Maio/2018. O Sistema Solar: Sol. Laura Niehues D. Justina. astronomiaufabc.wordpress.com.

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1 Maio/2018 O Sistema Solar: Sol Laura Niehues D. Justina laura.niehuesdelajustina@gmail.com astronomiaufabc.wordpress.com Maio/2018

2 A Escala de Tamanho

3 A Escala de Tamanho

4 Estrutura do Sol e Propriedades Gerais Distância da Terra: 1 Unidade Astronômica (aprox. 150 milhões de km ou 8,3 minutosluz) Raio: km (109,3 raios terrestres) Temperatura superficial: 5780K ou 5507 C Período de rotação (medido pelo movimento das manchas solares vistas pela Terra): no equador = 26,8 d perto dos polos = 31,8 d Massa: 1,9891 x kg (99,85% da massa total do Sistema Solar) O Sol no ótico (luz branca)

5 Mas afinal, o que é o Sol? Uma imagem ultravioleta do sol em todo o disco tirada pela SDO em 30 de março de Cores falsas traçam diferentes temperaturas do gás. Os vermelhos são relativamente frios (cerca de Kelvin ou Fahrenheit); azuis e verdes são mais quentes (mais de 1 milhão de Kelvin ou 1,8 milhão de Fahrenheit). Um sol brilhante, uma porção da Estação Espacial Internacional e o horizonte da Terra são exibidos nessa imagem fotografada durante a quarta sessão de atividade extraveicular (EVA) da missão STS de maio de 2011.

6 O Sol é uma bola de gás quente em equilíbrio hidrostático que realiza fusão nuclear (slide 11) no seu interior. É a estrela central do Sistema Solar. Apesar de parecer tão grande e brilhante (seu brilho aparente é 200 bilhões de vezes maior do que o de Sirius, a estrela mais brilhante do céu noturno), na verdade o Sol é uma estrela bastante comum. O Sol tem cerca de 4,6 bilhões de anos e orbita o centro da Via Láctea a uma velocidade de aproximadamente 2, m/s e um período orbital de (2,25 2,50) 10 8 anos (um ano galáctico).

7 Espectro Solar E Composição Geral Ao começarmos a estudar os elementos que compõem nossa estrela, surge uma pergunta: como sabemos quais são eles? Análise espectral. A Espectroscopia Eletromagnética é a técnica responsável por determinar a abundância de elementos a partir de uma amostra de radiação eletromagnética emitida.

8 Espectro Solar E Composição Geral O espectro de absorção do Sol possui as chamadas linhas de absorção, que são ausências na faixa de gama luminosa (linhas escuras/sombras) do espectro de radiação eletromagnética. Isso acontece devido aos elementos químicos presentes na composição da atmosfera do Sol que absorvem certos comprimentos de onda, como por exemplo o He, na faixa de onda dos 587,5618nm. Espectro solar com as linhas de Fraunhofer (catalogadas por ele em 1814).

9 Espectro Solar E Composição Geral Antes acreditava-se que o Sol era quimicamente semelhante à Terra. Cecilia Payne-Gaposchkin mostrou em 1925 que o Sol é predominantemente composto de H (73,4% da massa) e He (25,0% da massa). Os outros elementos correspondem somente a 1,6% da massa! Hoje sabemos que quem é quimicamente peculiar é a Terra, pois o Sol tem uma composição química semelhante à do resto do Universo. Importante: o Sol é tão quente que praticamente todos os elementos estão na forma de átomos ou íons. Tabela Periódica de um astrônomo.

10 Espectro Solar E Composição Geral Composição das partes externas do Sol, que corresponde à composição dele na hora da formação (e é praticamente igual à composição do Universo).

11 Energia do Sol: Teoria da Relatividade Geral e Fusão Nuclear Nosso Sol é o grande motivo pelo qual há vida na Terra. É responsável por manter as temperaturas altas, principal fonte de energia para a fotossíntese, etc. Mas de onde vem toda essa energia? Grande problema da astrofísica até o começo do século XX: Se o Sol tem uma luminosidade de 3,8 x 10^26 W e tem brilhado já há 4,5 bilhões de anos, de onde ele tira tanta energia? Várias sugestões: - Energia química (alguns milhares de anos, no máximo) - Energia gravitacional (100 milhões de anos, no máximo) Hoje sabemos que a energia do Sol é produzida por reações nucleares em seu interior.

12 Energia do Sol: Teoria da Relatividade Geral e Fusão Nuclear 1. A equivalência massa-energia de Einstein (1915): E=mc² 2. Em 1920, F. W. Alston descobriu que um átomo de hélio tem da ordem de 7% menos massa que 4 átomos de hidrogênio. 3. No mesmo ano, Sir Arthur Eddington levantou a hipótese que a fonte de energia do Sol poderia ser a transformação de hidrogênio em hélio por fusão nuclear.

13 Energia do Sol: Teoria da Relatividade Geral e Fusão Nuclear Núcleo do sol (~ km): a fusão nuclear produz a energia que faz o Sol brilhar. No Sol, isto acontece predominantemente por um processo chamado cadeia p-p (próton-próton). Já que, inicialmente, 74% da massa do Sol era hidrogênio, ele tinha um estoque para gerar por queima (fusão nuclear) de hidrogênio uma energia de: Δm c2 = MHc2 = M c2 = ^44 J, o suficiente para brilhar por 75 bi. anos a taxa atual, de 10^38 transformações 4H -> He por segundo.

14 Energia do Sol: Teoria da Relatividade Geral e Fusão Nuclear Interação entre prótons: (a) cargas iguais se repelem, portanto, dois prótons de baixa velocidade não conseguem vencer a barreira Coulombiana, e nunca chegam perto o suficiente para que a fusão ocorra. (b) os prótons mais rápidos podem superar sua repulsão mútua e se aproximam o suficiente para que a interação forte os una. Assim, se forma um dêuteron (próton + nêutron) e se liberam um pósitron e um neutrino.

15 Energia do Sol: Teoria da Relatividade Geral e Fusão Nuclear O ciclo próton-próton¹ I. Dois prótons se combinam para formar um dêuteron. II. Os pósitrons resultantes se aniquilam com elétrons, liberando energia na forma de radiação gama. Os dêuterons se combinam com prótons para criar um isótopo do hélio chamado hélio-3 (contendo apenas um nêutron), liberando energia adicional, mais uma vez sob a forma de fótons de raios gama. III. Dois núcleos de Hélio-3 se combinam para produzir Hélio- 4, dois prótons, e mais energia ainda em raios gama. ¹A cadeia próton-próton ocorre em estrelas com temperaturas centrais da ordem de 10*7 K aproximadamente, suficientemente altas para que a energia cinética dos prótons possa ultrapassar a barreira coulombiana de potencial repulsivo que existe entre eles.

16 Equilíbrio Hidrostático do Sol Sistema estável: equilíbrio hidrostático Se a gravidade vencer, a camada se contraí Se a pressão vencer, a camada se expande

17 Equilíbrio Hidrostático do Sol Se a taxa de reações nucleares diminui: o Sol se contrai o núcleo aumenta sua densidade e esquenta a taxa de reações nucleares aumenta Se há aumento na produção de energia nuclear: o Sol se expande o gás no núcleo esfria a taxa de reações diminui Enquanto está queimando hidrogênio, o Sol se mantém em equilíbrio. Esta fase (a atual) da evolução do Sol se chama Sequência Principal, e compõe maior parte da sua vida.

18 Equilíbrio Hidrostático do Sol No decorrer dos Giga-anos (Ga ou Gyr, bilhões de anos), este equilíbrio é lentamente alterado: Apesar da energia gerada no núcleo, ele se contrai lentamente (afinal, 4 átomos são transformadas em um constantemente), assim ganhando energia potencial. Pelo teorema do virial, metade desta energia é irradiada para fora, e a outra metade aquece a camada a cima, que começa a queimar hidrogênio também, gerando mais energia ainda que assim aquece e faz expandir o envelope. (Regra geral da evolução estelar: Quando o caroço de uma estrela se contrai, o envelope se expande, e vice-versa.) Em consequência: Desde a formação do Sol, o raio aumentou por ~15 % e aumentará por mais ~15 % nos próximos ~3.5 Gyr. A temperatura aumentou de ~5620 K para 5777 K, e aumentará mais um pouco. A luminosidade aumentou por ~48 %, e aumentará por mais ~35 %.

19 Núcleo Zona radiativa Tacoclina ou zona de transição Zona convectiva Fotosfera Cromosfera Coroa Estrutura Solar

20 Estrutura Solar

21 Estrutura Solar Núcleo km O núcleo solar é a região central, mais massiva e mais quente do Sol, de acordo com modelos de estrutura estelar. Ele tem uma temperatura de quase 15 mio.k e é nesta região que se verifica a fusão nuclear de Hidrogênio em Hélio que proporciona toda a energia que o Sol produz. Até hoje, a fração de massa em Hidrogênio no centro se reduziu de 71% a 34%, e a de Hélio aumentou a 64%.

22 Estrutura Solar Zona Radiativa km A temperatura é muito alta. Há colisões violentas entre partículas as quais deixam o gás completamente ionizado. Os fótons produzidos nas reações nucleares não são absorvidos por elétrons dentro de átomos neutros (pois estes não existem). Os fótons são absorvidos e re-emitidos constantemente pelos íons. Entre dois choques, os fótons percorrem em média, uma distância λ (livre caminho médio). O livre caminho médio depende da densidade de íons, n, e da seção transversal de choque dos íons para a absorção de um fóton, σ: λ = 1/nσ. Para as densidades altas na zona de radiação, o livre caminho médio dos fótons é da ordem de 1 cm. Após cada choque, os fótons são re-emitidos em direções aleatórias, resultando em um passeio aleatório. Em N choques, um fóton se desloca, em média, uma distância N1/2λ da sua posição inicial. Assim, os fótons levam, em média, ~ anos para atravessar a zona de radiação. No topo da zona de radiação, eles chegam na tacoclina, a zona de transição entre as zonas de radiação e de convecção.

23 Estrutura Solar Zona Convectiva km Células convectivas: crescem de tamanho em direção ao interior da zona convectiva no topo têm 1000 km de tamanho cada uma. T cai menor numero de colisões e mais elétrons permanecem ligados nos átomos absorvem radiação que vem do interior. Gás era transparente à radiação torna-se opaco na camada convectiva. Energia é transportada por convecção: ocorre sempre que material mais frio sustenta-se sobre mais quente material mais quente desloca-se para cima e material mais frio afunda para baixo através da zona convectiva energia é transportada para a superfície pelo movimento físico do gás (convecção).

24 Estrutura Solar Zona Convectiva km

25 Estrutura Solar Zona Convectiva km O topo da zona de convecção é a superfície visível do Sol, onde os astrônomos podem observar diretamente os tamanhos das células se observam granulações de ~1000 km de extensão: Parte brilhante: espectroscopia das linhas indica gás movendo-se para cima (em nossa direção, espectro desloca-se para o azul) e material mais quente (emite mais radiação e é mais brilhante). Parte escura: move-se para baixo (afastase de nós, espectro desloca-se para o vermelho); material mais frio, emite menos radiação.

26 Estrutura Solar Fotosfera 330km A convecção não avança para a atmosfera solar. Ali, a densidade é tão baixa que o gás se torna transparente novamente e a radiação se torna o mecanismo de transporte de energia. Assim, os fótons que atingem a fotosfera escapam mais ou menos livremente para o espaço. Por ser semi-opaca, a fotosfera não é uma superfície nítida, mas uma camada de ~330 km de espessura, com temperatura variando de 9400 K a 4400 K. Densidade n= 5 x 10^15 partículas cm-3 ρ= nmh = (5x10^15)(1,67x10^-24 g) = 10-8 g/cm3. Manchas Solares: com fortes campos magnéticos: inibem transporte convectivo de energia são por isso regiões mais frias (T=2000 K) e escuras!

27 Estrutura Solar Cromosfera km A Cromosfera é considerada a parte inferior da atmosfera solar, são os ~1600 km que seguem em cima da fotosfera. A sua intensidade é 10^-4 vezes a da fotosfera, i.e. ela é normalmente invisível. Nela há uma queda da densidade por um fator maior que e um aumento na temperatura de 4400K a K. Durante eclipses solares, a cromosfera aparece por poucos segundos, e pode-se tomar um espectro, chamado flash spectrum ( espectro relâmpago ). O espectro é de emissão com linhas de H, He, Fe, Si, Cr e Ca ionizados. Também se observam linhas de emissão em raios X, devido ao gás quente.

28 Estrutura Solar Cromosfera km A Cromosfera não é tranquila. Há supergranulações, similares às granulações mas com dimensões de km. Também aparecem as espículas. São jatos de gás estreitos que duram entre 5 e 10 minutos, têm cerca de 500 km de diâmetro e se movimentam a uma velocidade de ~100 km/s. As espículas atingem entre 3 mil e 8 mil quilômetros de comprimento. O Sol tem entre 60 mil e 70 mil espículas em movimento ao mesmo tempo. Ainda existem divergências sobre o que gera este fenômeno solar. A cor avermelhada vem de uma forte linha de emissão do H em 656,3 nm. O Sol em Hα

29 Estrutura Solar Zona de Transição 100 km

30 Estrutura Solar Coroa km A coroa é a parte exterior da atmosfera solar, ou atmosfera estendida externa do Sol, que é muito maior em volume do que o Sol propriamente dito. A coroa expande continuamente no espaço, formando o vento solar, que preenche todo o interior do Sistema Solar. Ela tem intensidade 10^-6 vezes mais fraca que a cromosfera, densidade muito baixa, 10^15 partículas/m3, e seu limite exterior não é claramente definido. Por ter temperaturas de até 1 milhão de K, ela brilha nos raios X. Coroa Solar. Quando tanto a fotosfera quanto a cromosfera são obscurecidas pela Lua durante um eclipse solar, a coroa se torna visível.

31 Estrutura Solar Coroa km As regiões brilhantes aparecem onde há interação entre partículas carregadas, íons e elétrons. Isto acontece onde há linhas de campo magnético fechadas As partículas carregadas seguem as linhas de campo magnético que reentram na cromosfera. As partículas seguindo as linhas de campo abertos originam ventos solares rápidos de ~750 km/s. Por isto, os ventos solares rápidos se originam nas partes escuras da coroa, os buracos coronais (vida média: algumas horas).

32 Estrutura Solar Coroa km Nos buracos coronais, as linhas de campo magnético se estendem até o meio interplanetário. As partículas carregadas se movimentam por essas linhas e escapam formando o vento solar. O vento solar resulta da alta temperatura da coroa: a R= 10^7 km acima da fotosfera o gás é quente o bastante para escapar à gravidade e fluir para o meio interplanetário. As partículas escapam com v= 500 km/s, i.e. levam alguns dias para chegar na Terra. O vento solar carrega 10^6 ton. gás/s: desde que se formou o Sol (a 4,6 bi de anos): <0,1 % de matéria foi perdida no vento.

33 Atividade Solar Manchas Solares Galileu Galilei descobriu ~400 anos atrás, que o Sol às vezes apresenta manchas escuras. São áreas menos quentes, a partir de 3900 K, que aparecem em pares ou grupos maiores na fotosfera, e que vivem por até um mês. O fluxo bolométrico (brilho) na superfície das manchas é um fator até (5777/3900)^4 = 4.8 menor que no resto da fotosfera.

34 Atividade Solar Manchas Solares As manchas solares são de coloração avermelhada, e não negras como as enxergamos. Esta ilusão de óptica se dá por causa do contraste com as regiões vizinhas. Podem aparecer em diversos tamanhos, geralmente são maiores que o nosso planeta. Elas são medidas em milionésimos da área visível do Sol. Uma mancha é considerada grande quando mede entre 300 e 500 milionésimos do disco solar.

35 Atividade Solar Manchas Solares Manchas solares são locais de intensos campos magnéticos na superfície do Sol.

36 Atividade Solar Manchas Solares

37 Atividade Solar Manchas Solares As manchas solares consistem de uma parte escura, a umbra e uma menos escura em torno, com estrutura de filamentos, a penumbra, região um pouco mais clara e com estrutura filamentar, que sugere linhas de campos magnéticos. Nos últimos dois séculos, as contagens de manchas solares, mostram que o número de manchas oscila com um período de onze anos. As fases com muitas manchas são chamadas de fases de atividade solar. Na verdade, o período é de 22 anos, porque os campos magnéticos invertem a polarização entre dois máximos. Este período é chamado Ciclo Solar.

38 Atividade Solar Ciclo Solar Mínimo de Maunder: entre 1645 e 1715 as manchas solares tornaram-se raras. hjps://

39 Atividade Solar Ciclo Solar hjps://solarscience.msfc.nasa.gov/predict.shtml

40 Atividade Solar Ciclo Solar Sol no mínimo de atividade: sem manchas. Sol no máximo de atividade: maior número de manchas. hjp://

41 Atividade Solar Ciclo Solar Butterfly Diagram (Diagramas de Borboleta) Começo do ciclo: altas latitudes ±40. Fim do ciclo: perto do equador. O Ciclo Solar é essencialmente um ciclo magnético.

42 Atividade Solar Erupções Solares (Flares) Flares (explosões) solares: Resultantes de instabilidades magnéticas (quando linhas de polaridade oposta se aniquilam e reconectam) causando liberação violenta de energia magnética: ocorrem em minutos liberando enormes quantidades de energia. Flare libera tanta energia quanto proeminências mais largas: mas em minutos ou horas e não em dias ou semanas (como as proeminências).

43 Atividade Solar Erupções Solares (Flares) Elas liberam energias de 10^17J a 10^25J em ms a horas, parcialmente na forma de partículas carregadas, que podem interromper comunicações ou causar perigo para astronautas quando chegam na Terra meia hora a 4 horas depois.

44 Atividade Solar Proeminências Solares Proeminências solares são cortinas de gás ionizado, que se formam ao longo de linhas do campo magnético solar. Uma proeminência típica se estende por muitos milhares de quilômetros, a maior delas observada pelo SOHO foi vista em 1997 e tinha cerca de km ( milhas) - cerca de 28 vezes o diâmetro da Terra. A massa contida dentro de uma proeminência está tipicamente na ordem de 100 bilhões de toneladas de matéria.

45 Atividade Solar Proeminências Solares Elas têm vida média de semanas ou meses e são observáveis em linhas de emissão de hidrogênio. A frequência destes eventos aumenta durante fases de alta atividade solar Skylab. One of the "largest eruptive prominences in recorded history.

46 Atividade Solar Proeminências Solares

47 Atividade Solar Proeminências Solares O plasma flui pelas linhas de campo.

48 Atividade Solar Vento Solar Estima-se que o Sol perca dezenas de milhões de toneladas de matéria por segundo através do vento solar. O vento resulta da alta T da coroa. O gás é quente o suficiente para escapar da gravidade e fluir para o meio interplanetário. O vento origina-se principalmente nos buracos coronais, pois o vento pode atravessar mais facilmente estas regiões menos densas. A Terra é razoavelmente bem protegida do vento solar pela sua atmosfera e magnetosfera. Entretanto, as partículas do vento são capazes de penetrar os polos norte e sul da magnetosfera. Quanto essas partículas atingem a atmosfera, dão origem ao fenômeno da aurora boreal ou astral.

49 Atividade Solar Vento Solar Aurora em Iowa.

50 Atividade Solar Vento Solar Aurora no Alasca.

51 Bibliografia e Adradecimentos Ao professor Pieter, por suas aulas gentilmente disponibilizadas em Aos ex-professores desse curso, Yuri e Thays Jenkins, Francis A.; White, Harvey E. (1981), Fundamentals of Optics, ISBN th ed., McGraw-Hill, p l Amâncio C. S. Friaça; PINO,Elisabete Dal; Vera Jatenco S. Pereira; SODRÉ Jr,Laerte (2001) ASTRONOMIA: Uma Visão Geral do Universo, 2th ed.