Aula 08 Sistema Solar

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1 Aula 08 Sistema Solar Hipótese de Laplace: como surgiu o sistema solar a partir da Nebulosa primordial. (1), (2) A conservação do momento angular requer que uma nuvem em rotação e em contração, deve girar cada vez mais rápido à medida que seu tamanho diminui. (3) Com o passar do tempo, a matéria se distribui em um disco, que pode se tornar o sistema solar primitivo. (4) A parte central vai se tornar o Sol e os pequenos lóbulos na parte mais externa do disco, os planetas jovianos. Grãos de poeira agem como núcleos de condensação formando a matéria que irá colidir e formar os planetesimais. (5) Fortes ventos estelares expelem o gás da nebulosa primordial. Os planetesimais continuam a colidir e a crescer. (6) Passados ~ 100 milhões de anos, os planetesimais formam planetas em órbita do Sol.

2 Sol O Sol é uma estrela da Seqüência Principal, do Tipo Espectral G2. Por ser a estrela mais perto da Terra, podemos estudar plenamente suas estruturas e o seu comportamento, e estender o que aprendemos com ele a todas as estrelas. Medida Distância: 1 UA = km Massa: 1,9891x10 27 ton Diâmetro Angular: 32 Raio: km Luminosidade: 3,845x10 23 kw Constante Solar: 1,367Wm -2 Temperatura: 5777 K Rotação: 24,7 dias (equatorial) Sol Método utilizado para medir Medindo a posição dos planetas interiores com radar, e usando a 3 a Lei de Kepler. Utilizando-se também a terceira lei de Kepler. Basta medir o diâmetro angular, e usar a distância, já conhecida. Luxímetro específico É por definição o fluxo de energia solar que chega à Terra, que dista 1UA do Sol. É medida acima da atmosfera terrestre, visto que esta absorve boa parte da radiação que aqui chega. Temperatura da superfície do sol com a luz branca, baseando-se na Luminosidade. Observando-se o deslocamento de manchas solares. Outros números acerca do Sol: Concentra 99,866% da massa do Sistema Solar; A cada segundo, o Sol perde um milhão de toneladas de matéria na forma de vento solar; A densidade do Sol é de 1,408gcm -3, pouco maior que da água; Gravidade na superfície é de 274 ms -2, 28 vezes a gravidade na superfície terrestre; A magnitude bolométrica aparente é -26,74 (vide aula de astronomia observacional); A Constante Solar varia em questão de minutos e de dias, além de ter aumentado com o tempo; O eixo de rotação do Sol está inclinado 7 o 15 ; Detém somente 1/200 do momentum angular do Sistema Solar: é freado pelo campo magnético.

3 A estrutura do Sol: Segunda as teorias vigentes, o Sol se formou a 4,6 bilhões de anos. Ele é composto por Hidrogênio (73%), Hélio (25%) e outros elementos. Núcleo Solar: Abrange cerca de 3/10 do raio do Sol, e nele que ocorrem as reações de fusão nuclear, as quais aquecem o Sol. A principal reação é: 4 H He 4 + e + +ν +γ e A energia desprendida por esta reação é proporcional a quarta potência da temperatura. Como a temperatura é de K, pode-se estimar a quantidade imensa de energia gerada.

4 O grande problema da teoria da estrutura solar estava na detecção do neutrinoelétron gerado pela reação de fusão. Como o neutrino possui quase nenhuma massa, e não possui carga elétrica, ele quase não interage com a matéria, emergindo assim em questão de segundos do sol, e em grandes quantidades. Desde da década de 70, alguns experimentos se mostraram capazes de detectar o neutrino, a partir das seguintes reações: ν ν e e + Cl + Ga e e + Ar + Ge Mesmo assim, muito pouco neutrino solar foi detectado, o que favorecia a desconfiança acerca da teoria da fusão nuclear como fonte de calor para o Sol. No entanto, em experimentos realizados entre , mostrou-se que os neutrinos possuem uma propriedade comum a algumas partículas elementares, chamada de ressonância, em que vários estados do neutrino coexistem. E como a maior parte dos experimentos somente detecta um destes estados, os neutrinos simplesmente escapam à detecção. Camada Radioativa Com a espessura de 4/10 do raio solar, nesta região os fótons gerados no núcleo vão sendo drenados para o exterior da estrela. Devido a alta densidade de matéria, os fótons são constantemente absorvidos e re-emitidos pela matéria, tornando assim o caminho destes bastante aleatório. Eles apenas se dirigem predominantemente para fora devido ao fato de que a temperatura decresce a medida que o raio aumenta. Envelope Convectivo Com a espessura de 3/10 do raio solar, esta camada já possui uma densidade suficientemente baixa, assim como uma menor temperatura, o que faz com que se forme um plasma de íons de hidrogênio (H + e H - ), e estes absorvem fortemente os fótons, impedindo assim a difusão dos mesmos. Ao absorver a radiação, o plasma aquece, gerando bolhas de plasma quente que sobem para a superfície (como na água que ferve), onde esfriam e voltam ao interior solar, gerando assim um processo de convecção, como ocorre na atmosfera terrestre.

5 Como a radiação criada no núcleo somente emerge após o processo de convecção, calcula-se que esta leve vários milhões de anos para fazê-lo (o neutrino leva segundos). A camada Convectiva também permite o estudo chamado de Hélio sismologia, em que se observa e mensura as oscilações do Sol. Este apresenta cerca de 10 milhões de modos oscilatórios, todos acústicos. Compreender estes modos significa compreender a estrutura da região (densidade. Temperatura, composição química, espessura, concentração, etc).

6 Atmosfera Solar A primeira camada da atmosfera solar é a fotosfera, com apenas 400km de espessura, ela causa a impressão de perfeita esfericidade do Sol (se fosse espessa, o Sol seria difuso como uma nebulosa). A maior parte dos fótons que chegam a Terra vem desta região, pois a densidade da mesma é baixíssima (5 mil vezes menor que a do ar) e a temperatura é de apenas 4200K. Esta camada apresenta uma aparência granulada, devido ao processo de convecção que ocorre sob a superfície. (vide figura do sol em vários comprimentos de onda) A medida de temperatura, bem como de idade e composição química do sol e de outras estrelas é feita basicamente com a luz que provém da fotosfera. Como esta luz é absorvida e re-emitida nas outras camadas da atmosfera, temos assim um Espectro de Luz não contínuo (linhas de Fraunhofer): Cromosfera: Tem espessura de cerca de 2000km, sendo que a temperatura cresce no seu interior até 25000K. Devido a este aumento (sendo que na fotosfera diminui) esta é chamada de camada de Inversão. Por outro lado a densidade cai bruscamente, sendo que esta camada só é visível olhando-se para a emissão típica do hidrogênio, chamada de Hα. Ou em onda de 10cm.

7 O Sol em vários comprimentos de onda (visível, Hα, raios-x) : É na cromosfera que aparecem as supergranulações, as manchas solares e os espículos, estando estes fenômenos fortemente ligados com perturbações do campo magnético:

8 Logo acima da cromosfera, temos uma região de transição, onde rapidamente a temperatura sobe de 25000K para K. Coroa solar: é a parte mais externa e extensa da atmosfera solar. Pode apresentar uma extensão de vários raios solares, durante máximos da atividade solar. Mantém a alta temperatura de cerca de dois milhões K de forma bastante uniforme. Nela a matéria se encontra ionizada, na forma de plasma, sendo que o Ferro se encontra em geral sem 13 dos seus 26 elétrons. A coroa pode ser observada a olho nu, durante um eclipse: A luz proveniente da coroa solar pode ser subdividida em três componentes: K Luz da fotosfera refletida por elétrons livres. É a de parte de maior brilho. A concentração de elétrons é determinada pela intensidade e pela distribuição do campo magnético, o qual aprisiona os elétrons. Estimase que há 10 8 elétrons por centímetro cúbico, em média na coroa solar. Corresponde também a componente K a emissão em raios-x. E Consiste na luz emitida por átomos altamente ionizados, como é o caso do Fe e do Ca. A maior parte da emissão está no ultravioleta, além de raios-x. F É a luz refletida por grãos de poeira, criados pela fragmentação dos asteróides que passaram muito perto do Sol, que colidiram entre si, ou se não de cometas. Os grão só existem a uma distância maior que 4 raios solares.

9 O Campo Magnético Solar: causa das manchas solares e das precipitações de plasma.

10 O aparecimento de manchas solares na fotosfera é a manifestação básica da atividade solar. Cada mancha corresponde a um pólo do campo magnético solar, sendo vezes maior que o campo no pólo terrestre. Sendo assim, as manchas sempre aparecem aos pares. O interior da mancha é bem mais frio que as partes que a circunda, talvez porque a erupção do campo magnético cessa o processo convectivo. As alterações na atmosfera causada pelas manchas solares são as fáculas (vide figura), e em situações de campo mais intensos, as alterações são vistas como explosões solares. Explosões solares: O acúmulo de energia em regiões de grande atividade magnética causa explosões, nas quais grande quantidade de energia gera a aceleração de partículas, como pode ser visto na foto:

11 Vento Solar É responsável pelo campo magnético interplanetário, o qual possui a forma de uma espiral devido a rotação do Sol. Foi previsto no fim dos anos 50, e detectado nos anos 70 pela MARINER. Fluxo contínuo de partículas carregadas (basicamente elétrons e prótons) ao espaço em todas as direções. Próximo à Terra tem uma velocidade de 400 km/s. Responsável pelas caudas dos cometas e pelas auroras boreais e austrais na Terra. Dados recentes fornecidos pela sonda Ulisses mostram que o vento solar que emana das regiões polares desloca-se a uma velocidade quase duas vezes maior (750 km/s) do que o faz a latitudes mais baixas. A composição do vento solar também parece diferir nas regiões polares. Novos estudos sobre o vento solar serão feitos pela sonda Wind, lançada recentemente, de um ponto dinamicamente estável situado a cerca de 1,6 milhões de km da Terra, diretamente entre o nosso planeta e o Sol. Produz efeitos mensuráveis sobre as trajetórias das sondas espaciais. Acredita-se que se estenda para além do último planeta, Plutão, onde ela é equilibrada pela pressão da matéria interestelar.

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