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Sol
Baseado nas notas de aula do Prof. Enos Picazzio
IAG/USP
AGA210 –1º semestre/2016
Composição Fonte de energia Estrutura e Helio-sismologia Atividade: manchas e flares Ciclo solar
Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira
IAG/USP
www.astro.iag.usp.br/~aga210
Sol
O Sol é mais uma das estrelas da nossa Galáxia
Sol O Gigante do Sistema Solar
Massa do Sol: 333.000 vezes a massa da Terra. Diâmetro do Sol: 109 vezes o diâmetro da Terra (1,392 milhões de km). Densidade média: 1,41 g/cm3 (quase como a da água). central: 160 g/cm3 (para comparação, a densidade do ouro é 19 g/cm3). superfície: 1 bilionésimo g/cm3.
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De que é formado o Sol? (e as estrelas em geral) Átomos: elemento básico da matéria. Hidrogênio: o mais simples (um próton + um elétron) e o mais leve. Urânio: o átomo mais pesado que foi descoberto primeiro na natureza. Ununóctio (Eka-radônio): o átomo mais complexo conhecido.
• Moléculas: agrupamento de 2 ou mais átomos. – Na superfície do Sol, há algumas poucas moléculas como OH e CO.
• H: hidrogênio, elemento químico mais abundante no Universo: – Em número de átomos: 91%. – Em massa: 70,6%.
• He: hélio, segundo elemento mais abundante: – Em massa: 27,4%.
• Demais elementos (O, C, Fe, Ne,...): 2% em massa. – Quanto mais complexo o átomo, maior sua massa e, em geral, menos abundante.
De que é formado o Sol? (e as estrelas em geral)
• A matéria se encontra em 4 estados na natureza: – Gases: formado por átomos e/ou moléculas, sem forma fixa, pode ser
comprimido. – Líquidos: sem forma fixa e quase incompressível. Extremamente raro no Universo. – Sólidos: átomos em uma rede espacial bem definida. – Plasmas: átomos ionizados (elétrons não estão presos aos núcleos).
• Esta é a forma mais abundante da matéria no Universo. Estrelas são bolas de plasma.
Enos Picazzio
Produção de energia em estrelas como o Sol
Enos Picazzio
[e para mais uns 5 bilhões de anos]
Enos Picazzio
[e para mais uns 5 bilhões de anos]
40 bilhões de milhões de toneladas de TNT por segundo (como bilhões de bombas de hidrogênio por segundo)
Estrutura do Sol
• A estrutura interna do Sol é obtida por modelagem matemática e helio-sismologia. • Hipótese: estrutura em equilíbrio, sem expansão ou contração. • Dimensões : núcleo 0,2 do raio solar, zona radiativa 0,5 e zona convectiva 0,3.
Núcleo Zona radiativa
Zona convectiva
Fotosfera (superfície do Sol)
Cromosfera
Zona de transição
Coroa solar
Aproveita os sismos solares para estudar o interior do Sol, de forma semelhante ao que se faz para a Terra.
Um modelo para as oscilações de 5 minutos de período. movimento ascendente
movimento descendente
Hélio-sismologia
Enos Picazzio
Oscilacões superpostas (modelo bem exagerado)
Frequência FrequênnciaFreqqqquênncia
Os sismos de maior frequência ocorrem próximos à superfície.
Como a propagação depende das condições locais, as observações permitem construir modelos teóricos do interior solar.
Hélio-sismologia
Enos Picazzio
Hélio-sismologia: heliomoto
Enos Picazzio IAGUSP
Zona convectiva energia transportada
por convecção
Zona radiativa energia transportada através de absorção
e reemissão
Interior solar
Enos Picazzio IAGUSP/2008
Núcleo (15.000.000 K) Fusão nuclear 4H => He + partículas sub-atômicas + energia
Zona radiativa energia transportada através de absorção
e reemissão
Zona convectiva energia transportada
por convecção
Interface camada complexa, responsável pela geração do campo magnético solar. a luz pode demorar
até 1,5 milhão de anos para chegar à
superfície !
Interior solar
Enos Picazzio IAGUSP/2006
Núcleo (15.000.000 K) Fusão nuclear 4H => He + partículas sub-atômicas + energia
Propriedades de cada componente da estrutura do Sol
(g/cm3)
15.000.000
Parte externa do Sol • As partes externas do Sol, acessíveis à observação
direta, apresentam grande variação das condições físicas com a altura: • Temperatura, pressão e composição química
• A parte externa pode ser dividida em 2 partes: • Superfície � Fotosfera;
• Atmosfera � Cromosfera, região de transição e coroa.
Grânulos (topos das células convectivas)
tamanho: ~700 km, vida: 10-20 minutos
velocidade de convecção: 7 km/s (25.000 km/h)
.
Espessura ~500 km Temp ~5800 K
Regiões escuras associadas a fortes campos magnéticos.
Fotosfera: a superfície solar
Enos Picazzio IAGUSP/2006
mancha solar
Do grego: esfera de luz.
Manchas Solares
As manchas solares são as formações mais marcantes da fotosfera. Variam em tamanho, abundância e posição ao longo do tempo. Estão associadas a fortes campos magnéticos e têm, em média, 10 mil km de diâmetro.
Créditos: – Trabalho de arte: Randy Russel – imagens: Academia Real Sueca (mancha), NASA (Terra)
Umbra: T~ 4500K Penumbra: T ~ 5.500K
(Não confundir com umbra e penumbra de uma sombra)
As manchas solares fornecem uma referência
para a medida do período de rotação a diferentes
latitudes.
O Sol (como os planetas gigantes gasosos) não giram
como um corpo sólido, possuem uma rotação
diferencial: o equador gira mais rápido do que os polos.
A inclinação do eixo de
rotação do Sol é de 7,3° em relação à eclíptica.
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Grânulos (topos das células convectivas)
tamanho: ~700 km, vida: 10-20 minutos
veloc. de convecção: 7 km/s (25.000 km/h)
Espessura ~500 km Temp ~5800 K
Matéria quente aflora pelo centro da célula, esfria e precipita pelos bordos, num processo contínuo; por
isso ela é mais escura no centro.
Fotosfera: a superfície solar
Enos Picazzio IAGUSP/2006
A mancha circula o Sol com a velocidade de rotação solar típica da latitude em que se encontra.
Estrutura da mancha
Fotosfera: a superfície solar
supergranulação
tamanho: ~ 30.000 km; vida: 25 h
Possui um padrão celular semelhante ao fotosférico. Mas as dimensões e o tempo de
vida das células cromosféricas são bem maiores.
Cromosfera: a baixa atmosfera
Enos Picazzio
Espessura: ~1500 km Temperatura: 5.000 a 25.000K
luz emitida pelo H em 6563Å
Do grego: esfera colorida
Praias : regiões mais quentes, por isto mais brilhantes.
Protuberâncias arcadas magnéticas vistas no
limbo, por elas circulam o plasma cromosférico
Filamentos: topos de arcadas vistos contra o disco solar, são mais frios e brilham menos
polaridades magnéticas opostas
Cromosfera: a baixa atmosfera
Enos Picazzio IAGUSP
Instabilidades magnéticas liberam violentamente quantidades enormes de energia causando erupções de brilho.
Essas erupções podem liberar mais energia que as grandes protuberâncias.
Linhas magnéticas de polaridades opostas (a), sob circunstâncias favoráveis (b), podem se recombinar em ciclos opostos (c) liberando instantaneamente energia aprisionada no tubo magnético.
Clarão (Flare)
Enos Picazzio
Observações em ra ios X e ultravioleta mostram que as áreas mais compactas, localizadas nas regiões centrais dos flares , podem atingir temperaturas da ordem de 100.000.000 K.
A violência desses eventos ejeta partículas com tanta energia que o campo magnético local é incapaz de contê-las. Essa matéria é lançada ao espaço com muita violência.
Esses eventos ocorrem entre a alta cromosfera e baixa coroa.
Clarão (Flare)
Enos Picazzio
1. A configuração de uma protuberância é muito complexa.
2. Suas bases estão apoiadas sobre regiões com polaridades magnéticas opostas, formando um arco magnético por onde circula a matéria cromosférica.
3. As dimensões podem ser enormes e a duração pode atingir horas.
4. Essas figuras cromosféricas permeiam a coroa solar, que é muito mais quente.
Cromosfera: a baixa atmosfera
Enos Picazzio
Protuber ância
Região de transição Fina camada que separa a cromosfera da coroa solar. No gráfico vemos que em apenas algumas centenas de km a temperatura sobe de 10 mil K a 50 mil K, chegando a 1 milhão K na coroa.
Coroa: a alta atmosfera
Créditos: Greenville County School
Visível a olho nu apenas durante os eclipses totais. Seu brilho equivale ao da Lua Cheia. Fora do eclipse, ela é ofuscada pela luz da fotosfera.
Como os elétrons interagem com o campo magnético, a configuração da coroa é a do campo magnético global.
É a luz fotosférica espalhada apenas pelos elétrons.
protuberância
Estas regiões giram com a rotação típica da latitude solar em que se encontram. As temperaturas locais podem ultrapassar 2.000.000 K.
Coroa em raio X
Enos Picazzio IAGUSP
Buracos coronais, regiões de campo magnético aberto; plasma flui para o
espaço interplanetário
Regiões de campo magnético fechado, por onde o plasma quente circula
Arcos coronais
Uma visão detalhada revela uma configuração complexa e diversificada, e mostra que eles são formados por inúmeros arcos mais finos.
(uma configuração instantânea)
Caberiam 30 Terras no meio do arco
Vento solar
• O Vento solar emana do Sol em todas as direções.
• O vento carrega 1 milhão de toneladas de matéria por segundo.
• A velocidade varia entre 300 a 800 km/s.
• A Voyager 1 detectou o vento solar a 85 UA (lembrando que Netuno está a 30 UA).
Fluxo de prótons (~96%), núcleos de hélio (~4%) e traços de núcleos de elementos mais pesados proveniente do Sol.
As partículas eletricamente carregadas da magnetosfera interagem com o vento solar, escoam em direção dos polos, chocam-se com a atmosfera e excitam o gás atmosférico. Ao retornar ao estado normal o gás emite luz produzindo as auroras polares.
O Vento Solar
Enos Picazzio IAGUSP
O Sol tem um ciclo de atividade da ordem de 11 anos.
Durante esse tempo o número de manchas solares varia, e o campo magnético global se inverte.
Portanto o ciclo magnético tem cerca de 22 anos.
Ciclo Solar
Enos Picazzio IAGUSP
0.2
0.4
0.6
0.8
1
1.2
1.4
0 10 20 30 40 50 60
Núm
ero
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anch
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Intervalo de tempo em anos
Direção docampomagnéticodo Sol
ciclo solar(manchas)
ciclo magnético
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N �
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N �
A área relativa das zonas ativas aumenta com a atividade.
Descoberto em 1844 por Heinrich Schwabe.
Aparência da coroa e o ciclo das manchas
Enos Picazzio IAGUSP/2006
No mínimo solar
24/10/95
11/08/99
No máximo solar
Aparência da coroa e o ciclo das manchas
No mínimo solar
No máximo solar
Observação em raios-X
Ciclo das manchas
Em fev/2000 o polo norte magnético solar inverteu-se, indo do hemisfério norte para o sul do Sol.
Em maio/2013, a inversão de direção ocorreu novamente.
Dados: WDC-SILSO, Royal Observatory of Belgium, Bruxelas
0
50
100
150
200
250
300
350
1760 1800 1840 1880 1920 1960 2000
Núm
ero
de m
anch
as
Ano
Número de manchas solares por mêshttp://www.sidc.be/silso/datafiles
Mínimo de Maunder: Durante esse período o Sol esteve em atividade mínima, praticamente sem manchas.
Pequena Glaciação: ~1650
O clima da Terra pode ter sido afetado por esse fenômeno.
Mínimo de Maunder: Durante eesse período o Sol esteveAtividade Solar
eeeemmmm aaaattttiiiivvvviiiiddddaaaaddddeeee mmmmíííínnnniiiimmmmaaaa,,,,,,,,,,,, pppppppppppppprrrraaaattttiiiiccccaaaammmmeeeennnntttteeee sssseeeemmmm mmmmaaaannnncccchhhhaaaa
Grupo de manchas No. de manchas de Wolf Auroras
Ano d.C.
Aert van der Neer (1648)
SOHO (Solar & Heliospheric Observatory) http://sohowww.nascom.nasa.gov/
Transition Region and Coronal Explorer http://vestige.lmsal.com/TRACE/
Yohkoh Public Outreach Project http://www.lmsal.com/YPOP/homepage.html
GOES Solar X-ray Imager
http://sxi.ngdc.noaa.gov/
Stanford Solar Center: highlight and contents http://solar-center.stanford.edu/roadmap.html
Marshall Solar Physics
http://science.nasa.gov/ssl/PAD/SOLAR/default.htm
The Virtual Solar Observatory http://vso.nso.edu/vsow_files/frame.htm
NSO National Solar Observatory http://www.nso.edu/
CRÉDITOS, REFERÊNCIAS E SUGESTÕES
Enos Picazzio IAGUSP/2006
Current Solar Data http://www.maj.com/sun/index.html
HASTA Search Facility (imagens e filmes)
http://www2.plasma.mpe-garching.mpg.de/hasta/hastasearch.html
Helio- and Asteroseismology http://bigcat.obs.aau.dk/helio_outreach/english/engrays.html
Estrutura
http://solar.physics.montana.edu/YPOP/Spotlight/SunInfo/Structure.html
Solar Activity Monitor http://www.maj.com/sun/status.html
Astronomy Today
http://www.prenhall.com/chaisson/
CRÉDITOS, REFERÊNCIAS E SUGESTÕES
Enos Picazzio IAGUSP/2006