PROPRIEDADES FÍSICAS

Transcrição

1 O SOL

2 PROPRIEDADES FÍSICAS Definição: uma bola brilhante de gás mantida por sua própria gravidade e cuja energia é produzida por fusão nuclear no seu centro. O Sol é uma estrela típica, cai dentro do intervalo de estrelas consideradas as mais comuns no universo

3 Massa = kg (332 massa da Terra) Raio Equatorial = km (109 x raio da Terra) Densidade média = 1410 kg/m 3 (25% da densidade da Terra) Gravidade superficial = 274 m/s 2 (28 g da Terra) Período de rotação = 25.1 dias solares (equador) 30.8 dias solares (latitude 60º) 36 dias solares (pólos) Inclinação do eixo de rotação = 7.25º (em relação a eclíptica) Temperatura na superfície = 5870 K Luminosidade = W

4 COMO MEDIR O RAIO DO SOL Relação geométrica simples diâmetro angular 360º diâmetro 2 π π distância Diâmetro angular Diâmetro desconhecido diâmetro = Distância conhecida 2 π distância diâmetro angular 360 o

5 COMO MEDIR A MASSA DO SOL Dados: r = distância Sol+Terra v = velocidade orbital da Terra Lei de Newton para uma órbita esférica: F G = GmM 2 r G = constante da gravitação = Nm 2 /kg 2 Força centrífuga: c F = m a a= aceleração da Terra (massa m) Fc = m v r 2 M r m Sabemos que: aceleração =velocidade/tempo velocidade = distância/tempo a=v 2 /r Igualando a força gravitacional com a centrífuga: 2 mv r = GmM 2 r M = r G 2 v

6 COMO MEDIR A ROTAÇÃO DO SOL Através do movimento das manchas solares Diferentes velocidade de rotação em posições diferentes indicam que o Sol não é um corpo sólido. O mesmo acontece com os planetas gasosos. Chama-se ROTAÇÃO DIFERENCIAL.

7 COMO MEDIR A TEMPERATURA SUPERFICIAL DO SOL CURVA DE PLANCK OU DE CORPO NEGRO intensidade LEIS DA RADIAÇÃO: LEI DE VIEW OU nm T( 10 K ) = λ ( nm) max λ LEI DE STEFAN-BOLTZMANN F = σt 4

8 COMO MEDIR A LUMINOSIDADE DO SOL LUMINOSIDADE É A TAXA DE ENERGIA EMITIDA PELO SOL (ENERGIA POR SEGUNDO) 1) Conhecendo a curva de corpo negro do Sol podemos somar todas as intensidades em cada comprimento de onda, obtendo assim a energia total que o Sol transmite à Terra por unidade de área e tempo. E 2 T =constante solar = 1400 W/m 2) Conhecendo a distância Sol-Terra d=1ua, podemos imaginar uma esfera de raio d do Sol até a Terra e calcular a área superficial desta esfera. área da sup erfície = 4 π ( 1UA ) 2 intensidade λ 3) Multiplicando E T área, obtemos a energia total por segundo = LUMINOSIDADE DO SOL = W

9 ESTRUTURA DO SOL Núcleo ou core : Tem uma temperatura de cerca de K e densidade de kg/m 3 (dens. daterra = 5500 kg/m 3 ) é onde a energia é gerada Mecanismo de geração de energia é por FUSÃO NUCLEAR

10 FUSÃO NUCLEAR Fusão nuclear é quando dois núcleos de um dado elemento se unem para formar um outro elemento núcleo 1 + núcleo 2 núcleo 3 + energia No centro do Sol ocorra o que chamamos de CADEIA P-P, a transformação de H em Hélio

11 1ª fase: 2 prótons 1 H colidem violentamente gerando um núcleo de deutério 2 H e outras partículas mais leves 1 H + 1 H 2 H + pósitron + neutrino

12 2ª fase: 1 deutério 2 H colide com 1 próton gerando um núcleo de um isótopo do Hélio 3 He (formado por 2 p e 1 n) e energia sob forma de fótons γ 2 H + 1 H 3 He + energia (raios ou fótons γ)

13 3ª fase: 2 isótopos do hélio 3 He colidem gerando um núcleo de Hélio 4 He (formado por 2 p e 2 n), 2 prótons e energia sob forma de fótons γ 3 He + 3 He 4 He + 1 H + 1 H + energia

14 Se formos resumir todo o processo, a transformação de Hidrogênio em Hélio fica: 4 ( 1 H) 4 He + raios γ + 2 neutrinos A medida que os raios γ gerados no núcleo passam pelas outras camadas, eles vão interagindo com os outros átomos sendo absorvidos e re-emitidos em comprimentos de onda cada vez maiores que refletem a temperatura do gás em cada camada.

15 ESTRUTURA DO SOL Zona de radiação : Tem uma temperatura de cerca de K e densidade de kg/m 3 Energia é transportada por radiação eletromagnética. A temperaturas mais baixas, os elétrons voltam a se ligar com os núcleos atômicos, possibilitando a re-emissão dos fótons absorvidos pelos átomos. Todos os fótons γ gerados no núcleo foram absorvidos.

16 ESTRUTURA DO SOL Zona de convecção : Tem uma temperatura de cerca de K e densidade de 150 kg/m 3 Energia é transportada por convecção. Gás solar mais quente se move fisicamente para cima na direção da superfície e o gás mais frio para baixo, criando um padrão chamado de células convectivas.

17 Células convectivas Células de convecção vão desde a 1000 km de extensão.

18 ESTRUTURA DO SOL Fotosfera : Camada fina de somente 500 km de extensão Tem uma temperatura de cerca de 5800 K e densidade de kg/m 3 A baixa densidade do gás faz com que a convecção deixe de ser o principal transporte de energia, retornando novamente ao transporte por radiação.

19 FOTOSFERA A radiação vinda das camadas interiores escapa livremente para fora do Sol, a não ser quando os fótons tem a energia certa para excitar os átomos da fotosfera, sendo assim absorvidos e re-emitidos. Linhas de absorção vindas da fotosfera nos informa sobre a composição química do Sol

20 FOTOSFERA Linhas de Fraunhofer F H 4861 linha elemento λ(å) d Fe 4668 A-banda O e Fe 4384 B-banda O f H 4340 C H 6563 G Fe-Ca 4308 D-1,2 Na g Ca 4227 E Fe 5270 h H 4102 b-1,2 Mg H Ca 3968 c Fe 4958 K Ca 3934

21 FOTOSFERA Na direção do centro vê-se as camadas mais profundas (mais brilhantes) Contorno mais escuro: vê-se somente as camadas mais fria (fotosfera)

22 FOTOSFERA A fotosfera contém manchas solares que são regiões escuras quando observadas no visível, que medem cerca de km (tamanho da Terra)

23 FOTOSFERA As manchas são mais frias do que a fotosfera, por isso parecem mais escuras. As manchas tem um tempo de vida limitado, podendo durar de 1 a 100 dias. As manchas se movem junto com a rotação do Sol, então medindo o deslocamento delas em cada latitude têm-se as velocidades de rotação do Sol.

24 CAUSA DAS MANCHAS SOLARES = CAMPO MAGNÉTICO Convenção: linhas de campo magnético: emergindo do interior = S submergindo na fotosfera = N Campos magnéticos intensos tendem a bloquear o fluxo convectivo de gás quente tornando as regiões das manchas mais frias Manchas sempre surgem aos pares e têm polaridades opostas. Sentidos trocados no hemisférios Norte e Sul.

25 Explicação: as linhas de campo magnético do Sol são distorcidas pela rotação diferencial Ocasionalmente as linhas de campo saltam da superfície e voltam novamente a atmosfera, criando um par de manchas. Se este laço é visto na borda do Sol contra o espaço, é chamado de PROEMINÊNCIA.

26 O CICLO SOLAR O Sol tem um ciclo de atividades da ordem de 11 anos: durante este período o número de manchas solares varia. Número de manchas solares que ocorreram nos 4 últimos séculos. Mínimo de Maunder = ausência de manchas solares no século XVII (1645 até 1715).

27 FOTOSFERA O aspecto granulado constitui o começo da fotosfera, logo acima da zona de convecção = células de conveção Células convectivas podem trazer ao começo da fotosfera gás de T= 2 milhões de K

28 Imagem negativa: regiões mais escuras = mais alta temperatura observado no UV Estes jatos de gás que se movimentam através das linhas de campo magnético vêm das camadas inferiores da fotosfera (zona convectiva) e podem atingir temperaturas de 2 milhões de K (regiões mais escuras).

29 ESTRUTURA DO SOL Cromosfera : Camada de 1500 km de extensão acima da Fotosfera Tem uma temperatura de cerca de 4500 K e densidade de kg/m 3 Emite pouca radiação por causa da baixíssima densidade

30 CROMOSFERA Pode ser vista somente durante um eclipse solar total, em que a Lua oculta a fotosfera. Apresenta cor avermelhada devido a linha Hα (6563 Å) dominar o espectro.

31 CROMOSFERA Contém regiões chamadas de ESPÍCULOS, que são jatos de gás quente com tempo de vida de alguns minutos somente. Chegam a altura de 7000 km de altura e velocidade de 100 km/s.

32 ESTRUTURA DO SOL Zona de transição e Coroa : A partir da zona de transição (ZT) há um rápido aumento de temperatura: ZT: T= 8000 K densidade = kg/m 3 Coroa: T=10 6 K densidade = kg/m 3 A Coroa vai até uns km acima da ZT, e a distâncias maiores a Coroa se transforma no vento solar, que são partículas de gás ejetadas do Sol e que se espalham por todo o sistema solar.

33 Durante breves momentos de um eclipse total, a lua consegue ocultar a cromosfera também, sendo mais clara a visualização da Coroa solar.

34 Temperatura aumenta muito na ZT até alcançar 3 milhões de K na Coroa.

35 Uma proeminência pode ser gerada na fotosfera ou na cromosfera e atinge até a coroa. É um jato de gás quente produzido pela deformação do campo magnético pela rotação diferencial do Sol Uma proeminência típica mede km(10 a Terra), e as menores pode durar dias ou semanas e as maiores algumas horas.

36 Outra atividade solar é chamada de FLARE (ou erupção) É muita mais violento do que uma proeminência, é uma explosão que ocorre na superfície do Sol (cromosfera). O campo magnético não consegue aprisionar as partículas ejetadas como acontece nas proeminências. Flares podem atingir temperaturas de 100 milhões de K.

37 EJEÇÃO DE MASSA DA COROA (A BOLHA) Algumas vezes na semana uma bolha gigante magnetizada de gás ionizado se separa do Sol e escapa para o espaço interplanetário. Se a bolha encontrar a Terra causa um rompimento da magnetosfera terrestre, fazendo com que haja interrupções nas comunicações e energia.

38 ESTRUTURA DO SOL Vento solar : A distâncias maiores a Coroa se transforma no vento solar, que são partículas de gás ejetadas do Sol e que se espalham por todo o sistema solar. O vento carrega, a cada segundo, cerca de 1 milhão de ton de gás quente ( K) e eletricamente carregado. Velocidade do vento = km/s Densidade = 1-10 partículas/cm 3 Composição: Prótons ( 1 H), núcleo de Hélio( 2 He) e elétrons. 0.1% do vento é composto por íons de C,N,O,Ne,Mg,Si,Fe,etc

39 Vento solar Ventos vão até distâncias imensas 85 UA (Voyager 1) Partículas carregadas chocam-se com a magnetosfera da Terra, provocando um movimento de tais partículas na direção dos pólos. O choque com a atmosfera excita o gás atmosférico, que ao voltar ao estado fundamental emitem luz produzindo as auroras polares. A maior parte da luz é produzida pelo OI(6300Å) apresentando uma cor bem avermelhada.