Radiação Solar e Vento Solar

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1 INPE Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais CMC Modelagem de Sensores e Atuadores em Controle de Atitude e Órbita Radiação Solar e Vento Solar Professor: Mário César Ricci Aluno: Delfim Pinto Carneiro Jr. 1

2 1. Introdução A radiação solar inclui todas as ondas eletromagnéticas emitidas pelo sol, desde o raio X até as ondas de rádio. O Vento solar é a radiação de partículas expelida a partir do sol e consiste principalmente de núcleos ionizados e elétrons. Ambos, a radiação solar e vento solar, podem produzir torques que afetam a atitude de um Satélite. As partículas carregadas e o campo magnético embutidos no vento solar podem também afetar o desempenho de sensores ou a comunicação terra-satélite. Para a maioria das aplicações, torques devidos a pressão da radiação solar são maiores que aqueles devidos ao vento solar. O torque é proporcional ao fluxo de momento (momento por unidade de área por unidade de tempo), e o fluxo de momento da radiação solar é da ordem de duas ou três vezes maior que o do vento solar. Além disso, o vento solar não penetra através do campo magnético da Terra, exceto nas proximidades dos pólos magnéticos. 2

3 2. Radiação Solar O fluxo de energia solar médio, resultado da integração de todos os comprimentos de onda, é proporcional ao inverso do quadrado da distância do Sol. O fluxo de energia integrado médio para a posição da Terra é dado por: 1358 F e = W 1, ,0334 cos D / m 2 Onde 1358 W/m 2 é o fluxo médio a 1 UA (Unidade Astronômica), e o denominador é a correção para a distância verdadeira da Terra. D é a fase do ano, medida a partir de 4 de julho, o dia do afélio da Terra. Isto é equivalente a um fluxo de momento médio de 4,4x10-6 kg.m -1.s -2. Variações neste fluxo para esta fórmula são sempre menores que 0,5%. A radiação solar é em grande parte emitida na faixa visível e próxima do infravermelho do espectro, como mostrado na figura 1 3

4 t = 0 s = s0 2 s = A + Bt + Ct s = A + B.0 + C.0 2 Figura 1. Fluxo da Energia Solar a 1 UA no plano elíptico (de Smith e Gottieb (1974)) 4

5 2. Vento Solar O Vento Solar foi inicialmente postulado para explicar a aurora, perturbação geomagnética, e a inclinação das caudas dos cometas, e foi observado diretamente pela primeira vez pela espaçonave Russa Luna 2 em 1959 e Explorer 10 em O vento solar é um gás coronal ejetado do Sol. Sua composição é típica da corona, significando que a relativa abundância dos elementos é essencialmente solar, com domínio do hidrogênio, sendo o hélio o segundo mais comum, e os demais elementos com quantidades 2 vezes menores ou menos. O Vento Solar está completamente ionizado a pelo menos uma distância de 5 UA ou mais, com o estado de ionização dos elementos sendo parecido com aqueles que poderia ser esperado para um gás de 1,5x10 6 o K (i. e., quase todos os elétrons com energia de ligação menor que 130 ev estão separados de seus núcleos). A Tabela 1 lista algumas propriedades do vento solar calmo a 1 UA no plano eclíptico. 5

6 Tabela 1. Propriedades do Vendo Solar Calmo a 1 UA no plano da Eclíptica Propriedade Valor Propriedade Valor Velocidade média na Eclíptica 3, 0 3,5 x 10 5 ms -1 Temperatura média dos prótons 4 x 10 4o K Velocidade não radial típica na Eclíptica 1,8 x 10 4 ms -1 Campo Magnético Típico 5 nt Velocidade média perpendicular à Eclíptica 1,8 x 10 4 ms -1 Densidade do Fluxo de Momento Médio na Eclíptica 2,3 x 10-9 kg.m -1.s -2 Densidade de Prótons = Densidade de Elétrons 8,7 x 10 6 m -3 Componente não radial Típica da densidade do fluxo de Momento na Eclíptica 2,3 x 10-9 kg.m -1.s -2 Temperatura média dos elétrons 1,5 x 10 5o K Densidade do Fluxo do Momento médio perpendicular à Eclíptica 2,3 x 10-9 kg.m -1.s -2 6

7 Variações dos valores do vento solar Calmo ocorrem freqüentemente. A figura 2 mostra a distribuição da velocidade do vento solar observada pela espaçonave Vela 3 de 1965 a Outros parâmetros listados na Tabela 1 provavelmente variam, mas a correlação desta variação com a velocidade é pouco conhecida. Uma explicação das variações é a ocorrência esporádica dos feixes de velocidades altas no vento solar. A velocidade aumenta no período de um dia para tipicamente 6,5 x 10 5 m/s, e então diminui durante vários dias. Densidades altas ocorrem no primeiro dia, seguidos por vários dias de densidades baixas anormais. A temperatura varia proporcionalmente à velocidade. Figura 2 Distribuição da Velocidade do vento solar observado pela Espaçonave Vela 3 7

8 Feixes de velocidades altas estão associados com tempestades de energia solares, mas a relação exata não é conhecida, sendo, no momento, considerada como imprevisível. O vento solar parece estar dividido em regiões (setores), que podem estar relacionadas com o fenômeno de feixe de velocidade alta. Estes setores, cada um de 30 a 180 graus, são melhor definidos pela alternância de direção do campo magnético interplanetário em seu interior, como mostra a figura 3. A estrutura do setor dura por diversos meses. Dados sobre o vento solar à distâncias superiores a 1 UA no plano eclíptico são escassos. As Pionners 10 e 11, que realizaram medidas da velocidade do vento solar de 1 a 5 UA, verificaram que a velocidade média foi essencialmente constante e que a variação da velocidade decresce com o aumento da distância. Nada é conhecido sobre o vento solar fora do plano eclíptico. 8

9 Figura 3 Fronteiras de setores e direção dos campos Magnéticos Interplanetários 9

10 3. Bibliografia - James R. Wertz: Spacecraft Attitude Determination and Control 10