quinta-feira, 26 de junho de 2014
Conteúdo - O Nosso Sistema Solar
O nosso sistema solar consiste de uma estrela média, a que chamamos o Sol, os planetas Mercúrio, Vénus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Úrano, Neptunoe Plutão. Inclui: os satélites dos planetas; numerosos cometas, asteróides, e meteoróides; e o espaço interplanetário. O Sol é a fonte mais rica de energia electromagnética (principalmente sob a forma de calor e luz) do sistema solar. A estrela conhecida mais próxima do Sol é uma estrela anã vermelha chamada Proxima Centauri, à distância de 4.3 anos-luz. O sistema solar completo, em conjunto com as estrelas locais visíveis numa noite clara, orbitam em volta do centro da nossa galáxia, um disco em espiral com 200 biliões de estrelas a que chamamos Via Láctea. A Via Láctea tem duas pequenas galáxias orbitando na proximidade, que são visíveis do hemisfério sul. Têm os nomes de Grande Nuvem de Magalhães e Pequena Nuvem de Magalhães. A galáxia grande mais próxima é a Galáxia de Andromeda. É uma galáxia em espiral, tal como a Via Láctea, mas é 4 vezes mais massiva e está a 2 milhões de anos-luz de distância. A nossa galáxia, uma de biliões de galáxias conhecidas, viaja pelo espaço intergaláctico.
Os planetas, a maior parte dos satélites dos planetas e os asteróides giram em volta do Sol na mesma direcção, em órbitas aproximadamente circulares. Se olharmos de cima do polo norte solar, os planetas orbitam num sentido anti-horário. Os planetas orbitam o Sol num mesmo plano, ou próximo, chamado aeclíptica. Plutão é um caso especial, porque a sua órbita é a mais inclinada (18 graus) e a mais elíptica de todos os planetas. Por isso, durante uma parte da sua órbita, Plutão está mais perto do Sol do que Neptuno. O eixo de rotação da maior parte dos planetas é aproximadamente perpendicular à eclíptica. As excepções são Úrano e Plutão, que estão inclinados para um lado.
Composição do Sistema Solar
O Sol contém 99.85% de toda a matéria do Sistema Solar. Os planetas, que se condensaram a partir do mesmo disco de matéria de onde se formou o Sol, contêm apenas 0.135% da massa do sistema solar. Júpiter contém mais do dobro da matéria de todos os outros planetas juntos. Os satélites dos planetas, cometas, asteróides, meteoróides e o meio interplanetário constituem os restantes 0.015%. A tabela seguinte é uma lista da distribuição de massa no nosso Sistema Solar.- Sol: 99.85%
- Planetas: 0.135%
- Cometas: 0.01% ?
- Satélites: 0.00005%
- Planetas Menores: 0.0000002% ?
- Meteoróides: 0.0000001% ?
- Meio Interplanetário: 0.0000001% ?
Espaço Interplanetário
Quase todo o sistema solar, em volume, parece ser um vazio completo. Longe de ser um nada absoluto, este "espaço" vácuo compõe o meio interplanetário. Inclui diversas formas de energia e pelo menos dois componentes materiais: poeira interplanetária e gás interplanetário. A poeira interplanetária consiste de partículas sólidas microscópicas. O gás interplanetário é um ténue fluxo de gás e de partículas carregadas, principalmente protões e electrões -- plasma -- que flui do Sol, chamado o vento solar. |
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O campo magnético solar estende-se para além do espaço interplanetário; pode ser medido na Terra e por naves espaciais. O campo magnético solar é o campo magnético dominante em todas as regiões interplanetárias do sistema solar, excepto nas imediações dos planetas que têm os seus próprios campos magnéticos.
Os Planetas Terrestres
Os planetas terrestres são os quatro planetas mais interiores no sistema solar, Mercúrio, Vénus, Terra e Marte. São denominados de terrestres, porque têm uma superfície compacta rochosa tal como a Terra. Os planetas Vénus, Terra e Marte têm atmosferas significativas enquanto Mercúrio a tem quase nula.. O diagrama seguinte mostra a distância aproximada dos planetas terrestres ao Sol. |
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Os Planetas Jupiterianos
Júpiter, Saturno, Úrano, e Neptuno são conhecidos por planetas Jupiterianos, ou Jovianos (semelhantes a Júpiter, ou Jove), porque são todos gigantescos comparados com a Terra, e têm uma natureza gasosa tal como Júpiter. Os planetas Jovianos também são referidos como os gigantes gasosos, apesar de alguns ou todos poderem possuir pequenos núcleos sólidos. O diagrama seguinte mostra a distância aproximada dos planetas Jovianos ao Sol. |
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quarta-feira, 25 de junho de 2014
Conteúdo - Planetas com História
Existem diversos objectos que os astrónomos supunham existir, mas que posteriormente 'desapareceram'. Eis as suas histórias.
- Vulcano, o planeta intra-Mercúrio
- A Lua de Mercúrio
- Neith, a Lua de Vénus
- A Segunda Lua da Terra
- As Luas de Marte
- A 14a Lua de Júpiter
- As Luas 9a e 10a de Saturno
- As Seis Luas de Úrano
- Neptuno
- A Procura de Mundos Trans-Neptunianos
- Plutão
- A Procura do Planeta X
- Nemesis, a estrela companheira do Sol
- Referências
terça-feira, 24 de junho de 2014
Multimédia - Detalhes de Condutividade
Descritivo : Pequena aplicação em Java (applet) que mostra para algumas situações diferentes o mecanismo da condução da electricidade nos condutores. Da autoria do PhET, projecto da Universidade do Colorado. Esta simulação permite escolher entre um fraco condutor, um bom condutor e um fotocondutoe e, através de pequenos comandos, controlar a intensidade da corrente.
Interactividade: Activo
Tempo: Variável
Categorizado em: Aplicações/Física/3º Ciclo do EB
Tema: Circuitos Eléctricos
Unidade Didáctica: Viver Melhor na Terra
Nome do ficheiro conductivity_pt.jar
Tamanho 805.55 kB
Tipo jar (Tipo de Mime: application/x-jar)
Criador silva.pinto
Conteúdo - Meteoritos
O termo meteoro vem do grego meteoron, que significa fenómeno no céu. É usado para descrever a faixa de luz produzida quando matéria do sistema solar cai na atmosfera terrestre criando incandescência temporária resultante da fricção na atmosfera. Isto ocorre tipicamente a alturas de 80 a 110 quilómetros (50 a 68 milhas) acima da superfície da Terra. O termo também é usado livremente com a palavra meteoróide referindo-se à própria partícula sem relação com o fenómeno que produz ao entrar na atmosfera terrestre. Um meteoróide é a matéria que gira em volta do Sol ou qualquer objecto do espaço interplanetário que é pequeno demais para ser chamado asteróide ou cometa. Partículas ainda mais pequenas são chamadas micrometeoróides ou grãos de poeira cósmica, que inclui material interestelar que ocasionalmente entre no nosso sistema solar. Um meteorito é um meteoróide que atinge a superfície da Terra sem ser completamente vaporizado.
Um dos primeiros objectivos ao estudar meteoritos é determinar a história e origem dos corpos que lhes deram origem. Diversas amostras de acondritos, encontradas na Antártida desde 1981, mostram conclusivamente que tiveram origem na Lua tendo como base semelhanças na composição das rochas lunares obtidas pelas missões Apollo de 1969-1972. A origem de outros meteoritos permanece sem comprovação, apesar de se suspeitar que um outro conjunto de oito acondritos terem a sua origem em Marte. Estes meteoritos contêm gases atmosféricos capturados em minerais fundidos que condizem com a composição da atmosfera marciana conforme medida pelas sondas Viking em 1976. Presume-se que todos os outros grupos tiveram origem em asteróides ou cometas; crê-se que a maioria dos meteoritos são fragmentos de asteróides.
| Tipos de Meteoritos & Percentagem que Cai na Terra | |
|---|---|
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Os meteoritos são difíceis de classificar, mas os três maiores grupos são os rochosos, rochosos ferrosos e ferrosos. Os meteoritos mais comuns são os condritos, que são meteoritos rochosos. A datação radiométrica dos condritos localizou-os com a idade de 4.55 biliões de anos, que é a idade aproximada do sistema solar. São considerados exemplos prístinos de matéria do início do sistema solar, apesar de em muitos casos as suas propriedades se terem modificado por metamorfismo térmico ou alterações glaciais. Alguns meteoriticistas sugeriram que as diferentes propriedades encontradas em vários condritos sugerem a localização da sua formação. Condritos enstatitos contêm os elementos mais refractários e acredita-se que foram formados no interior do sistema solar. Condritos ordinários, que são o tipo mais comum contendo elementos tanto voláteis como oxidados, pensa-se terem sido formados na cintura de asteróides interior. Condritos carbonados, que têm a mais alta proporção de elementos voláteis e são os mais oxidados, pensa-se terem sido originados em distâncias ainda maiores do Sol. Cada uma destas classes pode ainda ser subdividida em grupos mais pequenos com propriedades distintas.
Outros tipos de meteoritos que foram geologicamente processados são acondritos, férreos e palasitos. Acondritos são também meteoritos rochosos, mas são considerados matéria diferenciada e reprocessada. São formados pela fusão e recristalização nos corpos que os originaram, ou entre eles; como resultado, os acondritos têm texturas distintas e mineralogia indicativa de processos ígneos. Palasitos são meteoritos rochosos ferrosos compostos por olivina incluída no metal. Meteoritos ferrosos são classificados em treze grupos maiores e consistem principalmente em ligas de ferro-níquel com pequenas quantidades de carbono, enxofre e fósforo. Estes meteoritos formaram-se quando o metal fundido segregado de silicatos menos densos e arrefecidos, mostrando outro tipo de fusão nos corpos que originaram os meteoritos. Assim, os meteoritos contêm evidências de alterações que ocorreram nos corpos de onde foram removidos ou partidos, presumivelmente por impactos.
O movimento dos meteoritos pode ser severamente perturbado pelos campos gravitacionais de planetas maiores. A influência gravitacional de Júpiter é capaz de modificar a órbita de um asteróide da cintura principal, de tal modo que ele mergulha no interior do sistema solar e atravessa a órbita da Terra. É este aparentemente o caso dos fragmentos de asteróides Apollo e Vesta.
Partículas encontradas em órbitas altamente correlacionadas são chamadas componentes de fluxo e as encontradas em órbitas aleatórias são chamadas de componentes esporádicos. Pensa-se que a maior parte dos fluxos de meteoros são formados pela decomposição de um núcleo de cometa e consequentemente são espalhados pela órbita original do cometa. Quando a órbita da Terra intercepta um fluxo de meteoro, a quantidade de meteoros é aumentada e resulta uma chuva de meteoros. Uma chuva de meteoros tipicamente dura vários dias. Uma chuva de meteoros particularmente intensa é chamada de tempestade de meteoros. Acredita-se que os meteoros esporádicos tiveram uma perca gradual de coerência orbital com uma chuva de meteoros devida a colisões e efeitos radioactivos, posteriormente aumentada por influências gravitacionais. Existe algum debate sobre os meteoros esporádicos e a sua relação com as chuvas de meteoros.
| Fotografias de Meteoritos |
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Meteorito Condrito
Este meteorito foi colhido nas Colinas Allan Hills na Antarctida. Meteoritos são pedaços de rocha que foram capturados pela gravidade de um planeta e atraídos para a superfície. Este meteorito é do tipo chamado condrito, e pensa-se que foi formado ao mesmo tempo que os planetas da nebulosa solar, há cerca de 4.55 biliões de anos. (Cortesia NASA/JPL)
Meteorito Acondrito
Descoberto no Pico Reckling, na Antarctida, este tipo de meteorito é conhecido por acondrito. Tem uma composição basáltica e foi provavelmente formado pela fusão de um asteróide há cerca de 4.5 biliões de anos. O asteróide quebrou-se algum tempo depois e este pequeno fragmento do asteróide foi capturado pela gravidade terrestre e caiu no solo.(Cortesia NASA/JPL)
Meteorito Férreo
Este meteorito férreo foi encontrado no Pico Derrick, na Antarctida. Este tipo de meteorito tem esse nome porque é principalmente formado pelos elementos ferro e níquel. Esta amostra é provavelmente um pequeno fragmento do núcleo de um asteróide grande que se partiu. (Cortesia NASA/JPL)
Meteorito Marciano
Embora este meteorito tenha sido colhido em Elephant Moraine, na Antárctida in 1979, alguns cientistas acreditam que provém do planeta Marte. Os minerais encontrados nesta rocha são semelhantes aos que os cientistas esperam encontrar em rochas de Marte. Este meteorito também contém vesículas, ou pequenas bolsas, que contêm ar muito semelhante ao ar medido em Marte pela sonda Viking. Este meteorito tem a idade de 180 milhões de anos. (Cortesia NASA/JPL)
Um Meteorito Marciano
Este meteorito, denominado EETA 79001, foi encontrado no gelo na Antarctida, e é muito provavelmente de Marte. Para comparação da escala, o cubo em baixo à direita tem 1 centímetro de lado. O meteorito está parcialmente coberto por uma camada vítrea preta, a crosta da fusão. A crosta da fusão forma-se quando o meteorito entra na atmosfera terrestre em alta velocidade. A calor gerado pelo atrito funde a parte exterior do meteorito. Por dentro, o meteorito é cinzento. É um basalto, muito semelhante aos basaltos encontrados em Terra. Formou-se numa erupção vulcânica há cerca de 180 milhões de anos. Este meteorito é muito provavelmente de Marte porque contém uma pequena quantidade de gás que é quimicamente idêntico à atmosfera marciana. (Cortesia LPI)
Vista Microscópica de um Meteorito Marciano
As rochas são frequentemente compostas por grãos minerais pequenos que não podem ser vistos claramente sem um microscópio. Para ver estes pequenos grãos, os cientistas têm que moer e polir amostras muito finas de rochas (0.03 milímetros) para a luz poder passar através delas. Esta vista microscópica, com 2.3 milímetros (.09 polegadas) de lado, está em cor falsa, produzida por filtros polarizadores colocados acima e abaixo da lâmina do microscópio. Estes filtros provocam cores distintas em minerais diferentes, permitindo a fácil identificação dos minerais. A maior parte deste meteorito (em amarelo, verde, rosa e preto) é o mineral olivina, que é comum em algumas rochas basálticas. O grão em faixas perto do centro é o mineral piroxene. (Cortesia Allan Treiman, LPI)
Meteorito Vesta
Assume-se que este meteorito é uma amostra da crusta do asteróide Vesta, que é o terceiro objecto do sistema solar além da Terra do qual os cientistas têm uma amostra em laboratório (as outras amostras extraterrestres são de Marte e da Lua). O meteorito é único porque é composto quase totalmente pelo mineral piroxene, comum em correntes de lava. A estrutura granulosa do mineral do meteorito indica também que já esteve liquefeito, e os seus isótopos de oxigénio não são idênticos aos isótopos de oxigénio encontrados em todas as outras rochas da Terra e da Lua. A identidade química do meteorito aponta para o asteróide Vesta porque tem a mesma assinatura espectral única do mineral piroxene.
A maior parte dos meteoritos identificados de Vesta estão ao cuidado do Museu Australiano de Oeste (Western Australian Museum). Esta amostra com 1.4 libras (631 gr) vem dos Serviços Meteoríticos de New England (New England Meteoritical Services). É uma amostra completa que mede 9.6 x 8.1 x 8.7 centímetros (3.7 x 3.1 x 3.4 polegadas), mostrando a crusta de fusão, evidência do último estágio na sua viagem para a Terra. (Crédito da Foto: R. Kempton, New England Meteoritical Services)
segunda-feira, 23 de junho de 2014
Conteúdo - Asteróides
Asteróides são objectos rochosos e metálicos que orbitam o Sol mas são pequenos demais para serem considerados planetas. São conhecidos por planetas menores. A dimensão dos asteróides varia desde Ceres, que tem um diâmetro de cerca de 1000 km, até à dimensão de pequenas pedras. Dezasseis asteróides têm um diâmetro de 240 km ou mais. Foram descobertos desde o interior da órbita da Terra até para lá da órbita de Saturno. Muitos, porém, estão dentro de uma cintura que existe entre as órbitas de Marte e de Júpiter. Alguns têm órbitas que atravessam a órbita da Terra e alguns atingiram até a Terra em tempos passados. Um dos exemplos mais bem conservados é a Cratera de Meteoro Barringer perto de Winslow, Arizona, EUA.
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legendas da figura:
A Cintura Principal de Asteróides
(Órbitas desenhadas aproximadamente à escala)
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"Sol" . . . "Marte" . . . "Cintura de Asteróides" . . . "Júpiter"
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"Minutos Luz" . . . . "Unidades Astronómicas"
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Os asteróides são feitos de material deixado desde a formação do sistema solar. Uma teoria sugere que são os restos de um planeta que foi destruído numa colisão massiva ocorrido há muito tempo. Mais provavelmente, os asteróides são matéria que nunca se uniu para formar um planeta. De facto, se se juntasse a massa total estimada de todos os asteróides num único objecto, esse objecto teria menos de 1,500 quilómetros (932 milhas) de diâmetro -- menos de metade do diâmetro da nossa Lua.
Muito do nosso conhecimento àcerca dos asteróides vem do exame das rochas e dos fragmentos do espaço que caem na superfície da Terra. Os asteróides que estão numa rota de colisão com a Terra são chamados meteoróides. Quando um meteoróide atinge a nossa atmosfera em alta velocidade, a fricção provoca a incineração desta porção de matéria espacial, provocando um raio de luz conhecido por meteoro. Se um meteoróide não arde completamente, o que resta atinge a superfície da Terra e é chamado um meteorito.
De todos os meteoritos examinados, 92.8% são compostos de silicato (pedra), e 5.7% são compostos por ferro e níquel; o restante é uma mistura dos três materiais. Meteoritos de pedra são os mais difíceis de identificar porque parecem-se muito com rochas terrestres.
Por os meteoritos serem matéria do início do sistema solar, os cientistas estão interessados na sua composição. As sondas espaciais que passaram pela cintura de asteróides descobriram que a cintura está bastante vazia e que os asteróides estão separados de grandes distâncias. Antes de 1991, a única informação obtida dos asteróides era de observações terrestres. Em Outubro de 1991, o asteróide 951 Gaspra foi visitado pela sonda Galileo e tornou-se no primeiro asteróide a ter fotos em alta resolução. Em Agosto de 1993 Galileo aproximou-se do asteróide 243 Ida. Este foi o segundo asteróide a ser visitado por sondas espaciais. Tanto Gaspra como Ida estão classificados como asteróides do tipo S compostos por silicatos ricos em metais.
Em 27 de Junho de 1997 a sonda NEAR aproximou-se em alta velocidade do asteróide 253 Mathilde. Este encontro deu aos cientistas a primeira vista de perto de um asteróide do tipo C rico em carbono. Esta visita foi única porque NEAR não estava preparada para encontros em voo. NEAR é uma sonda destinada ao asteróide Eros em Janeiro de 1999.
Os astrónomos estudaram vários asteróides por observações de Terra. Alguns asteróides notáveis são Toutatis, Castalia, Geógrafos e Vesta. Os astrónomos estudaram Toutatis, Geógrafos e Castalia usando observações de radar de Terra durante as maiores aproximações ao nosso planeta. Vesta foi observado pelo Telescópio Espacial Hubble.
| Resumo dos Asteróides |
|---|
| Num | Nome | Raio (km) | Dist�ncia* (10^6km) | Albedo | Descoberto por | Data |
|---|---|---|---|---|---|---|
| 1 | Ceres | 466 | 413.9 | 0.10 | G. Piazzi | 1801 |
| 511 | Davida | 168 | 475.4 | 0.05 | R. Dugan | 1903 |
| 433 | Eros | 17.5 x 6.5 | 218 | ? | G. Witt, A. Charlois | 1893 |
| 15 | Eunomia | 136 | 395.5 | 0.19 | De Gasparis | 1851 |
| 52 | Europa | 156 | 463.3 | 0.06 | Goldschmidt | 1858 |
| 951 | Gaspra | 17x10 | 330.0 | 0.20 | Neujmin | 1916 |
| 10 | Hygiea | 215 | 470.3 | 0.08 | De Gasparis | 1849 |
| 243 | Ida | 58x23 | 428 | ? | J. Palisa | 29 Set 1884 |
| 704 | Interamnia | 167 | 458.1 | 0.06 | V. Cerulli | 1910 |
| 253 | Mathilde | 28.5 x 25 | 396 | 0.03 | J. Palisa | 1885 |
| 2 | Pallas | 261 | 414.5 | 0.14 | H. Olbers | 1802 |
| 16 | Psyche | 132 | 437.1 | 0.10 | De Gasparis | 1852 |
| 87 | Sylvia | 136 | 521.5 | 0.04 | N. Pogson | 1866 |
| 4 | Vesta | 262.5 | 353.4 | 0.38 | H. Olbers | 1807 |
* Distância média ao Sol.
domingo, 22 de junho de 2014
Concluída mais uma fase da Reorganização da Rede Escolar
O Ministério da Educação e Ciência, através do Secretário de Estado do Ensino e Administração Escolar, concluiu nesta mais uma fase do processo de reorganização da rede escolar. Tendo por base propostas feitas pelos serviços regionais do Ministério e pelos municípios, um total de 311 escolas do 1.º ciclo do Ensino Básico serão integradas em centros escolares ou outros estabelecimentos de ensino com melhores condições, permitindo beneficiar centenas de alunos.
Para esses alunos, o novo ano letivo terá início em infraestruturas com recursos que oferecem melhores condições para o sucesso escolar. Estarão integrados em turmas compostas por colegas da mesma idade, terão acesso a recursos mais variados, tais como bibliotecas e recintos apropriados a atividades físicas, e participarão em ofertas de escola mais diversificadas. Este processo permitirá também aos professores enquadrar-se nos seus grupos disciplinares e contar com o apoio de outros docentes, disseminando as melhores práticas letivas. Dá-se assim mais um passo na melhoria da escola pública.
A definição da rede escolar do 1.º ciclo tem em conta a existência de alternativas com melhor qualidade para o ensino e a prática pedagógica, e salvaguarda condições como a distância para a escola de destino e tempo de percurso, as condições da escola de acolhimento, o transporte e as refeições. Nos casos em que não foi possível garantir essas condições, foram mantidas em funcionamento as escolas em questão, com uma autorização excecional de funcionamento, ainda que ao abrigo da Resolução do Conselho de Ministros número 44/2010 estas devessem ser agregadas.
Trata-se de mais um passo num processo iniciado há cerca de 10 anos, continuado por este Governo desde o ano letivo de 2011/2012 com bom senso e um olhar particular relativamente às características de contexto. Tal como nos anos anteriores, para 2014/2015 os princípios que orientaram o trabalho realizado pelos Serviços do MEC relativamente a este assunto foram:
Garantir aos alunos, sem prejuízo do seu contexto local, uma efetiva igualdade de oportunidades no acesso a espaços educativos de qualidade, de forma a permitir assegurar a promoção do sucesso escolar;
Reduzir os riscos de abandono e insucesso escolares, mais elevados em escolas com menores recursos e alunos, integrando-os em contextos educativos mais favoráveis e de qualidade superior;
Proporcionar oportunidades de aprendizagem conjunta, trabalho de grupo, convívio social e troca de experiências, tanto a alunos como a professores;
Reduzir o número de turmas com alunos de diferentes anos de escolaridade, consolidando a organização pedagógica desejável;
Erradicar situações de isolamento de estabelecimentos de ensino;
Racionalizar a gestão de recursos com elevação da qualidade do ensino e rentabilizando a dimensão e as condições de outros estabelecimentos de ensino, nomeadamente os centros escolares.
O processo que agora se conclui foi realizado em articulação com as câmaras municipais, tentando sempre que possível encontrar consensos. Foram realizadas múltiplas reuniões entre os Diretores de Serviço Regionais e autarquias de todo o País, bem como entre o SEEAE e a Associação Nacional de Municípios. Conforme acordado na última destas reuniões, está neste momento a ser negociado um novo protocolo que dê continuidade ao compromisso estabelecido em 2010, prossiga os trabalhos de concentração de escolas e respeite os princípios estabelecidos.
O processo de reorganização da rede irá prosseguir no próximo ano letivo.
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