Sol. Prof. Jorge Meléndez AGA205

Transcrição

1 Sol Prof. Jorge Meléndez AGA205

2 Paula Coelho

3 O Sol é apenas uma entre ~ 300 bilhões de estrelas na Galáxia

4 Luminosidade (Sol = 1) SOL Temperatura (K) Magnitude Absoluta M V (Sol = 4.83) Tamanho e luminosidade do Sol comparado a outras estrelas 1 R ʘ = km 1 L ʘ = W

5 Composição química do Sol Elemento Por número Por massa de átomos total H 91,2 % 71,0 % He 8,7 27,1 O, C, N, Si, Mn, Ne, Fe, S etc. 0,1 1,9 Sol

6 Sol Terra (em escala) Massa 1,9891 x ton ( Terra) Luminosidade 3,84 x W ~4 septilhões de lâmpadas de 100 W Visão da fotosfera Distância (sem escala) Raio 696 mil km (109 Terra) Observação na região visível do espectro

7 Mudanças na superfície do Sol

8 Superfície do Sol

9 A Luminosidade do Sol é constante ou variável?

10 Luminosidade solar (atual=1) Variação da Luminosidade vinda do Sol 1,2 1,1 1,0 0,9 0,8 0,7 0,6 Hoje Tempo (Bilhões de anos) 0 1 2

11 Luminosidade solar (atual=1) Variação da Luminosidade vinda do Sol Luminosidade do Sol jovem ~ 70% da luminosidade atual! 1,2 1,1 1,0 0,9 0,8 0,7 0, Bilhões 2 Hoje de anos

12 Faint young Sun paradox Paradoxo do jovem Sol fraco O problema do jovem Sol fraco é a contradição aparente entre observações de água líquida no início da história da Terra, e a predição de que o brilho do Sol na época era de apenas 70% em relação ao presente, insuficiente para manter água no estado líquido SNOWBALL: Terra nos seus primordios?

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14 Zona habitável em sistemas planetários: região onde pode existir água líquida Massa da estrela (M Sol) Distância ao Sol (U.A.)

15 Influencia de evolução do Sol na vida na Terra temos só 500 milhões de anos?

16 CO 2 cycle CO 2 + H 2 O -> H 2 CO 3 (carbonic acid) H 2 CO 3 + H 2 O + silicate minerals -> HCO cations (Ca ++, Fe ++, Na +, etc.) + clays Ca HCO 3 - -> CaCO 3 + CO 2 + H 2 O Calcita e calcáreos Parte do CO 2 é retornado: CaCO 3 + SiO 2 -> CO 2 + CaSiO 3

17 Photosynthesis

18 Influencia de evolução do Sol na vida na Terra temos só 1500 milhões de anos?

19 Earth surface temperature Fanerozoico million years ago

20 The evolution of atmospheric CO 2 concentration Diminuição de vida

21 Luminosidade solar (atual=1) Variação da Luminosidade vinda do Sol 1,2 1,1 1,0 0,9 Vida complexa 0,8 0,7 0,6 Hoje Tempo (Bilhões de anos) 0 1 2

22 Prof. James Kasting ( ). Pioneiro no estudo de habitabilidade planetária Massachusetts Institute of Technology Profa. Sara Seager, pioneira no estudo de atmosferas de júpiters quentes

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24 Estrutura básica do Sol Atmosfera solar extendida Atmosfera solar: Fotosfera Interior Solar

25 Estrutura mais fina do Sol INTERIOR SOLAR { Coroa Zona de transição Cromosfera Fotosfera Camada convectiva Camada radiativa Camada condutiva } ATMOSFERA SOLAR

26 Temperatura [K] Centro Condução Irradiação Convecção Superfície Fotosfera Cromosfera Região de transição Temperatura nas camadas do Sol 15 M Interior do Sol Atmosfera do Sol Coroa 2 M , km 0,7 1, km 500 km km R/R sol

27 Densidade das camadas do Sol 2x10-15 Densidades [g/cm 3] Atmosfera da Terra 0,001 Água 1 Ferro 7,9 Chumbo 11,3 Mercúrio 13,6 Ouro 19,3 Irídio 22,5 2x x10-9 2x10-7 0, g/cm 3

28 Interior do Sol

29 Interior do Sol Coroa Zona de transição Cromosfera Fotosfera Interior Solar

30 A estrela Sol Temperatura K Transporte de energia Condução Radiação Convecção Fotosfera Composição Superficial (massa) H = 73,0% He = 24,5% Outros = 2,5%

31 Propagação do calor (transferência de energia devido à diferença de temperatura) Convecção: movimento de material duma região para outra Convecção Condução Condução: Contato direto Radiação: Ondas electromagnéticas

32 Camadas do interior do sol Região de convecção Fotosfera Região de condução Região de irradiação 0 0,3 0,7 1,0 Raio Solar

33 Reações de nucleossíntese solar

34 p p p p Pósitron Pósitron Neutrino p D D p Neutrino Fusão do g He 3 hidrogênio He 3 g p He 4 m = 100% m = 99,3% p p p p He Para onde foi a massa faltante? 4 p

35 Relação entre massa e energia m E E = m c 2 c = velocidade da luz no vácuo

36 Cadeia próton-próton gerando He 1 1 H + 1 1H 2 1H + e + + n 2 1 H + 1 1H 3 2He + g 69% 31% 3 2 He + 3 2He 4 2He H 99,7% 3 2 He + 4 2He 7 4Be + g 0,3% 7 4 Be + e - 7 3Li + n 7 3 Li + 1 1H 2 4 2He 7 4 Be + 1 1H 8 5B + g 8 5 B 8 4Be + e + + n 8 4 Be 2 4 2He

37 Livre caminho médio dos fótons na camada radiativa Região radiativa Núcleo Absorção e Re-emissão Fóton Partícula Alguns centímetros Tempo entre a geração do fóton no núcleo e sua saída pela fotosfera: milhões de anos

38 Dados do interior do Sol

39 Densidade [g/cm 3 ] Centro Superfície 180 Densidade solar ,1 0,2 0,3 0,4 0,5 0,6 0,7 0,8 0,9 1,0 R/R sol

40 Pressão [Bilhões de atm] Centro Superfície Pressão no interior solar ,1 0,2 0,3 0,4 0,5 0,6 0,7 0,8 0,9 1,0 R/R sol

41 Temperatura (Milhões de [K]) Centro Superfície Temperatura no interior solar ,1 0,2 0,3 0,4 0,5 0,6 0,7 0,8 0,9 1,0 R/R sol

42 Mudanças na composição 100% química do Sol 75 Composição inicial de Hidrogênio Composição atual de Hidrogênio Composição atual de Hélio Composição inicial de Hélio 0 % Centro O C N Ne Si Fe Superfície

43 A composição química observada no Sol é maiormente aquela da fotosfera

44 A linha é formada quando o elétron muda de uma órbita (nível de energia E) para outra devido à emissão ou absorção de um fóton e Formação de Linhas da Fotosfera emissão e fóton absorção

45 Átomo de hidrogênio : modelo clássico p e Só um nivel de energia (só uma órbita) Não é possível formar linhas...

46 Átomo de hidrogênio : modelo de Bohr p e O elétron pode mudar de nível de energia, n = 1, 2, 3, 4,... É possível formar linhas... n = 2 n = 1 n = 3 n = 4

47 n= Contínuo Formação de linhas de absorção de hidrogênio na Fotosfera n=6 n=5 n=4 n=3 n=2 n=1 L a L b Lyman Núcleo p L g L d H a H b Paschen Balmer Estado fundamental H g H d P a e P b P g P d Brackett e Fóton B a B b Pfund B g B d F a F b F g F d H a do Hidrogênio (série de 656,3 nm Nível limite externo

48 Ultravioleta Espectro solar (empilhado) Infravermelho

49 Abundância elementar com relação ao Silício Si Composição química do Sol 1 Número atômico = Número de prótons no núcleo do elemento químico

50 Composição química solar? Embora o Sol seja a estrela mais próxima a sua abundância de oxigênio ainda não é muito bem conhecida...

51 Superfície do Sol: fotosfera

52 Fotosfera do Sol Coroa 1 H - para cada 10 7 H 0 Zona de transição Cromosfera Fotosfera Interior Solar 6500 K 4200 K 500 km

53 Fotosfera do Sol

54 Espessura óptica ( ) (ou profundidade óptica) : medida da transparência Neblina = 1

55 Intensidade Transparente ( << 1) 1,0 0,9 0,8 0,7 0,6 0,5 0,4 0,3 0,2 0,1 0,0 I = I 0 e - Opaco ( > 1) 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0 3,5 4,0 4,5 5,0 Profundidade optica

56 Definição da fotosfera = Espessura óptica Base interna da fotosfera Temperatura superficial: T Efetiva = T ( ~ 2/3) = K Transparente << 1 = 1 > 1 Opaco

57 Escurecimento do limbo: prova da descida da temperatura em direção ao exterior da fotosfera Fotosfera 6500 K 4200 K 6500 K 4200 K

58 Escurecimento do limbo Interior do Sol Espessura óptica = 1 ocorre em regiões mais externas (frias) Espessura = 1 ocorre em regiões mais internas (quentes) Visão do Sol

59 Convecção Movimento por convecção Zona Conductiva

60 Quente Convecção abaixo da fotosfera Região de convecção Fotosfera Região de condução Região de irradiação

61 Estrutura Alveolar (Granular) do Sol Regiões Claras Subida de gás quente Regiões Escuras Descida de gás frio Diâmetro típico de um grânulo (alvéolo): 1000 km Vida de um grânulo (alvéolo): 5 a 10 minutos

62 Manchas solares Granulação Granulaçao e Manchas solares

63 Manchas na superfície do Sol observadas por Galileo em

64 Frio Formação de uma mancha solar Campo magnético muito intenso Região de condução Região de irradiação Região de convecção Fotosfera

65 Mancha solar

66 Manchas solares

67 Efeito Zeemann numa mancha solar G. E. Hale ( ) Desdobramento das linhas espectrais

68 Frio Erupção solar Campo magnético muito intenso Região de convecção Fotosfera Região de irradiação Região de condução

69 Seqüência de uma Erupção Solar Grande erupção solar atingindo uma altura de 28 raios terrestres

70 Proeminências no limbo solar

71 Atmosfera do Sol

72 Cromosfera do Sol (esfera colorida) Fe XIV Ferro que perdeu 13 dos seus 26 elétrons Super-granulação km Vida de ~12 h Coroa Zona de transição Cromosfera Fotosfera Interior Solar Brilho: 10-4 do brilho da fotosfera km

73 Cromosfera do Sol durante eclipse

74 Coroa solar durante eclipse

75 Coroa solar

76 Para que observar o Sol durante o eclipse total? Sol não eclipsado Sol eclipsado totalmente Coroa Solar Lua Fotosfera do Sol Cromosfera

77 Coroa solar em diferentes ocasiões

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80 Vento Solar

81 Vento Solar Perda de massa pelo vento solar = 1 milhão de ton por segundo 400 km/second Elétrons Sol Prótons Partículas Alfa (núcleos de Hélio)

82 Efeito do vento solar sobre a magnetosfera

83 Efeitos de explosões solares e de ejeções de massa coronal Ver video de explosão real no site da NASA:

84 Interação do Sol com a Terra Partícula alfa Próton Nêutron a ++ (dias) n 0 (horas) p + Elétron Luz Aurora boreal (horas) e - Choque com ions e átomos da alta atmosfera terrestre (> 80 km) causa excitação e ionização. Ao voltar aos estados menos excitados ou na recombinação é emitida luz (horas) 08 m 15 s Campo magnético terrestre Aurora austral

85 VERMELHO devido ao oxigênio atômico Aurora em Iowa VERMELHO intenso (e azul) devido ao nitrogênio atmosférico: estados excitados a estados base VERDE devido ao oxigênio atmosférico: estados excitados a estados base

86 Aurora no Alasca 2005 jan

87 Aurora boreal em 2010 AZUL e VERMELHO devidos ao nitrogênio VERDE devido ao oxigênio

88 Características do Cauda ionizada (assoprada pelo vento solar) Vento Solar Cometa Cauda de poeira Sol Terra Órbita de Plutão 3 a 4 e - /cm 3 v = 500 a 700 km/s Vento solar T = a K Plutão Vento solar

89 Cometa Hale-Bopp (1997) Comet Hale-Bopp (1997), which possessed two distinct tails - a dust tail (white) and an ion tail (blue)

90 Ciclo Solar

91 Ciclo solar de 11 anos Número de manchas Máxima atividade Máximo Mínimo Máximo Mínimo ~ 11 anos Mínima atividade anos

92 Número de manchas solares ao longo do tempo

93 Local de nascimento das manchas anos Latitude solar Equador anos

94 Gráfico "asa de borboleta" dos locais de nascimento das manchas solares ao longo do ciclo de 11 anos INICIO DO CICLO FIM DO CICLO INICIO DO CICLO

95 Gráfico "asa de borboleta" dos locais de nascimento das manchas solares ao longo do ciclo de 11 anos LOCAL DE NASCIMENTO DAS MANCHAS 2010 NUMERO DE MANCHAS

96 Previção de manchas solares Em 2006 foi predito máximo de atividade em (!) NUMERO DE MANCHAS

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98 Mínimo de Maunder no número de manchas solares Interregno de baixo número de manchas solares Relacionado à pequena idade do Gelo?

99 Congelamento do rio Tâmisa durante a pequena idade de gelo

100 Mínimo Mínimo Ciclo solar de ~11,2 anos Obtido pela SOHO (Extreme UV, nm) Máximo

101 Sol visto em diversas cores Ultravioleta 304 nm Ultravioleta 284 nm Ultravioleta 195 nm Ultravioleta 174 nm Visível

102 Rotação do Sol Massa do Sol = 99,866% Massa Sistema Solar Momento angular do Sol = 1% Momento angular dos planetas Eixo de rotação PNE Plano da eclíptica PSE Período de rotação Pólo Norte ~ 37 dias Equador ~ 26 Pólo Sul ~ 37

103 Rotação diferencial do Sol Eixo de rotação

104 Mínimo Evolução dos campos magnéticos no Sol Máximo