Prof. Eslley Scatena Blumenau, 31 de Outubro de

Transcrição

1 Grupo de Astronomia e Laboratório de Investigações Ligadas ao Estudo do Universo Prof. Eslley Scatena Blumenau, 31 de Outubro de e.scatena@ufsc.br

2 O Sol Massa 1,989 x 1030 kg = 333 mil Terras Raio 6,960 x 105 km = 109 Raios Terrestres Luminosidade 3,827 x 1026 watts Diâmetro Angular 32 minutos de arco Períodos de Rotação Equatorial 25 dias Polar 35 dias Densidade Média 1,408 kg/m3 Distância Média da Terra 1,496 x 108 km Temperatura Média Superfície kelvin Centro 1,55 x 107 kelvin Composição 74% Hidrogênio, 25% Hélio, 1% outros Distância ao centro da galáxia anos-luz Período Orbital em torno do centro da galáxia 220 milhões de anos Velocidade Orbital 220 km/s

3 A Atmosfera do Sol A atmosfera solar é composta de 3 regiões: 1)Fotosfera 2)Cromosfera 3)Corona Corona: cerca de K Cromosfera Superior: cerca de K Cromosfera Inferior: cerca de K Fotosfera: cerca de K

4 A Fotosfera Região do Sol que emite a maior parte da luz visível. Possui uma temperatura de cera de K. A região próxima ao limbo apresenta uma cor mais escura/alaranjada, enquanto a região central é mais amarela. Isso se deve ao ângulo de observação e profundidade observada.

5 Os Grânulos Solares Os grânulos presentes na fotosfera são regiões de convecção, com cerca de km de extensão. Os gases quentes sobem pelo centro dos grânulos e, ao esfriarem, retornam pela fronteira dos mesmos, o que explica a coloração diferente nas fronteiras. A diferença de temperatura entre as duas regiões é de cerca de 100 K. Este movimento pode ser medido por meio do efeito Doppler.

6 A Cromosfera A cromosfera se estende por cerca de km acima da fotosfera, chegando a K no seu topo. Notam-se nela protuberâncias, as quais são jatos de gás chamados de espículas.

7 O Diagrama H-R As espículas podem atingir velocidade de km/h, subindo até a uma altura de km. Ocorrem na fronteira dos supergrânulos, os quais podem conter até 1000 grânulos e chegam ao tamanho da Terra.

8 Escala de Tamanho

9 A Coroa Solar

10 A Coroa Solar Camada mais externa da atmosfera solar, com temperaturas que podem chegar a K. Sua baixa densidade evita que a fotosfera seja ofuscada, sendo seu brilho comparável ao de uma Lua Cheia. Pode ser observada durante um eclipse solar total, ou em outra região do espectro (raios-x, ultravioleta).

11 A Coroa Solar

12 Vento Solar

13 Vento Solar O vento solar é composto de partículas que escapam da coroa solar em alta velocidade, podendo atingir velocidades maiores do que 3 x 106 km/h. É composto basicamente por elétrons, núcleos de hidrogênio e hélio, podendo conter também íons de silício, enxofre, cálcio, cromo, níquel e argônio. É responsável pelas auroras e parte da cauda de cometas.

14 Vento Solar e Aurora

15 Diferentes Comprimentos de Onda

16 Diferentes Comprimentos de Onda Observações em diferentes regiões do espectro exibem características de cada uma das camadas da atmosfera solar.

17 Atividade Solar Embora estes componentes da atmosfera estejam sempre presentes, a atmosfera solar é periodicamente perturbada pelo intenso campo magnético do Sol, dando origem ao que chamamos de Atividade Solar. Algumas das mais comuns são: 1) Manchas Solares; 2) Proeminências; 3) Plages; 4) Filamentos.

18 Manchas Solares Uma mancha solar típica tem um tamanho de km, podendo durar de 1 hora à alguns meses. Possui uma região central, mais escura, chamada de umbra e um anel mais brilhante ao redor, denominada penumbra. A umbra possui coloração avermelhada, com temperatura de K, enquanto a penumbra é alaranjada, com temperatura típica de K.

19 Manchas Solares

20 Influência do Campo Magnético Uma análise do espectro solar na região das manchas mostra que o campo magnético é mais intenso dentro das manchas do que fora.

21 O Ciclo Solar As manchas solares apresentam um ciclo de aproximadamente 11 anos, sendo que em 2018 terá o seu próximo mínimo. Em 2001 o Sol apresentou manchas solares visíveis a olho nu!

22 O Ciclo de 22 anos

23 Proeminências Podem chegar a K, ter duração de algumas horas ou até alguns meses.

24 Ejeção Coronal

25 O Interior do Sol

26 O Interior do Sol Se a temperatura do Sol é constante na superfície observável, deve haver uma fonte de energia constante em seu interior, a uma enorme temperatura. Foi somente em 1920 que o físico Arthur Eddington, baseado na famosa equação de Einstein (E=mc2), propôs um modelo para o Sol. Eddington calculou a temperatura necessária no interior do Sol para que a pressão interna contrabalanceasse a força gravitacional, deixando o Sol em equilíbrio hidrostático. Ele chegou a um valor de 1,5 x 107 K para a temperatura no núcleo solar, suficiente para dar origem a reações nucleares de fusão do Hidrogênio em Hélio, que ocorrem em 1,0 x 107 K.

27 O Interior do Sol O modelo atual para o funcionamento do Sol é o seguinte: 1) A força gravitacional faz com que as partículas que compõem o Sol sejam comprimidas; 2) A força gravitacional se torna tão intensa que é capaz de fazer com que os núcleos de Hidrogênio se fundam, dando origem a uma reação de fusão nuclear que gera Hélio e energia na forma de raios gama. 3)A energia liberada na forma de radiação gama, em altas temperaturas, dá origem à uma pressão que contrabalanceia a força da gravidade, mantendo a estrela estável; 4)Parte desta energia chega até à fotosfera (após 170 mil anos!), dando origem à radiação que vemos hoje em dia.

28 Cadeia Próton-Próton

29 O Interior do Sol Para uma massa de 1 grama, de acordo com a equação de Einstein, é produzido kcal, o equivalente à combustão de de litros de gasolina. Este processo ainda continuará por mais 4,5 bilhões de anos.

30 O Interior do Sol As reações termonucleares acontecem numa região de até 0,25 do raio solar, e a energia é transportada para fora por irradiação ao longo de uma distância de 0,8 raio solar.

31 Classes de Luminosidade Estrelas de mesma temperatura podem possuir luminosidades diferentes. Para que isso aconteça, a área efetiva das mesmas (ou seja, o tamanho delas) deve variar. Isso pode ser notado pela espessura das linhas no espectro da estrela. A pressão na atmosfera das estrelas maiores é menor. Supergigantes Gigantes Sequência Principal

32 Classes de Luminosidade Uma análise detalhada do espectro revela não somente a temperatura na superfície da estrela, mas também qual a sua classe de luminosidade, ou seja, sua classificação no diagrama H-R de acordo com o seu tamanho. Assim, uma estrela G2 V é uma estrela típica da sequência principal (o Sol), de modo que sabemos imediatamente sua temperatura na superfície e luminosidade. Por outro lado, uma estrela K5 III (Aldebaran, na constelação de Touro) é uma estrela gigante vermelha, com temperatura de K na superfície e luminosidade da ordem de centenas de vezes a do Sol.

33 Comparação de Tamanhos

34 Massas Estelares Nos resta ainda determinar qual a massa das estrelas, para uma completa descrição. Contudo, isso só pode ser feito para sistemas binários, uma vez que podemos reescrever a 3ª Lei de Kepler em termos da soma das massas das estrelas: a3 M 1 + M 2= 2 T Ainda, se conhecermos a órbita das estrelas, podemos determinar o centro 3 de massa e, consequentemente, a massa individual de cada uma delas. a M 1 + dem1/32= Estima-se que cerca das estrelas 2 sejam binárias. T

35 Binárias Eclipsantes

36 Binárias Espectroscópicas Podemos analisar a órbita das estrelas por meio do deslocamento do seu espectro, causado pelo efeito Doppler. Ao se aproximar do observador, o espectro da estrela é deslocado para a faixa azul do espectro, e ao se afastar do observador, o espectro é deslocado para o vermelho.

37 Relação Massa-Luminosidade Luminosidade (Lsol) Para estrelas da sequência principal, nota-se uma relação direta entre a massa e a luminosidade. Massa (MSol)

38 Relação Massa - Luminosidade I. A massa da estrela determina a temperatura no núcleo. (Massas maiores necessitam de uma pressão interna maior) II. A temperatura do núcleo determina a taxa de fusão. (A taxa de fusão tem uma variação grande para variações pequenas na temperatura) III. A taxa de fusão determina a quantidade de energia emitida IV. A energia emitida por segundo é igual à luminosidade Consequentemente, estrelas maiores queimam combustível mais rapidamente, ou seja, vivem menos tempo.