O SOL 18/03/2013. a) Conexão com o clima. b) Interação com o meio interplanetário. c) O Sol como uma estrela. d) O Sol como um laboratório de física

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1 18/03/2013 Imagens solar: Efeito Doppler (15/06/1960) Leighton, R.B e colaboradores O SOL a) Conexão com o clima. b) Interação com o meio interplanetário. c) O Sol como uma estrela. d) O Sol como um laboratório de física Astronomia para a Terceira Idade 2013 Nelson Vani Leister Conexão o clima Como se processam as mudanças globais na Terra? Efeitos globais O equilíbrio da temperatura da Terra é mantido pelo balanço da entrada e saída da radiação. Energia Absorvida = (1 -A)πRp2 R 2 σt 4 Energia Emitida 4πRp2σ(fTp)4dp2 f - correção para o efeito estufa A albedo (~0.4). A cobertura de nuvens podem mudar. Como se processam as mudanças globais na Terra? Como se processam as mudanças globais na Terra? Efeitos globais O equilíbrio da temperatura da Terra é mantido pelo balanço da entrada e saída da radiação. Atividade solar pode ser responsável pela metade dos 0,6 graus de aquecimento global da Terra nos últimos 110 anos. Buraco na camada de ozônio pode ser afetada pela oscilação dos níveis da radiação UV. 1

2 Efeitos globais Atividade solar pode ser responsável pela metade dos 0,6 graus de aquecimento global da Terra nos últimos 110 anos. (1) O mundo está se aquecendo a uma velocidade como nunca visto, e (2) Os seres humanos são o principal motivo da Terra estar se aquecendo. Desde a revolução industrial, que começou em meados de 1800, os seres humanos alcançaram a magnitude de uma força geológica capaz de mudar o ambiente da Terra e afetar seu sistema climático. Efeitos globais O equilíbrio da temperatura da Terra é mantido pelo balanço da entrada e saída da radiação. Atividade solar pode ser responsável pela metade dos 0,6 graus de aquecimento global da Terra nos últimos 110 anos. Buraco na camada de ozônio pode ser afetada pela oscilação dos níveis da radiação UV. O programa espacial Ano Geofísico Internacional a) Conexão o clima. b) Interação com o meio interplanetário. O Programa (IGY) 01/julho/ /dezembro/1958 c) O Sol como uma estrela. d) O Sol como um laboratório de física a) Aurora b) Raios Cósmicos c) Geomagnetismo d) Glaciologia e) Gravidade f) Ionosfera g) Determinação latitude e longitude h) Meteorologia i) Sismologia j) Atividade Solar h) Atmosfera Superior O programa espacial O programa espacial Ano Geofísico Internacional O Explorer: Entre o Sol e a Terra Van Allen Belts HEO MEO LEO Cronologia 04/10/57 - URSS Sputnik 1 03/11/57 - URSS Sputnik 2 06/12/57 - USA Vanguard (*) 31/01/58 - USA Explorer I USP GEO 2

3 Missão do TRACE é obter imagens da corona solar e a região de transição em alta resolução angular e temporal. O principal objetivo científico do RHESSI é compreender como o vento solar é acelerado e qual o mecanismo de liberação de energia explosiva em plasmas magnetizados. ACRIM tem por objetivo monitorar a irradiância integrada do Sol (12/1999A). O CLUSTER é uma missão com objetivo de investigar a magnetosfera da Terra, usando quatro naves idênticas simultaneamente a fim de estudar a interação entre o vento solar e a magnetosfera (07/2000A). HINODO é um projeto conjunto Japão - Estados Unidos com objetivo de estudar a origem da emissão de luz flares solar. Os bjetivos do programa Skylab foram: provar que os seres humanos poderiam viver e trabalhar no espaço por longos períodos, e expandir nosso conhecimento da astronomia solar além das observações de solo. Os objetivos científicos da missão WIND são proporcionar Advanced Composition Explorer (ACE) tem um estudo completo do plasma das partículas energéticas objetivo de observar as partículas de origem e do campos magnéticos para os estudos da magnetosfera solar, interplanetária, interestelar e galáctica que e ionosfera e estudar os processos básicos que ocorrem no medidas no intervalo de energia dos íons do vento vento solar próximo da Terra (11/2004A). solar aos dos raios cósmicos dos núcleos das galácticos (08/1997A). ERBS foi concebido para investigar como a energia do sol é absorvida e re-radiada pela Terra. Compreender este processo ajuda a revelar padrões no tempo da Terra (10/1984 a 10/2005). SDO objetiva obter informações a fim de entender onde a energia do Sol é produzida no interior, e como esta energia é armazenada e liberada na atmosfera do Sol O TIMED tem como objetivo estudar as influências do Sol e dos seres humanos sobre a região da atmosfera terrestre - a mesosfera e a baixa termosfera/ionosfera. Investigações científicas Pesquisa do campo magnético Investigação das partículas de baixa energia Pesquisa do plasma Pesquisa sobre os Raios cósmicos Estudo das ondas de Plasma Lançamento: Voyager 1: 05/setembro/1977 Voyager 2: 20/agosto/1977 Ulysses Lançamento 06/10/1990 Massa 371 kg Período 6 anos 3

4 Lançamento: Instrumentação: 02/dezembro/ detectores MDI - The Michelson (Doppler Imager) - Magnetômetro EIT Ultravioleta extremo LASCO - coronógrafo SOHO - Flare SOHO - Proeminências Estudo da conexão Sol-Terra (25/10/2006) Objetivos: a) Compreender as causas e mecanismos da ejeção de massa coronal b) Caracterizar a propagação através da heliosfera c) Descobrir o mecanismo e o local da aceleração das partículas d) Estudar a estrutura do vento solar. 4

5 STEREO - Regiões ativas APOD 2007 April 24 USP STEREO - EUVI 304 A STEREO - Regiões ativas STEREO - Regiões ativas STEREO - Proeminências 5

6 18/03/2013 Por que estudar Sol? Como a Terra e ao heliosfera respondem? Quais são os impactos sobre a Terra? Perda de massa 106 ton/s Idade 5,0x109 anos m = 0,008% % m Massa 2,0 x 1030 kg Como a Terra e a heliosfera respondem? Quais são os impactos sobre a Terra? As Auroras Quais são os impactos sobre a Terra? Quais são os impactos sobre os planetas? Aurora em Saturno Aurora em Júpiter Investigações Contemporâneas a) Conexão o clima. b) Interação com o meio interplanetário. c) O Sol como uma estrela. d) O Sol como um laboratório de física Em 1980, o satélite Nimbus 7 levou um conjunto de Experimentos para efetuar medidas de radiação. Radiômetros eletricamente Calibrado (ECR) monitorou o Sol 24 Oct 1978 Outras missões incluem: Satélite para pesquisas da atmosfera(srvas) Observatório Solar e Heliosférico (SOHO) ACRIMSAT Solar Radiation and Climate Experiment (SORCE) 6

7 ACRIM (12/1999A). Investigações Contemporâneas Dados do ACRIM mostram flutuações a curto prazo da TSI (Total Solar Irradiance) devido ao ciclo de 11 anos solares. Durante 11 anos do ciclo solar, a TSI varia anualmente entre 0,1% -1,4 W/m2. Irradiância espectral causa essa dependência com o comprimento de onda. nos comprimentos de onda UV, raios-x, e de rádio do espectro as variações são mais significativas. Limitações das Recentes Observações Instrumentos atuais estão sujeitos a incertezas. Absorções pela atmosfera terrestre, oceanos e pela terra não têm sido medidas com precisão. Atmosfera absorve 20-25% da radiação. A Terra absorve 45-50% da radiação. o restantes de quase 30% é refletido pelas nuvens. A radiação solar e sua variabilidade Quantidade de dados disponíveis abrange apenas 33 anos. A maioria dos dados existentes da medida da TSI não contemplam informação sobre a Irradiância Espectral. A radiação solar tem duas componentes: a) CONSTANTE b) VARIÁVEL Os efeitos da componente CONSTANTE, por definição, não afetam as mudanças globais. Sua compreensão é importante, mas apenas acadêmica. O Sol é uma estrela magnética variável Fontes da Variabilidade A atividade Solar se origina de um ciclo do fluxo magnético causado por um dínamo gerado na parte inferior da zona de convecção a 0,7R Sol. Manchas solares afetam (diminui) a irradiância solar local. Faculae melhora (aumenta) a irradiância solar local. A cotização entre os efeitos devidos as manchas solares e as Facula determinam a variabilidade da irradiância solar. 7

8 18/03/2013 Campo de velocidades na atmosfera solar (Leighton 1959) GONG - Network Característica: a. Diâmetro ~ 1,6x104 km b. Separação (centro) ~ 3,0x104 km c. Velocidade (fluxo) ~ 0.5 km/s d. Tempo de vida ~ seg. GONG Network (dados) A Heliosismologia A origem solar Hart A Heliosismologia Leighton O diâmetro solar No solo Constata-se variações da ordem de 0,1 no diâmetro. (1/104 por ano) Frazier L = 4πR2σT4 Teoricamente Prevê-se 1/1011 por ano Deubner

9 a) Conexão o clima. Quais são os impactos sobre a Terra? A origem do ciclo das manchas b) Interação com o meio interplanetário. c) O Sol como uma estrela. d) O Sol como um laboratório de física A mancha solar (estrutura magnética) A natureza magnética das manchas solares Efeito Zeeman O centro do Sol Composição do Sol Elementos Abundância (no. de átomos) Abundância (% em mass) Hidrogênio 91,2 71,0 Hélio 8,7 27,1 Oxigênio 0,078 0,97 Carbono 0,043 0,40 Nitrogênio Silício Magnésio Neon Ferro ,14 Enxofre M Sol = 1,99x10 30 kg M H = 70% M Sol M N = 15% M H 4x1, x m m/m = 0,0292/ = * Um grama de H transmuta-se em He, com perda de 0,007g 9

10 E = mc 2 E = 0.007x (3x10 10 ) 2 Sendo L = 3,8x10 33 ergs/s E = 6,3x10 18 ergs (por grama) Então: L/E 3,8x10 33 /6,3x10 18 massa transformada por seg toneladas/segundo Duração de vida do Sol Msol = 2x10 27 ton (70% de H sendo 15% no núcleo) T vida = Massa(disponível)/Consumo T vida = 2x10 27 x0,70x0,15/600x10 6 T vida = 3,5x10 17 seg anos Algumas características do Sol Diâmetro (fotosfera) Massa km kg Densidade média 1410 kg/m 3 Luminosidade Período de rotação Temperatura superficial Tipo espectral Magnitude Distância média (Terra) W 25 dias (equador) 30 dias (pólos) 5800 K G2V (visual aparente) (visual absoluta) km Princípios básicos da estrutura estelar Princípios físicos a) equilíbrio hidrostático b) equação do gás perfeito c) transporte de energia d) fontes gravitacional e termonuclear de energia. Parâmetros a) temperatura T(r) b) massa M(r) c) densidade ρ(r) d) pressão P(r) e) luminosidade L(r) f) taxa de produção de energia ε(r) g) composição química µ(r) Equilíbrio hidrostático dp/dr = -GMρ/r 2 Equações básicas Equação de continuidade da massa dm/dr = 4πr 2 ρ Transporte de energia dt/dr = T/P dp/dr Taxa de produção de energia (Eq.Térmico) dl/dr = 4πr 2 [ρε ρd(µ/ρ)/dt + P/ρ dρ/dt] 10

11 Como se processam as mudanças globais na Terra? Convecção Equações básicas Ra(no de Reyleigh) (Os modelos) Ra = ρgl3 Dµ O sucesso da modelagem depende dos parâmetros: 1. Abundância inicial de Hélio (M ) 2. Luminosidade inicial 3. Neutrinos solares Como se processam as mudanças globais na Terra? 11