Sol. Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira IAG/USP.

Transcrição

1 Composição Fonte de energia Estrutura e Helio-sismologia Atividade: manchas e flares Ciclo solar Sol Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira IAG/USP Baseado nas notas de aula do Prof. Enos Picazzio IAG/USP AGA210 1º semestre/2017

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3 Sol O Sol é mais uma das estrelas da nossa Galáxia

4 Sol O Gigante do Sistema Solar Massa do Sol: vezes a massa da Terra. Diâmetro do Sol: 109 vezes o diâmetro da Terra (1,392 milhões de km). Densidade média: 1,41 g/cm 3 (quase como a da água). central: 160 g/cm 3 (para comparação, a densidade do ouro é 19 g/cm 3 ). superfície: 1 bilionésimo g/cm 3.

5 De que é formado o Sol? (e as estrelas em geral) Átomos: elemento básico da matéria. Hidrogênio: o mais simples (um próton + um elétron) e o mais leve. Urânio: o átomo mais pesado que foi descoberto primeiro na natureza. Oganesson: o átomo mais complexo conhecido (fabricado em laboratório).

6 De que é formado o Sol? (e as estrelas em geral) H: hidrogênio, elemento químico mais abundante no Universo: Em número de átomos: 91%. Em massa: 70,6%. He: hélio, segundo elemento mais abundante: Em massa: 27,4%. Demais elementos (O, C, Fe, Ne,...): 2% em massa. Quanto mais complexo o átomo, maior sua massa e, em geral, menos abundante. Moléculas: agrupamento de 2 ou mais átomos. Na superfície do Sol, há algumas poucas moléculas como OH e CO. A matéria se encontra em 4 estados na natureza: Sólidos: átomos em uma rede espacial bem definida. Líquidos: sem forma fixa e quase incompressível. Extremamente raro no Universo. Gases: formado por átomos e/ou moléculas, sem forma fixa, pode ser comprimido. Plasmas: átomos ionizados (elétrons não estão presos aos núcleos). Esta é a forma mais abundante da matéria no Universo. Estrelas são bolas de plasma.

7 Produção de energia em estrelas como o Sol Enos Picazzio

8 [e para mais uns 5 bilhões de anos] Enos Picazzio

9 40 bilhões de milhões de toneladas de TNT por segundo (como bilhões de bombas de hidrogênio por segundo) [e para mais uns 5 bilhões de anos] Enos Picazzio

10 Estrutura do Sol Coroa solar Zona de transição Zona convectiva Cromosfera Zona radiativa Núcleo Fotosfera (superfície do Sol) A estrutura interna do Sol é obtida por modelagem matemática e helio-sismologia. Hipótese: estrutura em equilíbrio, sem expansão ou contração. Dimensões : núcleo 0,2 do raio solar, zona radiativa 0,5 e zona convectiva 0,3.

11 Hélio-sismologia Aproveita os sismos solares para estudar o interior do Sol, de forma semelhante ao que se faz para a Terra. Um modelo para as oscilações de 5 minutos de período. movimento ascendente movimento descendente Oscilacões superpostas (modelo bem exagerado) Enos Picazzio

12 Hélio-sismologia: heliomoto Os sismos de maior frequência ocorrem próximos à superfície. Como a propagação depende das condições locais, as observações permitem construir modelos teóricos do interior solar. Enos Picazzio IAGUSP

13 Interior solar Núcleo ( K) Fusão nuclear 4H => He + partículas sub-atômicas + energia Enos Picazzio IAGUSP/2008

14 Interior solar Núcleo ( K) Fusão nuclear 4H => He + partículas sub-atômicas + energia Zona radiativa energia transportada através de absorção e reemissão Enos Picazzio IAGUSP/2008

15 Interior solar Zona convectiva energia transportada por convecção Zona radiativa energia transportada através de absorção e reemissão Núcleo ( K) Fusão nuclear 4H => He + partículas sub-atômicas + energia Enos Picazzio IAGUSP/2008

16 Interior solar Interface camada complexa, responsável pela geração do campo magnético solar. a luz pode demorar até 1,5 milhão de anos para chegar à superfície! Zona convectiva energia transportada por convecção Zona radiativa energia transportada através de absorção e reemissão Núcleo ( K) Fusão nuclear 4H => He + partículas sub-atômicas + energia Enos Picazzio IAGUSP/2006

17 Parte externa do Sol As partes externas do Sol, da fotosfera em diante, acessíveis à observação direta, apresentam grande variação das condições físicas com a altura: Temperatura, pressão e composição química A parte externa pode ser dividida em 2 partes: Superfície Fotosfera; Atmosfera Cromosfera, região de transição e coroa.

18 Propriedades de cada componente da estrutura do Sol (g/cm 3 ) Densidade sempre diminui com a distância ao centro aumenta. A temperatura diminui inicialmente, mas aumenta a partir da cromosfera: Efeito do campo magnético do Sol.

19 Do grego: esfera de luz. Fotosfera: a superfície solar Espessura ~500 km Temp ~5800 K Grânulos (topos das células convectivas) tamanho: ~700 km, vida: minutos velocidade de convecção: 7 km/s ( km/h). mancha solar Regiões escuras associadas a fortes campos magnéticos. Enos Picazzio IAGUSP/2006

20 Manchas Solares As manchas solares são as formações mais marcantes da fotosfera. Variam em tamanho, abundância e posição ao longo do tempo. Estão associadas a fortes campos magnéticos e têm, em média, 10 mil km de diâmetro. Créditos: Trabalho de arte: Randy Russel imagens: Academia Real Sueca (mancha), NASA (Terra) Umbra: T~ 4500K Penumbra: T ~ 5.500K (Não confundir com umbra e penumbra de uma sombra)

21 As manchas solares fornecem uma referência para a medida do período de rotação a diferentes latitudes. O Sol (como os planetas gigantes gasosos) não giram como um corpo sólido, possuem uma rotação diferencial: o equador gira mais rápido do que os polos. A inclinação do eixo de rotação do Sol é de 7,3 em relação à eclíptica.

22 Fotosfera: a superfície solar Espessura ~500 km Temp ~5800 K Grânulos (topos das células convectivas) tamanho: ~700 km, vida: minutos veloc. de convecção: 7 km/s ( km/h) Matéria quente aflora pelo centro da célula, esfria e precipita pelos bordos, num processo contínuo; por isso ela é mais escura no centro. Enos Picazzio IAGUSP/2006

23 Estrutura da mancha Fotosfera: a superfície solar A mancha circula o Sol com a velocidade de rotação solar típica da latitude em que se encontra.

24 Cromosfera: a baixa atmosfera Espessura: ~1500 km Temperatura: a K luz emitida pelo H em 6563Å Do grego: esfera colorida supergranulação Praias: regiões mais quentes, por isto mais brilhantes. tamanho: ~ km; vida: 25 h Possui um padrão celular semelhante ao fotosférico. Mas as dimensões e o tempo de vida das células cromosféricas são bem maiores. Enos Picazzio

25 Cromosfera: a baixa atmosfera polaridades magnéticas opostas Protuberâncias arcadas magnéticas vistas no limbo, por elas circulam o plasma cromosférico Filamentos: topos de arcadas vistos contra o disco solar, são mais frios e brilham menos Enos Picazzio IAGUSP

26 Clarão (Flare) Instabilidades magnéticas liberam violentamente quantidades enormes de energia causando erupções de brilho. Essas erupções podem liberar mais energia que as grandes protuberâncias. Linhas magnéticas de polaridades opostas (a), sob circunstâncias favoráveis (b), podem se recombinar em ciclos opostos (c) liberando instantaneamente energia aprisionada no tubo magnético. Enos Picazzio

27 Clarão (Flare) Observações em raios X e ultravioleta mostram que as áreas mais compactas, localizadas nas regiões centrais dos flares, podem atingir temperaturas da ordem de K. A violência desses eventos ejeta partículas com tanta energia que o campo magnético local é incapaz de contê-las. Essa matéria é lançada ao espaço com muita violência. Esses eventos ocorrem entre a alta cromosfera e baixa coroa. Enos Picazzio

28 Cromosfera: a baixa atmosfera 1. A configuração de uma protuberância é muito complexa. 2. Suas bases estão apoiadas sobre regiões com polaridades magnéticas opostas, formando um arco magnético por onde circula a matéria cromosférica. 3. As dimensões podem ser enormes e a duração pode atingir horas. 4. Essas figuras cromosféricas permeiam a coroa solar, que é muito mais quente. Protuber ância Enos Picazzio

29 Região de transição Fina camada que separa a cromosfera da coroa solar. No gráfico vemos que em apenas algumas centenas de km a temperatura sobe de 10 mil K a 50 mil K, chegando a 1 milhão K na coroa.

30 protuberância Coroa: a alta atmosfera Visível a olho nu apenas durante os eclipses totais. Seu brilho equivale ao da Lua Cheia. Fora do eclipse, ela é ofuscada pela luz da fotosfera. É a luz fotosférica espalhada apenas pelos elétrons. Como os elétrons interagem com o campo magnético, a configuração da coroa é a do campo magnético global. Créditos: Greenville County School

31 Coroa em raio X Regiões de campo magnético fechado, por onde o plasma quente circula Buracos coronais, regiões de campo magnético aberto; plasma flui para o espaço interplanetário Estas regiões giram com a rotação típica da latitude solar em que se encontram. As temperaturas locais podem ultrapassar K. Enos Picazzio IAGUSP

32 Arcos coronais (uma configuração instantânea) Caberiam 30 Terras no meio do arco Uma visão detalhada revela uma configuração complexa e diversificada, e mostra que eles são formados por inúmeros arcos mais finos. Imagem: Transition Region and Coronal Explorer (TRACE)/NASA 1999

33 Vento solar O Vento solar emana do Sol em todas as direções. O vento carrega 1 milhão de toneladas de matéria por segundo. A velocidade varia entre 300 a 800 km/s. A Voyager 1 detectou o vento solar a 85 UA (lembrando que Netuno está a 30 UA).

34 O Vento Solar Fluxo de prótons (~96%), núcleos de hélio (~4%) e traços de núcleos de elementos mais pesados proveniente do Sol. As partículas eletricamente carregadas da magnetosfera interagem com o vento solar, escoam em direção dos polos, chocam-se com a atmosfera e excitam o gás atmosférico. Ao retornar ao estado normal o gás emite luz produzindo as auroras polares. Enos Picazzio IAGUSP

35 Ciclo Solar Descoberto em 1844 por Heinrich Schwabe. Número de manchas solares O Sol tem um ciclo de atividade da ordem de 11 anos. Durante esse tempo o número de manchas solares varia, e o campo magnético global se inverte. Portanto o ciclo magnético tem cerca de 22 anos. ciclo solar (manchas) A área relativa das zonas ativas aumenta com a atividade. 0.2 N N ciclo magnético N Direção do campo magnético do Sol Intervalo de tempo Enos em Picazzio anos IAGUSP N N

36 Aparência da coroa e o ciclo das manchas No máximo solar No mínimo solar 11/08/99 24/10/95 Dipolo magnético Enos Picazzio IAGUSP/2006

37 No máximo solar Aparência da coroa e o ciclo das manchas No mínimo solar Observação em raios-x

38 Ciclo das manchas Dados: WDC-SILSO, Royal Observatory of Belgium, Bruxelas Número de manchas solares por mês Número de manchas Ano Em fev/2000 o polo norte magnético solar inverteu-se, indo do hemisfério norte para o sul do Sol. Em maio/2013, a inversão de direção ocorreu novamente. Próximo mínimo por volta de 2020.

39 Mínimo de Maunder: Durante esse período o Sol esteve em atividade mínima, praticamente sem manchas. Grupo de manchas No. de manchas de Wolf Auroras Atividade Solar Pequena Glaciação: ~1650 Ano d.c. Aert van der Neer (1648) O clima da Terra pode ter sido afetado por esse fenômeno.

40 CRÉDITOS, REFERÊNCIAS E SUGESTÕES SOHO (Solar & Heliospheric Observatory) Transition Region and Coronal Explorer Yohkoh Public Outreach Project GOES Solar X-ray Imager Stanford Solar Center: highlight and contents Marshall Solar Physics The Virtual Solar Observatory NSO National Solar Observatory Enos Picazzio IAGUSP/2006

41 CRÉDITOS, REFERÊNCIAS E SUGESTÕES Current Solar Data HASTA Search Facility (imagens e filmes) Helio- and Asteroseismology Estrutura Solar Activity Monitor Astronomy Today Enos Picazzio IAGUSP/2006