O Sol. Daniele Benicio

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1 O Sol Daniele Benicio

2 Aula Anterior: Sistema Solar Terra, Lua e Sol Terra: estrutura, características, estações do ano Lua: estrutura, características, fases Eclipses Relação Terra x Lua

3 Estrelas São objetos celestes gasosos de forma esferoidal, com interior a pressões e temperaturas elevadas, particularmente nas vizinhanças do núcleo aonde ocorrem reações termonucleares liberando energia que se propaga para as camadas externas, na forma de radiação eletromagnética.

4 O Sol É uma estrela comum, uma das mais de cerca de 100 bilhões de estrelas que constituem a nossa galáxia, a Via Láctea. Ele situa-se no centro do Sistema Solar.

5 O Sol O Sol, bem como todo o Sistema Solar, se move com respeito às estrelas mais próximas a uma velocidade de 220 km/s ou ~ km/h. Está situado na periferia da Galáxia, a uma distância de anos luz do seu centro. 1 ano luz: 9, metros

6 O Sol Gira em torno de bojo central situada no núcleo da Galáxia. A galáxia possui um diâmetro de anos luz (halos estelar e de matéria escura são maiores ainda) e é do tipo espiral com 4 braços maiores, o Sistema Solar situa-se no pequeno braço chamado Órion (também conhecido como Braço Local)

7 Características Universidade Federal do ABC

8 Características Diâmetro = km. Em seu interior caberia vezes o planeta Terra. Massa corresponde a vezes a massa da Terra (aprox. 1, kg). Massa correspondente a cerca de 99.85% da massa total do Sistema Solar.

9 Características Massa solar é uma unidade de medida de massa igual à massa do Sol, usada em Astronomia para representar a massa de estrelas, galáxias e corpos de grandes dimensões: M = 1, kg Mede-se a massa solar através da aplicação da terceira lei de Kepler ( O quadrado do período de qualquer planeta em torno do Sol é proporcional ao cubo da distância média entre o planeta e o Sol ), segunda a qual: T 2 4 π 2 = G (M + m). r3 Onde: m representa a massa de um planeta M a massa da estrela ao redor ao qual orbita T é o período orbital do planeta r a distância média do planeta à estrela G é constante gravitacional (G = 6, m 3 kg -1 s -2 )

10 Características Distância: 1 UA da Terra Diâmetro: km (108 vezes o da Terra) Volume: vezes o volume da terra Densidade média: 1410 kg/m³ UA (unidade astronômica) = aprox. 150 milhões de km.

11 Características Ele é muito grande se comparado aos planetas que temos em nosso sistema solar, porém comparado a outras estrelas no universo observável, vemos que ele é uma estrela G2. Cada classe tem 9 subclassificações numéricas

12 Júpiter tem 1 pixel A Terra não é visível a esta escala

13

14 Características Gira em torno de seu próprio eixo. Seu período de rotação varia de 25 dias na região equatorial a até 36 dias na região polar.

15 Características Composição química, com relação à sua massa é de: 74% de hidrogênio 25% de hélio 1% de outros elementos

16 Características A temperatura na sua superfície é de C e sua temperatura interna é de aproximadamente 15x10 6 C. Em seu núcleo há reações nucleares que formam hélio.

17 Características Durante a formação do Hélio há uma perda de 0,7% de massa dos 4 prótons que o originaram, que se transforma em energia e é carregada até a superfície do Sol onde é liberada na forma de radiação. Ela demora 1 milhão de anos para chegar à superfície. A cada segundo 700 milhões de toneladas de hidrogênio são convertidos em cinza de hélio. Durante este processo 5 milhões de toneladas de energia pura são liberados; portanto, com o passar do tempo, o Sol está se tornando mais leve.

18 Estrutura O Sol possui três camadas internas: Núcleo Zona Radiativa Zona Convectiva E três externas: Fotosfera Cromosfera Coroa Solar Cromosfera Fotosfera Zona Convectiva Zona Radiativa Núcleo Coroa Solar

19 Estrutura- Núcleo O núcleo fica no centro do Sol e ocupa cerca de 30% de seu raio de circunferência. Ali, a gravidade puxa toda a massa para o interior e cria uma pressão intensa, chegando a ser 2 bilhões de vezes a da Terra. A pressão é forte o bastante para forçar os átomos de hidrogênio a se unirem em reação de fusão nuclear. Núcleo

20 Estrutura- Núcleo Análises recentes da missão SOHO indicam que a rotação do núcleo solar é mais rápida que a do restante da zona de radiação. Atualmente, e durante grande tempo da vida solar, a maior parte da energia produzida pelo Sol é gerada por fusão nuclear via cadeia próton-próton, convertendo hidrogênio em hélio. Menos de 2% do hélio gerado no Sol provém do ciclo CNO. O núcleo solar é a única parte do Sol que produz energia em quantidade significativa via fusão. O restante do Sol é aquecido pela energia transferida do núcleo para as regiões externas. Toda a energia produzida pela fusão precisa passar por várias camadas até a fotosfera antes de escapar para o espaço como luz solar ou energia cinética de partículas.

21 Estrutura- Zona Radiativa É a camada do Sol onde a energia propaga-se da mesma maneira que a luz, ou seja, através da irradiação e por isso não depende do meio para se propagar. E como os fótons são absorvidos e reemitidos, pode demorar milhares de anos para chegar a superfície. Ela ocupa cerca de 40% do raio de circunferência do Sol. Zona Radiativa

22 Estrutura- Zona Convectiva São os 30% finais do raio de circunferência do Sol, é dominada por correntes de material que levam a energia para o lado externo da superfície. Zona Convectiva

23 Estrutura- Fotosfera Tem de 300 a 500 quilômetros de largura e uma temperatura média de kelvins ou aproximadamente 5.500ºC. É formada por pequenas estruturas chamadas células de convecção, separados por zonas mais escuras. Célula de convecção é um fenômeno que ocorre em situações onde existem diferenças de temperatura dentro de um corpo líquido ou gasoso. Estas diferenças fazem com que o líquido ou gás movimente-se devido à diferenças de densidade causada pelas diferentes temperaturas, com o fluido subindo quando adquirindo uma temperatura maior, e descendo quando sua temperatura cai. Fotosfera

24 Estrutura- Fotosfera É uma camada que apresenta uma diminuição considerável da densidade (~ 5 x 1015 cm-3) quando comparada às camadas mais internas. Uma densidade menor favorece a diminuição da opacidade, permitindo que a radiação se propague livremente. Esta camada tem uma aparência turbulenta devido às erupções energéticas que lá ocorrem.

25 Fotosfera Manchas Solares São áreas escuras e frias que aparecem em pares na fotosfera, e são caracterizadas também como campos magnéticos intensos. O campo magnético é gerado pelos movimentos dos gases no interior do Sol. Manchas solares medem até km de diâmetro, e consistem de uma parte escura, a umbra e uma menos escura em torno, com estrutura de filamentos, a penumbra.

26 Fotosfera Manchas Solares Foram observadas pela primeira vez por Galileu Galilei no início do século XVII:

27 Fotosfera Manchas Solares A atividade das manchas solares ocorre como parte de um ciclo de 22 anos chamado ciclo solar em que há períodos de atividade máxima e mínima. Atualmente, estamos em época de atividade solar máxima.

28 Estrutura- Cromosfera A cromosfera do Sol não é, normalmente, visível, porque a radiação emitida é muito mais fraca do que a originada na fotosfera. Sua espessura é de aproximadamente 1600 km. É uma camada irregular, onde a temperatura sobe de 6000 ºC até cerca de ºC. Nestas altas temperaturas, o hidrogênio emite luz na cor avermelhada. Cromosfera

29 Estrutura- Cromosfera A cromosfera solar torna-se visível durante um eclipse total do Sol, nos momentos iniciais e finais, como um anel avermelhado, causado pelos átomos de hidrogênio super aquecidos. Para além dos eclipses, é ainda possível observar a cromosfera recorrendo à análise espectral. Com a utilização de filtros de banda estreita (filtro de Lyot), ou de um espectro-heliógrafo.

30 Estrutura- Cromosfera Plages (francês para praias) são regiões na cromosfera brilhantes perto de manchas solares, que surgem pouco antes do aparecimento das manchas e somem logo depois do sumiço das manchas naquela região.

31 Estrutura- Coroa Solar A coroa é a parte mais externa da atmosfera do Sol. A região exterior da coroa se estende ao espaço e inclui partículas viajando para longe do Sol. A coroa pode ser vista durante eclipses solares totais. Sua temperatura é de aproximadamente 2 milhões de graus Celsius. É nesta região que as proeminências aparecem. Coroa Solar

32 Coroa Solar - Proeminências São imensas nuvens de gás aquecido e brilhante que explodem da alta cromosfera. As proeminências podem durar de dois a três meses atingindo até 50 mil quilômetros de extensão ou mais, acima da superfície do Sol. Ao atingir essa altura acima da superfície, podem entrar em erupção, algo que pode durar de alguns minutos a algumas horas, e jogar grandes quantidades de material através da coroa, que cairão no espaço a mil km/s. Essas erupções são chamadas de ejeção da massa coronal. Frequência das proeminências é ligada ao ciclo solar.

33 Coroa Solar Fulgurações Solares Às vezes, em grupos complexos de manchas solares, explosões violentas e abruptas ocorrem, chamadas de fulgurações solares. Acredita-se que sejam causadas por alterações repentinas no campo magnético em áreas nas quais ele está concentrado. As fulgurações solares são acompanhadas por liberação de gás, elétrons, luz visível, raios ultravioleta e raios-x. Quando esta radiação e estas partículas atingem o campo magnético da Terra, interagem com ele nos polos para produzir as auroras (boreais, austrais).

34 Coroa Solar Vento Solar Ainda não se sabe exatamente como é formado, o que se sabe é que há a variação da intensidade dele devido a variações na coroa solar. O vento solar é constituído de plasma que sofre aceleração pelo campo magnético do Sol, com velocidade aproximada de 400 Km/s e quando chega perto da Terra pode chegar a 800 Km/s. Variação na coroa solar (causadas pela rotação irregular do Sol).

35 Aurora Boreal - Austral Aurora boreal são fenômenos que ocorrem nas regiões polares do norte do planeta Terra, além de outros, como Júpiter, Saturno e Marte. A aurora boreal pode ser vista durante a noite ou no final da tarde, ocorre com periodicidade de 11 anos. A altura da aurora boreal oscila entre os km, embora nas regiões ainda iluminadas pelo sol possam aparecer abaixo dos 80 km ou acima de 1000 km. A aurora boreal ocorre devido ao contato dos ventos solares com o campo magnético do planeta. Aurora boreal foi um nome criado pelo cientista Galileu Galilei, no ano de 1619, por causa de uma deusa romana do amanhecer, chamada de Aurora, e de seu filho, chamado Bóreas. No hemisfério sul, a aurora boreal é conhecida como aurora austral. A aurora boreal pode ser reproduzida artificialmente, por exemplo, através de explosões nucleares ou em laboratório.

36 Aurora Boreal Universidade Federal do ABC

37 Aurora Austral Universidade Federal do ABC

38 Heliosfera É uma região periférica do Sol, preenchida pelo vento solar, e é o limite de alcance do campo magnético. A Heliosfera nos protege da entrada de raios cósmicos vindo de fora do Sistema Solar, ou seja uma intervenção galáctica no nosso sistema.

39 Magnitude Sua Magnitude Aparente é -26,74 e a sua Magnitude absoluta é de +4,8. Chamamos de Magnitude aparente (Mp) o brilho que um determinado objeto celeste possui quando observado a partir da superfície da Terra. Chamamos de Magnitude absoluta (Ma) o brilho que o objeto teria se estivesse em uma distância padronizada. A escala é definida como a Magnitude aparente que um corpo deveria ter se fosse visto da distância de 10 parsecs (32,6 anos-luz). Quanto menor for o número da Magnitude, mais brilhante será o objeto. A escala de magnitude é logarítmica (uma diferença de 5 magnitudes corresponde a um fator 100 em luminosidade)

40 Sondas de Exploração Solar Universidade Federal do ABC

41 Sondas - Skylab O Skylab completou quase 2 mil horas de experimentos médicos e científicos, incluindo oito experimentos solares. Instalado no alto do veículo, o módulo experimental remoto fotografou uma explosão na superfície do Sol em Os buracos coronais solares foram descobertos durante as observações do Skylab.

42 STEREO Os satélites Solar TErrestrial RElations Observatory (STEREO) da NASA são sondas quase idênticas. Lançadas em 2006, as sondas estão analisando o Sol pela primeira vez em 3-D. Os cientistas da missão esperam que sua revolucionária tecnologia de captação de imagens irá descobrir a causa e o mecanismo por trás das ejeções de massa coronal (CME).

43 Projeto SOHO (Solar and Heliopheric Observatory) Desenvolvido pela Nasa americana e a ESA europeia, tem objetivo o estudo do Sol tanto as camadas internas de sua coroa quanto os ventos solares.

44 Relação Sol- Terra Universidade Federal do ABC

45 Relação Sol- Terra A partir do momento em que a energia e luz do Sol são liberadas ao espaço, começa a relação entre o Sol e o nosso Planeta.

46 Relação Sol- Terra Só há vida na Terra devido a algumas condições, dentre elas uma localização em zona habitável, pois é essa distância que garante a água em estado líquido.

47 Relação Sol- Terra A vida na Terra é garantida pela incidência ideal de energia solar nela. Que só é considerada ideal devido à atmosfera que a Terra desenvolveu.

48 Relação Sol- Terra - Camadas da Atmosfera Terrestre e proteção solar Troposfera onde vivemos Estratosfera Ozonosfera proteção raios UV, onde situa-se a camada de ozônio. Mesosfera combustão de meteoros Termosfera - É a camada onde ocorrem as auroras e onde orbita o ônibus espacial Exosfera limite entre espaço e atmosfera.

49 Relação Sol- Terra - Camadas da Atmosfera Terrestre e proteção solar Universidade Federal do ABC

50 Energia Solar A energia solar é hoje vista como novo meio de gerar energia em Terra, principalmente para substituir métodos que poluem ou modifiquem o ambiente.

51 Ficção científica Projeto Japonês

52 Morte do Sol Universidade Federal do ABC

53 Morte do Sol O Sol entrará numa fase, onde as fusões de hidrogênio começarão a acabar e darão lugar à queima de Hélio que ele produz. Fazendo com que o Sol comece a liberar mais energia no Sistema Solar e o transformando em uma gigante vermelha.

54 Morte do Sol Esta será a possível aparência da Terra daqui a 5 bilhões de anos, quando o Sol estará a meio caminho da morte. O que um dia foram os oceanos terá se transformado em vastas planícies. E os antigos continentes terão se tornado planaltos, por causa do Sol ter aumentado em 40% o seu brilho, secando de vez o planeta e varrendo a atmosfera para o espaço.

55 Morte do Sol Após se transformar em uma gigante vermelha, o Sol terá seu brilho ao máximo em 5 bilhões de anos. Seu raio ficará mais de 200 vezes maior, chegando próximo à Terra. Seu brilho será 5 mil vezes mais intenso. Isso quer dizer que a estrela estará lançando sobre o sistema solar vezes mais energia do que hoje. O calor na Terra será muito superior ao de Vênus atualmente, que é de 500 graus Celsius. O antigo planeta-água virará uma imensa caldeira, com temperatura capaz de derreter chumbo (podendo ficar mais quente).e poderia até ser destruída nesse inferno dantesco.

56 Morte do Sol A medida que o brilho for aumentando, o vento solar irá liberar mais energia e matéria ao espaço, esse efeito causará a redução da massa do astro e consequentemente a sua força gravitacional, até o ponto onde os planetas se lançarão para outros pontos do Sistema Solar. Possivelmente Vênus irá para a órbita atual da Terra e a Terra pra órbita atual de Marte. Os planetas exteriores, como Júpiter e Saturno, terão suas órbitas dobrando de diâmetro.

57 Morte do Sol Na tentativa de reacender o seu interior, ele terá se expandido e contraído quatro vezes no total. A cada expansão ele perde mais matéria, o que causa o enfraquecimento e a perda de brilho. Ele se torna uma Anã Branca. O que um dia foi astro-rei amarelo e gigante vermelha não passará de uma anã branca - um corpo carcomido, com metade da massa atual espremida numa esfera com diâmetro 17 vezes menor que hoje e sem forças para liberar energia. Uma nebulosa, nuvem de poeira e gases resultante do desgaste estelar, envolverá o sistema solar mumificado. Os planetas, com exceção de Mercúrio, continuarão a longa e fria jornada em torno da anã branca.

58 Morte do Sol Após se tornar uma anã branca, o Sol levará bilhões de anos para esfriar. Diminuindo o seu brilho, se tornando apenas uma massa fria, inerte e sem luz. A esta altura, o mundo, como o conhecemos, já terá acabado.

59 OBRIGADA! Próxima Aula (05/04): Sistema Solar: Planetas Internos

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