, cerca de 99,86% da massa do sistema solar se concentra na nossa estrela.
Assim o Sol atrai todos os objetos, como todos os objetos atraem o Sol, ou seja, o Sol atrai a Terra e a Terra atrai o Sol.
Força gravitacional é igual a constante gravitacional (G= 6,67 × 10-11 Nm/kg2) que multiplica o produto das massas dividido pela distância elevada ao quadrado.
A teoria clássica da gravitação é a lei de Newton da Gravitação Universal. Sua generalização relativística é a teoria da Gravitação de Einstein, também chamada de Teoria da Relatividade Geral de Einstein.
Força eletromagnética
A força eletromagnética é um tipo de interação que envolve diretamente as seguintes partículas elementares: prótons e elétrons. A atração ou repulsão entre corpos em razão de suas cargas elétricas e/ou sua magnetização é denominada força eletromagnética.
Eletromagnetismo é o ramo da física que estuda unificadamente os fenômenos da eletricidade e do magnetismo. Esta teoria baseia-se no conceito de campo eletromagnético, a interação conjunta entre os campos elétrico e magnético. Tal interação é regida pelas quatro equações de Maxwell.
Campo elétrico e magnético de uma partícula em movimento.
Diferentemente da força gravitacional, que sempre é atrativa, a força eletromagnética pode ser atrativa ou repulsiva, dependendo do sinal das cargas envolvidas. Por exemplo, no caso de dois elétrons a força será repulsiva, já que ambos possuem carga negativa. Entre um elétron e um próton teremos uma atração, considerando que o próton possui carga positiva.
Essa ideia também é válida para ímãs: pólos iguais se repelem (Sul com Sul, por exemplo) e pólos diferentes se atraem, como no caso de pólo Sul com pólo Norte. Coulomb também conseguiu medir com precisão a força entre duas cargas estacionárias, obtendo uma relação muito parecida com a obtida por Newton para a interação gravitacional.
A interação das cargas elétricas geram campos elétricos e magnéticos, por consequência forças elétricas e forças magnéticas.
Força de interação entre as cargas elétricas, pode ser de atração (sinais diferentes) ou repulsão (sinais iguais).
Lei de Coulomb, Força elétrica.
Mas quando as cargas estão em movimento, temos o surgimento da força magnética.
Força magnética, só existe com carga elétrica em movimento.
Em 1820, o físico dinamarquês Hans Christian Öersted descobriu que a corrente elétrica num condutor está associada a um campo magnético. Dez anos mais tarde, Michael Faraday, físico inglês, e Joseph Henry, físico norte-americano, descobriram que a variação de um campo magnético induz uma corrente elétrica num condutor. Com a união desses estudos surgiu o eletromagnetismo. Tanto a força eletrostática quanto a força magnética estão relacionadas a partículas carregadas - e ambas representam dois aspectos do eletromagnetismo.
Seguindo a concepção de Universo formulada por Newton onde todo efeito observado na matéria obedece aos efeitos de forças exercidas por objetos situados à distância a teoria eletromagnética propôs que as atrações e repulsões magnéticas e elétricas resultavam de interações mútuas nos corpos através do espaço.
Neste contexto se deu a busca da causa final dessas forças, procurando-se similaridades entre a massa gravitacional de Newton e os mecanismos de interação eletromagnética entre os corpos.
Força Fraca
Força desenvolvida entre os léptons e os hádrons é denominada força nuclear fraca.
As forças fracas são aquelas que explicam os processos de decaimento radiativo, tais como o decaimento beta nuclear, o decaimento do píon, do múon e de várias partículas "estranhas". É interessante notar que esta força não era conhecida pela física clássica e que sua formulação como teoria é estritamente quântica.
No decaimento beta, a força nuclear fraca é responsável pela emissão de elétrons em algumas substâncias radioativas.
O alcance efetivo da força fraca é limitado a distâncias subatômicas e é menor que o diâmetro de um próton. É uma das quatro forças fundamentais da natureza, ao lado da interação forte, eletromagnetismo e gravitação.
Abaixo uma tabela com as partículas elementares da matéria.
Partículas elementares
Força Forte
A força que mantém a coesão nuclear e a união entre quarks é denominada força nuclear forte.
As forças fortes são aquelas responsáveis pelos fenômenos que ocorrem a curta distância no interior do núcleo atômico. A estabilidade nuclear está associada à força forte. É ela que mantém o núcleo unido evitando que os prótons que os constituem, por possuírem a mesma carga elétrica, simplesmente sofram uma intensa repulsão e destruam o próprio átomo.
Se a força forte não existisse a matéria que forma o Universo, tal como o conhecemos, também não existiria. Prótons e nêutrons não conseguiriam se formar. Nós, seres humanos, não poderíamos existir.
Os prótons possuem cargas positivas causando repulsão mútua entre eles, a força que os mantém coesos no núcleo atômico é chamada força nuclear forte.
A força forte, ao contrário das outras forças fundamentais da natureza (eletromagnética, fraca e gravidade) não fica menos poderosa com a distância de seu alcance (que é do tamanho de um hádron).
A explicação é que a quantidade de trabalho realizado contra uma força de 10000 Newtons (sobre o peso de uma tonelada métrica de massa sobre a superfície da Terra) é o suficiente para criar novas partículas pelo choque entre elas.
Unificação das Forças
Cientistas estão tentando unificar as forças fundamentais; mas as tentativas ainda não obtiveram sucesso, pois a força gravitacional ainda não pode ser unificada, somente as outras três forças.
Cabe a nós aguardarmos o que o mundo científico nos reserva e se a unificação das quatro forças fundamentais será possível.
Assista aos vídeos para aprender um pouco mais sobre esses assuntos:
O calor é a energia térmica que passa de um corpo com maior temperatura para outro com menor temperatura. Quando não há diferença de temperatura entre dois corpos, não existe calor.
Temperatura
A temperatura, por sua vez, é uma grandeza física a qual designa a energia cinética (movimento ou agitação) das moléculas e o estado térmico de um corpo (quente ou frio).
Quanto mais quente (alta temperatura) se apresenta o corpo, maior será sua energia cinética, ou seja, a agitação moléculas; e, quanto mais frio (baixa temperatura), menor será a agitação molecular.
Quanto maior é a temperatura, maior é o grau de agitação molecular, aumentando também a sua energia, a matéria no estado sólido é pouco agitada, líquido agita mais e no estado gasoso é mais agitado.
E o menor estado de energia possível é no zero absoluto.
Lembrando que a matéria tem um grau de agitação natural.
No Sistema Internacional de Unidades (SI) a temperatura pode ser medida em Celsius (°C), Kelvin (K) ou Fahrenheit (°F).
No Brasil, a escala de temperatura utilizada é Celsius, cujo ponto de fusão da água apresenta o valor 0° e o ponto de ebulição 100°. Abaixo as três escalas e o seus pontos de fusão e ebulição:
Escalas Termométricas e seus pontos de fusão e ebulição da água.
Sensação térmica
É o que podemos identificar através do corpo, ou seja, dos sensores que temos na pele e está relacionada com frio e calor. A temperatura influencia diretamente com a sensação térmica, pois o corpo humano está a uma temperatura de aproximadamente 36ºC ou 36,5ºC, variando da interna do corpo para os membros mais externos (pontas dos dedos das mãos e dos pés).
Sem esses sensores não conseguiríamos saber se um prato de sopa está quente demais, se o café está em uma temperatura agradável e não nos queimaria a boca ao comer e beber. Esses sensores nos avisam antes mesmo de tocar na pele se está frio ou calor, quente ou gelado.
Sensação térmica ou temperatura aparente é a forma como os nossos sentidos percebem a temperatura do ar, e que pode diferenciar da temperatura real. Tal se deve a condicionantes climatéricos que afetam a transferência de calor entre o corpo e o ar: como são a umidade, a densidade e a velocidade do vento.
Equilíbrio térmico
O equilíbrio térmico, também chamado de equilíbrio termodinâmico, é quando dois corpos ou substâncias atingem a mesma temperatura, ou seja, significa o exato momento em que dois corpos atingem a mesma temperatura.
Este conceito da termodinâmica está relacionado com a transferência de calor espontânea (energia térmica) que ocorre entre dois corpos em contato.
Nesse processo, o corpo mais quente transfere calor para o corpo mais frio até que ambos tenham a mesma temperatura.
Zero absoluto
Numa escala progressiva, o zero absoluto é a temperatura de menor energia possível. Teoricamente, seria a temperatura na qual a entropia atingiria seu valor mínimo que, segundo a interpretação clássica, a energia cinética e térmica mutuamente equivalem a zero.
Na escala termodinâmica de temperatura, graduada em Kelvin, o zero absoluto equivale a 0 K, -273,15 ºC, ou, ainda, -459,67 ºF.
O interesse sobre a ordenação do Sistema Solar proporcionou muitos anos de observações, estudos e debates. Ao longo da história, as duas teorias mais conhecidas são: a do Geocentrismo, desenvolvida pelo astrônomo grego Cláudio Ptolomeu; e a teoria do Heliocentrismo, formulada por Nicolau Copérnico.
A teoria do universo geocêntrico ou geocentrismo é o modelo cosmológico mais antigo. Na Antiguidade era raro quem discordasse dessa visão. Entre os filósofos que defendiam essa teoria, o mais conhecido era Aristóteles.
Qual modelo é o certo?
Geocentrismo
O Geocentrismo é uma teoria astronômica que considera a Terra fixa no centro do Universo, com todos os outros corpos celestes orbitando ao seu redor. A teoria Geocêntrica, também chamada de sistema ptolomaico, foi elaborada pelo astrônomo grego Claudio Ptolomeu no início da Era Cristã, defendida em seu livro intitulado Almagesto. Conforme essa teoria, a Terra está no centro do Sistema Solar, e os demais astros orbitam ao redor dela. Os astros estariam fixados sobre esferas concêntricas e girariam com velocidades distintas.
Ptolomeu afirmava que o Sol, a Lua e os planetas giravam entorno da Terra na seguinte ordem: Lua, Mercúrio, Vênus, Sol, Marte, Júpiter e Saturno. O Geocentrismo foi defendido pela Igreja Católica, pois apresentava aspectos de passagens bíblicas.
Modelo de Ptolomeu
O astrônomo grego Cláudio Ptolomeu, no século II d.C., concebeu um modelo geocêntrico mais simples e eficiente para explicar o movimento dos corpos celestes.
No entanto, após 14 séculos, a teoria Geocêntrica foi contestada por Nicolau Copérnico, que elaborou uma outra estrutura do Sistema Solar, o Heliocentrismo.
Heliocentrismo
Heliocentrismo é o nome do modelo estrutural cosmológico que coloca o Sol no centro do universo. A palavra vem da junção dos vocábulos gregos Helios – Sol e Kentron – centro. Opõe-se ao geocentrismo, que colocava a Terra (geo) no centro do universo. Modelo de Copérnico
O matemático e astrônomo polonês Nicolau Copérnico foi o primeiro a apresentar um modelo matemático preditivo consistente e completo de um sistema heliocêntrico. Ainda sem a acurada precisão e um pouco confuso, contudo, o modelo de Copérnico foi mais tarde reestruturado, expandido e aprimorado por Johannes Kepler. A explicação física causal para o modelo de Kepler foi fornecida por Isaac Newton via lei da gravitação universal, sendo o modelo então estabelecido de grande valia até hoje.
Teoria Heliocêntrica
O Heliocentrismo consiste num modelo teórico de Sistema Solar desenvolvido pelo astrônomo e matemático polonês, Nicolau Copérnico (1473-1543). Conforme Copérnico, a Terra e os demais planetas se movem ao redor de um ponto vizinho ao Sol, sendo este, o verdadeiro centro do Sistema Solar. A sucessão de dias e noites é uma consequência do movimento de rotação da Terra sobre seu próprio eixo.
Nicolau Copérnico (Toruń, 19 de fevereiro de 1473 — Frauenburgo, 24 de maio de 1543)
O modelo, também chamado de sistema copernicano, não foi aceito pela Igreja Católica, que adotava a teoria do Geocentrismo, elaborada por Ptolomeu. A teoria Heliocêntrica foi aperfeiçoada e comprovada por Galileu Galilei, Kepler e Isaac Newton. Atualmente, é a mais aceita entre a comunidade científica.
Veja uma animação de como seria o movimento dos astros nos dois modelos:
Na teoria de Copérnico, a Terra move-se em torno do Sol. Mas, seus dados foram corrigidos pelas observações de Tycho Brahe. Com base nelas e em seus próprios cálculos, Johannes Kepler reformou radicalmente o modelo copernicano e chegou a uma descrição realista do Sistema Solar.
Olhando para o céu limpo e durante o dia certamente você responderia o céu é azul? É Azul!
Mas no entardecer ou no amanhecer, certas vezes ele nos parece, em alguns dias, em tons vermelhos ou laranjas.
Nesses momentos você teria a mesma resposta?
Pôr do Sol na campanha gaúcha.
O céu na verdade é transparente composto apenas pelos gases da atmosfera. Por isso a noite conseguimos ver as estrelas e outros corpos celestes que compõe o nosso sistema solar.
Mas então porque o céu fica azul a maior parte do dia?
O céu é azul graças ao fenômeno óptico da dispersão, também conhecido como dispersão de Rayleigh. Quando a luz solar atravessa a atmosfera terrestre, uma parte destes raios luminosos se dispersam nos gases que se encontram na atmosfera. Os raios luminosos com menor comprimento de onda sofrem maior dispersão. A luz azul tem menor comprimento de onda do espectro visível, estes raios sofrem mais dispersão, justificando a cor azul para o céu durante a maior parte do dia.
Céu azulado, dispersão da luz azul.
No nascer e no pôr do sol, o céu fica predominantemente vermelho e alaranjado. Isto ocorre porque no amanhecer e no entardecer, os raios solares precisam percorrer um caminho mais longo na atmosfera. O vermelho, por ter maior comprimento de onda, sofre menos dispersão. Assim, a luz que chega aos nossos olhos tende ao vermelho e ao laranja devido à ausência do azul.
Céu no pôr do Sol, dispersão da luz em tons vermelhos.
Céu é transparente por isso conseguimos observar as estrelas a noite.
Céu estrelado, Isla del Sol, Lago Titicaca, Bolívia
Dispersão da Luz
A Luz branca é composta por todos os comprimentos de ondas que compõem o espectro eletromagnético do Sol.
Espectro eletromagnético com todos os comprimentos de ondas.
A parte que é vista pelo olho humano é somente uma pequena parte do espectro e é onde ocorre a dispersão da luz.
A dispersão ocorre quando a luz passa de um meio para outro atravessando uma superfície que mude a sua velocidade. No caso do céu a luz que antes vinha se propagando no vácuo, encontra uma vasta atmosfera composta de vários gases para atravessar.
Espectro Eletromagnético visível do Sol
As camadas mais altas são compostas por gases com partículas que fazem com que a luz disperse, quando o Sol está bem no alto a atmosfera absorve todos os comprimentos de ondas menos o azul, tornando o céu da coloração azul.
Quando o Sol está surgindo no horizonte ao amanhecer ou se pondo no entardecer os raios estão mais baixos e a atmosfera absorve todos os comprimentos de onda menos o laranja e vermelho, tornando o céu da coloração vermelho alaranjado.
Isaac Newton estudando fenômenos da luz fez experimentos com prismas sobre a dispersão da luz.
Dispersão da Luz em um prisma, a luz passa de um meio para outro, refratando, dispersando e refratando novamente, alterando a velocidade de propagação e dispersando em todo o espectro visível.
Arco-íris
O mais conhecido dos fenômenos naturais de dispersão da luz é a formação do Arco-íris. Existem condições especiais para a visualização deste fenômeno. Uma delas é ter gotículas de água suspensas na atmosfera para a luz poder dispersar após passar pelas gotículas, a outra é que para visualizarmos devemos estar em oposição (de costas) para aos raios Sol. Veja o esquema abaixo:
Formação do Arco-íris se dá por meio de uma refração, onde a luz passa do ar para a água, e dispersa, uma reflexão dentro da gota e uma refração passando da água para o ar novamente, aumentando a velocidade e dispersando mais.
Um dos fenômenos mais lindos que as vezes podemos observar é quando há formação de um arco-íris, agora sortudos mesmo são as pessoas que já puderam observar a formação de um arco-íris duplo no céu.
Na verdade não há formação de dois arco-íris e sim a reflexão do mesmo, como se o céu se comportasse como um espelho. Note que as cores são invertidas.
Arco-íris duplo, uma reflexão no céu.
Uma banda famosa de Rock nos anos 70 usou a dispersão da luz em um prisma na capa e a recomposição da luz na contracapa. Esse álbum vendeu mais de 40 milhões de cópias no mundo todo e ajudou a divulgar a ciência.
Dispersão da luz, na capa a banda faz a decomposição da luz e na contracapa a recomposição da luz em branca novamente.
