O SOL 04/06/2018. Observações de solo. Rotação Solar. Astronomia para a Terceira Idade 2018 Nelson Vani Leister.

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1 O SOL Astronomia para a Terceira Idade 018 Nelson Vani Leister Distância média (Terra) Diâmetro (fotosfera) Luminosidade(*) Temperatura superficial(*) km km W 5800 K Constante Solar 1,367 Wm - Período de rotação Tipo espectral(*) Magnitude(*) 5 dias (equador) 30 dias (pólos) GV -6.7 (visual aparente) (visual absoluta) Densidade média(*) 1410 kg/m 3 Idade 4,57 x 10 9 anos Observações de solo. Magnetograma Proeminência Flare (explosão) Rotação Solar Ejeção de massa coronal Buraco coronal 1

2 Radiais Não radiais O programa espacial Ano Geofísico Internacional O Explorer: Mecanismo de Eddington (1941) Processo de ionização e recombinação do gás O número de modos: Acrescenta mais informações sobre a estrutura da estrela (Massa-Raio-Luminosidade). Cronologia 04/10/57 - URSS Sputnik 1 03/11/57 - URSS Sputnik 06/1/57 - USA Vanguard (*) 31/01/58 - USA Explorer I O programa espacial O programa espacial O programa espacial Missão do TRACE é obter imagens da corona solar e a região de transição em alta resolução angular e temporal (L 04/1998). O principal objetivo científico do RHESSI é compreender como o vento solar é acelerado e qual o mecanismo de liberação de energia explosiva em plasmas magnetizados. (L 06/000) ACRIM tem por objetivo monitorar a irradiância integrada do Sol (1/1999A). O CLUSTER é uma missão com objetivo de investigar a magnetosfera da Terra, usando quatro naves idênticas simultaneamente a fim de estudar a interação entre o vento solar e a magnetosfera (07/000A). HINODO é um projeto conjunto Japão - Estados Unidos com objetivo de estudar a origem da emissão de luz flares solar (L 09/003). Os objetivos do programa Skylab foram: provar que os seres humanos poderiam viver e trabalhar no espaço por longos períodos, e expandir nosso conhecimento da astronomia solar além das observações de solo (L 05/1973). Advanced Composition Explorer (ACE) tem Os objetivos científicos da missão WIND são proporcionar objetivo de observar as partículas de origem um estudo completo do plasma das partículas energéticas solar, interplanetária, interestelar e galáctica que e do campos magnéticos para os estudos da magnetosfera medidas no intervalo de energia dos íons do vento e ionosfera e estudar os processos básicos que ocorrem no solar aos dos raios cósmicos dos núcleos das vento solar próximo da Terra (11/004A). galácticos (08/1997A). ERBS foi concebido para investigar como a energia do sol é absorvida e re-radiada pela Terra. Compreender este processo ajuda a revelar padrões no tempo da Terra (10/1984 a 10/005). SDO objetiva obter informações a fim de entender onde a energia do Sol é produzida no interior, e como esta energia é armazenada e liberada na atmosfera do Sol (0/010). O TIMED tem como objetivo estudar as influências do Sol e dos seres humanos sobre a região da atmosfera terrestre - a mesosfera e a baixa termosfera/ionosfera. Sources of Energy for the Earth's Atmosphere Source: Solar Radiation Energy Flux Solar Cycle Change Deposition Altitude Ion? TSI (mostly Visible & Infrared) 1366 W/m 1. W/m 0.1% Surface Low MUV ( nm) 15.4 W/m 0.17 W/m 1% km Low FUV (16-00 nm) 50 mw/m 15 mw/m 30% km Mod. EUV (0-15 nm) 10 mw/m 10 mw/m 100% km High Source: Particles Energy Flux Solar Cycle Change Deposition Altitude Ion? Galactic Cosmic Rays 0.7 µw/m 0.7 µw/m 50% 0-30 km High Solar Protons mw/m mw/m 100% km High Auroral protons & electrons 1 mw/m 0 mw/m km Mod. Joule Heating 0 mw/m W/m km Mod.

3 A Constante Solar (Luminosidade) Quantidade de energia enviada pelo Sol para a superfície da Terra, por unidade de tempo. A Constante Solar (Luminosidade) Quantidade de energia enviada pelo Sol para a superfície da Terra, por unidade de tempo. S = 1366W/m (medida acima da atmosfera da Terra) Luminosidade S = 1366W/m (medida acima da atmosfera da Terra) L = 4πd S => L = 4π(150x10 9 ) x S => L = 3,86x 10 6 W Temperatura L = 4πR σt 4 => T = 5780 K Conexão o clima Conexão o clima Efeitos globais 4πd S = 4πR σt 4 Luminosidade Energia L = 4πR σt 4 E = 4πR σt 4 4πd p (1 -A) πr 4πR σt 4 p 4πd p = 4πR p σ(ft p ) 4 Energia Absorvida = Energia Emitida (1 -A)πR p R σt 4 4πR p σ(ft p ) 4 d p Efeitos globais O equilíbrio da temperatura da Terra é mantido pelo balanço da entrada e saída da radiação. Energia Absorvida = Energia Emitida (1 -A)πR p R σt 4 4πR p σ(ft p ) 4 d p f - correção para o efeito estufa A albedo (~0.4). A cobertura de nuvens podem mudar. Efeitos globais O equilíbrio da temperatura da Terra é mantido pelo balanço da entrada e saída da radiação. Atividade solar pode ser responsável pela metade dos 0,6 graus de aquecimento global da Terra nos últimos 110 anos. (1) O mundo está se aquecendo a uma velocidade como nunca visto, e () Os seres humanos são o principal motivo da Terra estar se aquecendo. Desde a revolução industrial, que começou em meados de 1800, os seres humanos alcançaram a magnitude de uma força geológica capaz de mudar o ambiente da Terra e afetar seu sistema climático. Efeitos globais O equilíbrio da temperatura da Terra é mantido pelo balanço da entrada e saída da radiação. Atividade solar pode ser responsável pela metade dos 0,6 graus de aquecimento global da Terra nos últimos 110 anos. Buraco na camada de ozônio pode ser afetada pela oscilação dos níveis da radiação UV. O ozônio é produzido a partir de oxigênio, que consiste em dois átomos de oxigênio (O ). Em altitudes acima de 30 km, a radiação solar ainda tem energia suficiente para quebrar algumas das moléculas de O. 3

4 a) Conexão com o clima.,procurar entender como o Sol funciona, por que ele muda e como essas mudanças nos influenciam aqui no planeta Terra. O Sol era muito mais fraco em sua juventude e ainda assim a Terra não estava congelada. A quantidade e a qualidade da luz do Sol variam em escalas de tempo de milésimos de segundo a bilhões de anos. Por Como que a Terra estudar e a o heliosfera Sol? respondem? a) b) Conexão Interação com com o clima. o meio interplanetário. O Sol é a fonte do vento solar; um fluxo de gases do Sol que passa pela Terra a velocidades de mais de 500 km por segundo. Distúrbios no b) Interação com o meio interplanetário. vento solar agitam o campo magnético da Terra e bombeiam energia para os cinturões de radiação. Regiões na superfície do Sol geralmente emitem luz ultravioleta e raios-x que aquecem a atmosfera superior da Terra. Este "Clima Espacial" pode mudar as órbitas dos satélites e encurtar as vidas das missões. Qualquer excesso de radiação pode danificar fisicamente os satélites e representar uma ameaça para os astronautas além de causar surtos de corrente nas linhas de energia que destroem o equipamento e provocam cortes de energia em grandes áreas. Perda de massa 10 6 ton/s Idade 5,0x10 9 anos Massa,0 x kg % m = 0,008% m USP- MPA5001 Quais são os impactos sobre a Terra? Quais são os impactos sobre a Terra? As Auroras Quais são os impactos sobre a Terra? 4

5 a) c) Conexão O Sol como uma o clima. estrela. O Sol também tem um papel importante para a compreensão do resto b) Interação com o meio interplanetário. do universo astronômico. É a única estrela perto o suficiente para revelar detalhes sobre sua superfície. Sem o Sol, não teríamos facilmente adivinhado que outras estrelas também têm manchas e c) atmosferas O Sol externas como quentes. uma O estrela. Sol é a chave para entender outras estrelas. Sabemos a idade, o raio, a massa e a luminosidade do Sol (brilho) e também aprendemos informações detalhadas sobre seu interior e atmosfera. As grandes questões. a) O processo de aquecimento coronal A Coroa é a atmosfera exterior do Sol. É visível durante eclipses totais do Sol como uma coroa branca perolada ao redor do Sol. A coroa exibe uma variedade de fenômenos, incluindo streamers, plumas e loops. Essas fenomenologias mudam de eclipse para eclipse e a forma geral da coroa muda com o ciclo de manchas solares As grandes questões. a) O processo de aquecimento coronal b) A natureza dos flares solar Áreas do Sol perto das manchas solares frequentemente se expandem, aquecendo materiais a milhões de graus em apenas alguns segundos lançando bilhões de toneladas de material no espaço. As causas precisas das explosões solares e das ejeções de massa coronal são outro dos grandes mistérios solares. Ainda não podemos prever com segurança quando e onde ocorrerá um flare ou quão grande ele será. As grandes questões. a) O processo de aquecimento coronal b) A natureza dos flares solar c) A origem do ciclo das manchas Ao longo de aproximados 11 anos, o número de manchas solares no Sol varia de 0 até cerca de 100, voltando a quase zero novamente quando começa o próximo ciclo. A natureza e as causas desse ciclo é um dos grandes mistérios da astronomia solar. Embora agora saibamos muitos detalhes sobre o ciclo de manchas solares, ainda não conseguimos prever o número de manchas do próximo ciclo. As grandes questões. a) O processo de aquecimento coronal b) A natureza dos flare solar c) A origem do ciclo das manchas d) Os neutrinos Atividades Solar A chave da compreensão do Sol No processo de fusão de hidrogênio para formar hélio, as reações nucleares produzem partículas elementares chamadas neutrinos. Essas partículas passam pelo interior do Sol e, com algum esforço, podem ser detectadas aqui na Terra. O número de neutrinos que detectamos é apenas uma fração do número que esperávamos. Esse problema dos neutrinos desaparecidos ERA um dos grandes mistérios da astronomia solar, mas agora parece ser resolvido pela descoberta das massas dos neutrinos. 5

6 E = mc E = 0.007x (3x10 10 ) E = 6,3x10 18 ergs (por grama) Sendo L = 3,8x10 33 ergs/s 4x1, x m m/m = 0,09/ = * Um grama de H transmuta-se em He, com perda de 0,007g O Sol como uma estrela. Então: L/E 3,8x10 33 /6,3x10 18 massa transformada por seg toneladas/segundo O Sol como uma estrela. Mário Schenberg & Chandrashekar (194) Duração de vida do Sol Interior do Sol Msol = x10 7 ton (eficiência 10%) T vida = Massa(disponível)/Consumo T vida = x10 7 x0,10/600x10 6 T vida = 3,5x10 17 seg anos O Sol como uma estrela. USP A interface tachocline (efeito dínamo) o Espalhamento Compton O fóton troca energia e momento com um elétron livre (raios-x e γ). o Bremsstrahlung Desaceleração brusca de um elétron quando da passagem nas E ~511 kev (massas do elétron em repouso) proximidades de um núcleo atômico. o Fotoionização e recombinação eletrônica Processo físico em que um íon é formado pela interação de um fóton com um átomo ou molécula (ligado-livre). o Linhas atômicas em emissão e absorção Em regimes de baixas temperaturas, a radiação interage com os átomos forçando os elétrons ligados a mudar de órbita dentro dos átomos (ligadoligado). Regiões de transferência de energia A região da convecção o A zona de convecção é a camada mais externa do interior solar. Estende-se a partir de uma profundidade de cerca de km até a superfície visível. Na base a temperatura é de cerca de C. Esta é fria o suficiente para que os íons mais pesados (tais como carbono, azoto, oxigênio, de cálcio, de ferro) para prender alguns elétrons. Isso faz com que o material fique mais opaco, de modo que seja mais difícil para a radiação de passar. Isto prende o calor que fazendo com que o fluido instável comece a "ferver" (convecção). 6

7 A região da convecção o O movimento convectivo transporta o calor rapidamente até à superfície. O fluido expande-se e esfria à medida que sobe. Na superfície visível a temperatura caiu para K e a densidade para 0, g/cm³ (cerca de 1/10000 a densidade do ar ao nível do mar). Os próprios movimentos convectivos são visíveis na superfície como grânulos e supergrânulos. o Grânulos Pequenas células (cerca de 1000 km de diâmetro) que cobrem todo o Sol, exceto aquelas áreas cobertas pelas manchas solares. O fluxo no interior dos grânulos pode alcançar velocidades de 7 km/s produzindo ruídos que gera ondas na superfície do Sol. o Supergrânulos Supergrânulos são versões maiores de grânulo (cerca de km de diâmetro), mas são melhor vistos em medidas por "efeito Doppler. Os fluxos de fluido observados em supergrânulos transportam pacotes do campo magnético até a borda das células A fotosfera o A fotosfera é a superfície visível do Sol que estamos mais familiarizados. Uma vez que o Sol é uma bola de gás, esta não é uma superfície sólida, mas é realmente uma camada de cerca de 100 km de espessura. o O obscurecimento centro-bordo o Um bom número de características pode ser observado na fotosfera com um telescópio simples (juntamente com um bom filtro para reduzir a intensidade da luz do sol a níveis observáveis de forma segura). o Também se pode medir o fluxo de material na fotosfera utilizando o efeito de Doppler. A fotosfera (de perto) o Manchas Regiões escuras o Fáculas Regiões claras A fotosfera (manchas solares) o As manchas solares aparecem como regiões escuras na superfície do Sol. As temperaturas nos centros das manchas cai para 3700 K (em comparação com 5700 K para a fotosfera circundante). Elas geralmente duram vários dias, embora as maiores podem viver por várias semanas. As manchas solares são regiões magnéticas no Sol com fortes campo de milhares de vezes mais forte do que o campo magnético da Terra. o As manchas solares geralmente vêm em grupos com dois conjuntos de pontos. Um conjunto terá campo magnético positivo ou norte, enquanto o outro conjunto terá campo negativo ou sul magnético. O campo é mais forte nas partes mais escuras das manchas solares - a umbra. O campo é mais fraco e mais horizontal na parte Efeito Zeeman T ~ 3700K Idade ~ vários dias D ~ 15 a km B ~5000Gauss (Earth ~0,5 G) Aparecem em grupos! O que é o máximo solar e mínimo solar? Mínimo solar refere-se a um período de vários anos (terrestre), quando o número de manchas solares é baixo; e máximo solar ocorre nos anos em que as manchas solares são mais numerosas. Durante o máximo solar, a atividade do Sol e os efeitos do clima espacial em nosso ambiente terrestre são elevados. No mínimo solar, o sol pode passar muitos dias sem manchas solares visíveis. No máximo, pode haver várias centenas de manchas em qualquer dia. O que é o ciclo solar? O sol passa por variações periódicas ou ciclos de alta e baixa atividade que se repetem aproximadamente a cada 11 anos. Embora os ciclos curtos de 9 anos, e longos de 14 anos foram observados. O ciclo solar ou das manchas é uma forma útil para marcar as mudanças no sol. O efeito dínamo Acredita-se que o campo magnético do Sol seja gerado por um dínamo magnético no interior. O fato de que o campo magnético do Sol muda drasticamente ao longo de poucos anos, e o fato de que ele muda de forma cíclica indica que o campo magnético continua a ser gerada dentro da Sol. Um modelo de sucesso para o dínamo solar deve explicar várias observações: 1) o período do ciclo de manchas solares de 11 anos, ) a deriva na sua formação visto no diagrama borboleta, 3) a polaridade de Hale e os ciclos magnéticos de anos, 4) a lei de Joy da inclinação dos grupos das manchas e, 5) a reversão do campo magnético quase coincidente com o ciclo das manchas conforme o borboleta. 7

8 O efeito dínamo Os campos magnéticos dentro do Sol são esticados para fora e enrolados em torno da disco pela rotação diferencial - a mudança na taxa de rotação em função da latitude e do raio. Este é o chamado efeito-omega após a letra grega usada para representar a rotação. Rotação diferencial do Sol em função da latitude pode tornar uma linha orientada nortesul e enrola-la uma vez ao redor do Sol em cerca de 8 meses. Efeito Omega Estrutura magnética Torção das linhas do campo magnético é causada pelos efeitos da rotação do sol. Este é o chamado efeito-alfa após a letra grega que se parece com um laço trançado. Os primeiros modelos assume que a torção é produzida pelos efeitos da rotação sobre o fluxo convectivo que transporta calor para a superfície do Sol. Efeito Alfa USP A fotosfera (fáculas) o Fáculas são áreas brilhantes que são normalmente mais facilmente vista perto do limbo, ou borda do disco solar. Estas são também áreas magnéticas, mas o campo magnético está concentrado em feixes muito menores do que em manchas solares. Enquanto as manchas solares tendem a fazer o Sol parecer mais escuros, as fáculas faz com que pareça mais brilhante. Durante um ciclo de manchas solares as fáculas realmente prevalecem sobre as manchas solares fazendo o Sol parecer ligeiramente (cerca de 0,1%) mais brilhante no máximo que no mínimo das manchas solares. Regiões de transferência de energia o A cromosfera A cromosfera é uma camada irregular acima da fotosfera onde a temperatura sobe de 6000 C até cerca de C. A estas temperaturas mais elevadas o hidrogênio emite luz que dá uma cor avermelhada (emissão H-alfa). Esta emissão colorido pode ser vista em proeminências que se projetam acima do limbo do sol durante eclipses solares totais. Isso é o que dá a cromosfera seu nome. Regiões de transferência de energia o A cromosfera Quando o Sol é visto através de um espectrógrafo ou um filtro que isola a emissão H-alfa, uma riqueza de novos fenômenos podem ser vistos. Incluem a variedade cromosférica de elementos do campo magnético, praias brilhante em torno de manchas solares, filamentos escuros em todo o disco e proeminências acima do limbo. o Características cromosféricas As características da cromosfera é mais facilmente vistas nas emissões da linha vermelha do hidrogênio (H-alfa) e na linha ultravioleta do cálcio (Ca II K - a partir de átomos de cálcio com um elétron removido). O padrão é caracterizado pela supergranulação devido à presença de feixes de linhas do campo magnético que estão concentradas pelos movimentos de fluido nas grandes células. o Filamentos e Plage Os filamentos são caracterizados na forma de fios escuros visto nas linhas do hidrogênio (H-alfa); são densos e um pouco mais frio. Nuvens de material se encontram suspensos acima da superfície solar em forma de loops devido ao campo magnético. Plage, palavra francesa para designar praia, são manchas brilhantes em torno das manchas solares que são melhor vista em H-alfa. As Plage também estão associadas as concentrações de campos magnéticos formando uma parte da rede de emissões brilhantes que caracterizam o cromosfera. 8

9 o Proeminências As proeminências são nuvens densas de material em suspensão devido ao campo magnético. Proeminências e filamentos são realmente as mesmas coisas, exceto que proeminências são vistos projetando-se acima do limbo, ou do bordo solar. Ambos pode permanecer em um estado calma ou repouso por dias ou semanas. No entanto, com mudanças do magnéticos, filamentos e proeminências podem entrar em erupção e se elevar por longos minutos ou horas. o Espículos Espículos são pequenas erupções, como jets vistos em toda a cromosfera. Aparecem como estrias escuras curtas na imagem H-alfa. Eles duram, poucos minutos, mas o material é ejetado para fora da superfície do Sol na direção da coroa quente a uma velocidade de 0 a 30 km/s. Característica coronal. o Streamers (flâmulas) Streamers são grandes estruturas coronais com picos pontiagudas sobreposta as manchas solares geralmente em regiões ativas. Muitas vezes encontramos uma proeminência ou filamento na base destas estruturas. São formadas por uma rede de linhas de campo magnético que se conectam as manchas solares nas regiões ativas e ajudam a suspender o material da superfície solar. Os picos pontiagudos são formadas pela ação do vento solar soprando entre as estruturas. Característica coronal. o Laços coronais Loops coronais são encontrados em torno das manchas solares e em regiões ativas. Estas estruturas estão associadas com as linhas de campo magnético fechado que ligam regiões magnéticas na superfície solar. o Buracos coronais Os buracos coronais são regiões onde a coroa é escura. Esses recursos foram descobertos quando telescópios de raios-x foram levados acima da atmosfera da Terra e revelaram a estrutura da coroa pelo disco solar. Buracos coronais são associados as linhas do campo magnético aberto e são frequentemente encontrados nos polos do Sol. O vento solar de alta velocidade tem sua origem nos buracos coronais. 9