Universidade Federal do ABC Ensino de Astronomia na UFABC. Sistema Solar O Sol. Yuri Fregnani

Transcrição

1 Universidade Federal do ABC Ensino de Astronomia na UFABC Sistema Solar O Sol Yuri Fregnani fregnani@gmail.com

2 Na aula passada... Na última aula falamos sobre os asteroides e cometas que cercam e permeiam o Sistema Solar. Também vimos como o próprio Sistema Solar nasceu, dando origem a todos esses corpos. Um dos membros mais importantes e um dos responsáveis pela vida na Terra, é o Sol.

3 O Sol Talvez o conhecimento mais básico que a humanidade tem sobre o Sol é que ele é uma bola queimando no céu, cuja presença cria o dia, e a ausência cria a noite. Durante várias eras o Sol foi tido como um deus, ou divindade, tendo festivais e cerimônias feitas em seu nome.

4 René Descartes Immanuel Kant Marquês de Laplace O nascimento do Sol Vimos que René Descartes, filósofo, físico e matemático francês ( ), Immanuel Kant, filósofo prussiano ( ) e o Marquês de Laplace, matemático, astrônomo e físico francês ( ) propuseram que o Sol e os planetas se formaram simultaneamente da mesma nuvem de material, a Nébula Solar. Este material já continha cerca de 2% de elementos mais pesados que H e He, formadas por estrelas que precediam o Sol.

5 O nascimento do Sol A Nébula Solar sofreu um colapso gravitacional cerca de 4.6 bilhões de anos atrás. Como vimos anteriormente, a acumulação de matéria (gás e poeira), formou os proto-planetas e o proto-sol. Foi no meio dessa acumulação de matéria, chamada disco de acreção, que o Sol começou a se formar.

6 O nascimento do Sol O Sol foi acumulando massa e gerando calor, enquanto sua gravidade aumentava e influenciava os outros corpos, como os planetas, na sua formação. O sentido rotação do Sol foi mantida pela conservação do momento angular, assim como os planetas também mantiveram seu sentido original.

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9 Energia do Sol De onde vem a energia do Sol? Sabemos que o Sol é uma bola de gás muito quente, então estaria ele, pegando fogo? E se ele está pegando fogo, de onde vem o combustível para queimar? Durante muito tempo, a fonte de energia do Sol foi um mistério. Uma das primeiras sugestões para explicar isso veio de Lord Kelvin, que descreveu o Sol como um corpo celeste líquido, em resfriamento gradual, que emitia energia através de uma fonte interna de calor. Essa explicação dizia que o Sol teria 20 milhões anos, o que não condizia com a idade calculada, de 300 milhões de anos na época.

10 Energia do Sol Em 1904 Ernest Rutherford, físico e químico neozelandês naturalizado britânico, sugeriu que houvesse desintegração radioativa no interior do Sol, o que funcionaria como fonte da energia solar. Ernest Rutherford

11 Energia do Sol Uma explicação definitiva veio em 1915, com Albert Einstein, através da sua famosa Teoria da Relatividade Geral e sua equivalência massaenergia: E=m c² Albert Einstein

12 Energia do Sol Em 1920, F. W. Aston, físico e químico britânico, descobriu que um átomo de hélio tem da ordem de 7 menos massa que 4 átomos de hidrogênio. Ainda no mesmo ano, Arthur Eddington, astrofísico britânico, propôs que a pressão e a temperatura do núcleo solar poderiam produzir uma reação de fusão nuclear. F. W. Aston Arthur Eddington

13 Energia do Sol A fusão nuclear que ocorre no Sol é predominantemente do tipo cadeia p-p (próton-próton). Para ocorrer a fusão, os prótons têm que ser jogados um contra o outro a uma velocidade muito alta, para superar a repulsão de Coulomb, que é a repulsão eletromagnética entre eles. Essa condição só é encontrada em ambientes de altas temperaturas e pressão, no núcleo do Sol.

14 Cadeia p-p

15 Energia do Sol Já que, inicialmente, 74% da massa do Sol era hidrogênio, ele tinha um estoque para gerar energia pela fusão nuclear de hidrogênio. A energia é liberada em forma de dois pósitrons (as antipartículas dos elétrons, e + ) e dois fótons (γ). Os pósitrons logo se aniquilam com elétrons, gerando mais dois fótons.

16 Evolução do Sol No decorrer de bilhões de anos, as propriedades do Sol mudam lentamente. Ele está atualmente dentro da sequência principal, sendo uma estrela do tipo G2. Isso será melhor explicado nas aulas de evolução estelar. As mudanças observadas desde a formação do Sol, são o aumento do raio em aproximadamente 15 %, com previsão de aumento de mais 15 % nos próximos 3,5 bilhões de anos. A temperatura também aumentou, passando de 5640 K para 5777 K (5504 C), e aumentará mais um pouco. Também houve aumento na luminosidade em 40 %, e de mais 35% no futuro.

17 A estrutura do Sol Para entendermos, como a energia produzida no centro do Sol chega na superfície, temos que olhar para a sua estrutura: No núcleo acontece a queima de hidrogênio. Com temperatura, pressão e densidade altíssimas, cria as condições para que a fusão de Hidrogênio em Hélio aconteça. Após a liberação dos fótons pela fusão, eles passam pela zona de radiação, onde podem passar milhares de anos, sendo absorvidos e reemitidos por íons de H e He. Na tacoclina, a zona de transição entre as zonas de radiação e de convecção, os fótons esquentam o gás.

18 A estrutura do Sol Na camada seguinte, o transporte de energia acontece por convecção: o gás se esquenta do lado inferior, se expande, sobe, chega na fotosfera, se esfria emitindo fótons, se contrai e desce de novo. Da fotosfera, a maioria dos fótons chegam até o espaço. São estes que observamos. A fotosfera é tida como a superfície do Sol. Em cima da fotosfera ainda há a atmosfera solar, consistindo da cromosfera, de uma zona de transição e da coroa solar, todas com baixíssimas densidades, e só visíveis sob condições especiais, como eclipses solares.

19 O Núcleo do Sol Com uma densidade de até 150g/cm³ e uma temperatura de C a fusão de Hidrogênio em Hélio acontece aqui. Sua temperatura cai drasticamente fora do núcleo, chegando a 7 milhões de Kelvin, junto com a pressão, com menos de 10% do valor encontrado no núcleo. O Núcleo é relativamente grande, se estendendo por até 30% do raio do Sol e contém 60 % da sua massa. Até hoje, a fração de massa em Hidrogênio no centro se reduziu a 34%, e a de Hélio aumentou a 64%.

20 Zona de Radiação A Zona de Radiação vem logo depois do núcleo se estendendo de 0.3R Sol a 0.7R Sol. Aqui a temperatura cai de 7 milhões de kelvin até 2 milhões kelvin e a densidade de 20 g/cm³ para 0,2 g/cm³. Nesta zona, a energia é transportada por fótons, que são absorvidos e reemitidos constantemente pelos íons nos seus caminhos. Entre dois choques, os fótons percorrem, em média, uma distância, é o livre caminho médio. Ela depende da densidade e nessa região, com densidades altas, o percurso livre médio dos fótons é da ordem de 1cm. Como a cada colisão os fótons seguem uma trajetória aleatória, eles podem demorar muito para saírem dessa região. Em média, anos para atravessarem a zona de radiação!

21 Zona de Radiação

22 Zona de Convecção Essa camada corresponde a 30% do caminho entre o núcleo e a superfície. Aqui, o transporte de energia acontece por convecção: Gás se esquenta do lado inferior desta zona, se expande, sobe, chega na fotosfera, se esfria emitindo fótons, se contrai e desce de novo.

23 Zona de Convecção É possível observar as colunas de gás chegando e descendo da fotosfera. Isso faz com que a superfície do Sol esteja em mudança constante. Pode-se ver uma granulação na superfície do Sol, as regiões mais claras sendo gás quente subindo, e as mais escuras, gás frio descendo. O diâmetro típico de uma célula de convecção é 700 km, e ela vive da ordem de 5 a 10 minutos.

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25 Rotação do Sol O Sol não é um corpo estático, ele, assim como os planetas, gira em torno de um eixo perpendicular a eclíptica, seguindo o mesmo sentido de rotação dos demais corpos. Contradizendo a ideia de perfeição, de que os corpos celestes teriam superfícies perfeitamente lisas e imóveis, Galileu percebeu a rotação do Sol observando suas manchas. A rotação não é uniforme, variando do equador (25 dias) até os polos (36 dias). Também varia dependendo da distância do centro. O núcleo e a zona de radiação giram com um corpo rígido, tendo uma rotação diferente da zona de convecção.

26 Fotosfera É dessa zona que veem a luz que chega em nós, é a superfície do Sol, e fica no topo da zona de convecção. É uma região semiopaca, e a região mais profunda que pode ser observada. Ela não é uma superfície nítida, mas uma camada de aproximadamente 600 km de espessura, com temperatura variando de 9400 K a 4400 K.

27 Fotosfera Devido ao fato de que a parte superior da fotosfera ser mais fria do que a parte inferior, uma imagem do Sol aparenta ser mais brilhante no centro do que nas laterais do disco solar, esse fenômeno é conhecido como escurecimento de bordo.

28 Fotosfera Durante os primeiros estudos do espectro óptico da fotosfera, observou-se que havia um elemento químico até então desconhecido. Em 1868, Norman Lockyer, cientista e astrônomo inglês, chamou esse novo elemento de "hélio", em referência ao Deus grego Hélio. O Hélio só seria isolado na Terra 25 anos mais tarde. Norman Lockyer

29 Cromosfera É considerada a parte inferior da atmosfera solar, estando aproximadamente 1600 km a cima da fotosfera. Tem uma intensidade muito menor do que a fotosfera, o que a deixa normalmente invisível. Flash Spectrum A densidade também diminui em até 10 mil vezes, entretanto a temperatura sobe de 4400K para K. Durante eclipses solares, a cromosfera aparece por poucos segundos, e podese estudar seu espectro, chamado flash spectrum, espectro relâmpago. Cromosfera

30 Cromosfera O estudo desse espectro revela elementos como H, He, Fe, Si, Cr e Ca ionizados, além da emissão de raios X, o que indica que se trata de gás muito quente. Espículas Através de filtros que isolam a luz desses elementos, é possível ver a cromosfera sem a necessidade de eclipse. Espículas são filamentos de gás que se estendem por 10 mil km a cima da cromosfera, com uma vida-média de cerca de 15 min.

31 Zona de Transição Entre a cromosfera e a coroa existe uma zona de transição, onde a temperatura aumenta na ordem de mais de 10 vezes, dentro de apenas 100 km.

32 Coroa Podendo ser vista durante um eclipse total, é a parte exterior da atmosfera. Ela tem uma intensidade até 1 milhão de vezes mais fraca que a cromosfera e com uma densidade muito baixa, seu limite exterior não é claramente definido. Tendo uma temperatura de até 1 milhão de kelvin, ela brilha emitindo raios X. As regiões brilhantes vistas na coroa, são causadas pela interação de partículas carregas com o campo magnético. Onde as linhas de campo magnético são fechadas, surgem ventos solares lentos, mais ou menos 300 km/s, além de serem brilhantes.

33 Coroa Já as linhas de campo magnético abertas, causam as áreas escuras, com ventos solares rápidos de 750 km/s. As partículas do vento solar possuem energias cinéticas que correspondem a temperaturas de K, para os íons e K para os elétrons. Com uma densidade média é de íons/m³ e velocidade de 500 km/h, isso leva a uma taxa de perda de massa M Sol /ano. Com essa taxa de perda de massa, o Sol levaria mais de anos para se dissipar. Essa perda é tão lenta que não influencia nos modelos solares usados para estudar o Sol.

34 Manchas Solares Galileu Galilei descobriu as manchas solares 400 anos atrás. Essas manchas escuras são áreas com temperaturas mais baixas, a partir de 3900 K, que aparecem em pares ou grupos na fotosfera. Elas duram por até um mês. As manchas solares são de coloração avermelhada, e não negras como as enxergamos. Esta ilusão de óptica se dá por causa do contraste com as regiões vizinhas. Podem aparecer em diversos tamanhos, geralmente são maiores que o nosso planeta. Elas são medidas em milionésimos da área visível do Sol. Uma mancha é considerada grande quando mede entre 300 e 500 milionésimos do disco solar.

35 Manchas Solares Desenho original de Galileu

36 Manchas Solares As manchas solares consistem de uma parte escura, a umbra e uma menos escura em torno, com estrutura de filamentos, a penumbra. Nos últimos dois séculos, as contagens de manchas solares, mostram que o número de manchas oscila com um período de onze anos. As fases com muitas manchas são chamadas de fases de atividade solar. Na verdade, o período é de 22 anos, por que os campos magnéticos invertem a polarização entre dois máximos. Este período é chamado Ciclo Solar.

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41 Ciclo Solar Um dos fenômenos associado com a atividade das manchas solares são as erupções solares. Elas podem medir até km e liberam muita energia, podendo chegar a metade da energia que a Terra recebe em 1 segundo. Essa energia é parcialmente formada de partículas carregadas, que podem interromper comunicações ou causar perigo para astronautas quando chegam na Terra, cerca de meia hora a 4 horas depois que ocorrem. As erupções surgem em cima de grupos de manchas solares, quando o campo magnético é perturbado. A reconexão de linhas de campo magnético libera a energia armazenada no campo, produzindo fótons e, às vezes, acelerando raios cósmicos (partículas) solares.

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44 Até mais, e obrigado pelos peixes!

45 Referências Aula do Professor Pieter Westera sobre o Sol - Aula do IAG sobre o Sol - Artigo da Wikipédia sobre o Sol - Infográfico sobre o Sol e o Sistema Solar (Inglês) - Superfície do Sol (03/08/2010) - Quanto Tempo a Luz do Sol REALMENTE Leva Para Chegar na Terra? - É POSSÍVEL APAGAR O SOL COM ÁGUA? -