Sol. Prof. Jorge Meléndez AGA205

Transcrição

1 Sol Prof. Jorge Meléndez AGA205

2 O Sol é apenas uma entre ~ 200 mil milhões de estrelas

3 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

4 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

5 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

6 Mudanças na superfície do Sol

7 Superfície do Sol

8 A Luminosidade do Sol é constante ou variável?

9 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

10 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

11 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?

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

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

14 Photosynthesis

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

16 Earth surface temperature Fanerozoico million years ago

17 The evolution of atmospheric CO 2 concentration Diminuição de vida

18 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

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

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

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

22 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

23 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

24 Centro Superfície Densidade 10 Y [g/cm 3 ] Fotosfera Cromosfera Região de transição Densidade nas camadas do Sol (água) Condução (ar) Densidade do ar nas CNPT = 0, g/cm 3 Interior do Sol 0,3 Irradiação km Convecção 0,7 1,0 500 km km Atmosfera do Sol km Coroa R/R sol

25 Interior do Sol

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

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

28 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

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

30 Reações de nucleossíntese solar

31 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

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

33 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

34 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

35 Dados do interior do Sol

36 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

37 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

38 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

39 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

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

41 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

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

43 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

44 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

45 Ultravioleta Espectro solar (empilhado) Infravermelho

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

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

48 Superfície do Sol: fotosfera

49 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

50 Fotosfera do Sol

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

52 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

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

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

55 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

56 Convecção Movimento por convecção Zona Conductiva

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

58 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

59 Manchas solares Granulação Granulaçao e Manchas solares

60 Manchas na superfície do Sol observadas por Galileo em

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

62 Mancha solar

63 Manchas solares

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

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

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

67 Proeminências no limbo solar

68 Atmosfera do Sol

69 Espículos Cromosfera do Sol (esfera colorida) SG km Coroa Super-granulação km Vida de ~12 h Zona de transição Cromosfera Fotosfera Interior Solar Brilho: 10-4 do brilho da fotosfera K K Ondas rádio de = 10 cm km

70 Cromosfera do Sol

71 Cromosfera solar

72 n= Contínuo Linhas da n=6 n=5 n=4 n=3 n=2 n=1 L a L b Lyman L g L d H a H b H g H d P a Paschen Balmer P b P g P d Brackett B a B b Cromosfera Aparecem as linhas: H a do Hidrogênio (Balmer) H do Ca II (3968 Ä) K do Ca II (3933 Ä) He II Fe II Si II Cr II B g B d Núcleo p Estado fundamental Pfund F a F b F g F d Nível limite externo

73 Zona de Transição do Sol Coroa Zona de transição Cromosfera Fotosfera Só é visível no UV fora da atmosfera da Terra Interior Solar K K km

74 Coronógrafo Instrumento para observar a coroa solar durante os eclipses solares totais Coroa do Sol Fe XIV Ferro que "perdeu" 13 dos seus 26 elétrons (emite luz verde) Coroa Zona de transição Cromosfera Fotosfera H - Fe XIV Interior Solar

75 Coroa solar

76 Coroa solar

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

78 Coroa solar em diferentes ocasiões

79

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

81 Vento Solar

82 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)

83 Efeito do vento solar sobre a magnetosfera

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

85 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

86 Aurora em Iowa VERMELHO devido ao nitrogênio atmosférico: estados excitados a estados base VERDE devido ao oxigênio atmosférico: estados excitados a estados base

87 Aurora no Alasca 2005 jan

88 Aurora boreal em 2010 VERMELHO devido ao nitrogênio: estados excitados a estados base

89 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

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

91 Ciclo Solar

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

93 Número de manchas solares ao longo do tempo

94 Local de nascimento das manchas anos Latitude solar Equador anos

95 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

96 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

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

98 Maximo de atividade a finais de 2013

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

100 Congelamento do rio Tâmisa durante a pequena idade de gelo

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

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

103 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

104 Rotação diferencial do Sol Eixo de rotação

105 Mínimo Evolução dos campos magnéticos no Sol Máximo