Nossa Estrela: O Sol. Adriana Válio Roque da Silva. Centro de Rádio Astronomia e Astrofísica Mackenzie Universidade Presbiteriana Mackenzie

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1 Nossa Estrela: O Sol Adriana Válio Roque da Silva Centro de Rádio Astronomia e Astrofísica Mackenzie Universidade Presbiteriana Mackenzie

2 O Sol Parâmetros físicos do sol Estrutura solar Evolução solar Campo magnético solar Atividade solar: explosões solares ejeção de massa coronal relações Sol-Terra

3 O Sol na luz visível

4 Características do Sol Massa Raio Densidade média central Luminosidade Temperatura superfície central Composição química: Hidrogênio Hélio Oxigênio Carbono Nitrogênio Período rotacional equador pólos 2 x kg km 1409 kg/m kg/m x erg/s 5785 K 1.5 x 10 7 K 92,1 % 7,8 % 0,061 % 0,039 % 0,0084 % 25 dias 31 dias

5 Estrutura Solar

6 Estrutura do interior solar Núcleo: 10% da massa solar, T=15 milhões K reações termo-nucleares (4H He) Camada radiativa: energia flui por radiação (10% até 70% do raio solar) Camada convectiva: energia flui por convecção T<10,000 K (70% do raio solar até a superfície)

7 Granulação

8 Convecção Clique na figura acima para ver a animação das células convectivas na superfície do Sol.

9 Atmosfera Solar

10 Atmosfera solar Fotosfera: superfície até 300 km, T=5800 K, manchas solares Cromosfera: 10,000 km acima da superfície, T=15,000 K, cor avermelhada em eclipses Coroa: até 2 raios solares, T=2-4 milhões K, vento solar

11 Fotosfera

12 Cromosfera

13 Coroa Observada a olho nu durante eclipses solares Bastante difusa (baixa densidade) Inomogênea T=2 a 4 milhões K

14 Aquecimento da coroa Na atmosfera, a temperatura das camadas mais externas aumenta. Ainda é um problema em aberto qual é a fonte de energia?

15 Espectro Eletromagnético Ondas eletromagnéticas: desde pequenos comprimentos de onda (raios gama) até km (rádio) visível comprimento de onda

16 O Sol em vários comprimentos de onda Fotosfera (luz branca) Cromosfera (Hα) Baixa coroa (17 GHz)

17 O Sol em vários comprimentos de onda Cromosfera (ultra-violeta) Baixa coroa (UV extremo) Coroa (raio-x)

18 Camadas Clique na figura acima para ver a animação das camadas da atmosfera do Sol.

19 Evolução Solar

20 Formação do Sol Formação: 10 milhões de anos nuvem molecular em forma de disco o proto-sol no centro e proto-planetas ao redor formaram-se simultaneamente quando temperatura no centro alta suficiente nasce uma estrela Clique na figura acima para ver a animação da formação do sistema solar

21 Maturidade do sol Seqüência principal: 10 bilhões de anos Hoje: estrela comum com idade de 4.6 bilhões de anos conversão de H em He no núcleo pelas reações nucleares equilíbrio hidrostático: pressão do gás = pressão gravitacional

22 Futuro do Sol Gigante vermelha: 1.5 bilhões de anos esgota-se o H do núcleo inicia-se a fusão do He em C raio 3 vezes maior Super gigante vermelha: 250 milhões de anos esgota-se o He no núcleo queima de He em C em casca esférica ao redor do núcleo raio é 100 vezes maior engloba a órbita da Terra

23 Estágios finais Nebulosa planetária: 1/3 da massa é ejetada camadas internas são expostas Nebulosa da Hélice

24 Anã Branca núcleo da nebulosa planetária (carbono) raio igual ao da Terra T = 10,000 K até esfriar completamente (trilhões de anos)

25 Vida do Sol

26 Atividade Solar

27 Atividade Solar mancha solar

28 Ciclo de atividade solar Ciclo de atividade: percebeu-se que o número de manchas solares era cíclico duração de 11 anos medidas desde 1600 atualmente estamos em um máximo

29 Máximo de atividade Próximo máximo de atividade solar por volta de

30 Ciclo solar em raio-x Montagem de imagens tomadas a cada 6 meses durante 6 anos.

31 Campo magnético solar Campo tradicional de dipolo Rotação diferencial: 28 (equador) e 31 dias (pólos) Campo responsável pelas regiões ativas B inverte de polaridade a cada 22 anos (ciclo de Babcock)

32 Campo magnético região ativa (mancha solar) arcos magnéticos observados no UV pelo satélite TRACE

33 Atividade Solar Devido ao campo magnético Duração de 11 anos Manifestações: Manchas solares Explosões solares Ejeções de massas coronais

34 Manchas solares Manchas escuras nas imagens do sol em luz visível mais frias do que a superfície ao redor regiões de altas concentrações de campo magnético

35 Explosão solar Clique na figura acima para ver a animação da explosão. Súbita liberação de grandes quantidades de energia (segundos a minutos) aquece o plasma local acelera partículas a al-tas energias e produz grande quantidade de radiação e partículas fonte de energia campo magnético

36 Explosão (UV) Clique na figura para ver a animação da explosão.

37 Ejeção de Massa Coronal Associadas às proeminências solares matéria (elétrons, prótons e íons) é arremessada para o meio interplanetário pode atingir a Terra

38 Ejeção de Massa

39 Interação com a Terra Quando a radiação e partículas produzidas pela atividade solar alcançam a Terra, estas podem causar: doses letais de radiação X para astronautas alteração nas órbitas de satélites

40 Tempestade eletromagnética alterações na ionosfera afetam as comunicações de longa distância picos de correntes nas linhas de alta tensão comportamento errático de instrumentos de navegação alterações na camada de ozônio auroras

41 Auroras Partículas aceleradas do sol entram na atmosfera solar pelos pólos Interagem com os átomos da alta atmosfera causando emissão colorida

42 Questões em aberto Aquecimento da coroa solar Previsão de quando ocorrerão: explosões solares ejeções de massa coronal Causas da atividade solar configuração do campo magnético como e onde energia das explosões é armazenada mecanismo de aceleração das partículas

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