As várias faces do Sol

Transcrição

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2 As várias faces do Sol K acima de K K

3 Diâmetro : km (109,3 Dterra) Massa: Massa 1, t ( Mterra) H 73,46% He 24,86% O 0,77% C 0,29% Fe + Ne + N + Si + Mg + S 0,59% Demais 0,11% Densidade: núcleo média superfície Período de rotação: rotação = 160 g/cc = 1,41 g/cc = 1 bilionésimo g/cc equador = 26,8 d pólos = 34,4 d

4 SO L TERRA Implicações no clima Espaço circunvizinho Física estelar Física de plasma em laboratório

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6 Hidr ogênio Pósit ron (elétron com carga elétrica positiva) Neut rino (partícula subatômica) Hidr ogênio Ener gia Deutér io Hidr ogênio Hélio-3 Hélio-3 Fusão nuclear 4H He + energia Hélio Hidr ogênio Núcleo ( o C) Fusão nuclear 4H He + 2ν + energia

7 Núcleo ( o C) Fusão nuclear 4H He + 2ν + energia Zona radiativa energia transportada através de absorção e reemissão

8 Zona convectiva energia transportada por convecção Zona radiativa energia transportada através de absorção e reemissão Núcleo ( o C) Fusão nuclear 4H He + 2ν + energia

9 Interface camada com campo magnético complexo Zona convectiva energia transportada por convecção Zona radiativa energia transportada através de absorção e reemissão Núcleo ( o C) Fusão nuclear 4H He + 2ν + energia

10 Interface camada com campo magnético complexo a luz pode demorar até 1,5 milhão de anos para chegar à superfície! Núcleo ( o C) Fusão nuclear 4H He + 2ν + energia Zona convectiva energia transportada por convecção Zona radiativa energia transportada através de absorção e reemissão Superfície (5.530 o C)

11 Rotação diferencial O Sol é gasoso, por isso não gira como corpo rígido Período de rotação: pólos ~35 dias (máximo) equador ~28 dias (mínimo) Abaixo da zona convectiva essa variação praticamente desaparece. Velocidade do fluxo meridional de matéria Mais rápido que a média Mais lenta que a média Mais lenta ainda

12 Palavra de origem grega que significa esfera de luz. A superfície solar Características principais: Espessura ~500 km Temp ~5800 K Muito rarefeita I. Obscurecimento do limbo. Na luz branca o brilho é máximo no centro do disco solar, caindo para cerca de 20% nos bordos. No centro do disco vemos as camadas mais profundas, por isso mais quentes. Nos bordos vemos as camadas superficiais mais frias, por isso menos brilhante.

13 Linhas de Fraunhofer Figuras típicas da fotosfera Linha Elemento lambda (ang) Linha Elemento lambda (ang)

14 Espessura ~500 km Temp ~5800 K Muito rarefeita Características principais: III. Manchas. regiões es escuras que giram com o mesmo período da rotaçã ção o solar, associadas a fortes campos magnéticos.

15 A mancha é mais fria que a fotosfera, por isso parece mais escura. Isto decorre por ação do campo magnético alí conce intensos. A mancha circunda o Sol com a velocidade de rotação solar típica da latitude em que se encontra. Umbra Penumbra

16 Espessura ~500 km Temp ~5800 K Muito rarefeita Características principais: IV. textura granulada. Cada granulaçã ção o representa uma célula c convectiva O centro é mais brilhante porque é o topo da coluna ascendente de gás g s aquecido. Os bordos são o escuros porque é por eles que o gás g s frio imerge novamente para as camadas mais profundas. Grânulos tamanho: ~700 km, vida: minutos veloc. de convecção: ~7 km/s

17 Desdobramento de linhas espectrais Os níveis de energia atômicos, e os correspondentes comprimentos de onda, são calculados sem a presença de campo magnético. Quando presente, o campo magnético desdobra os níveis atômicos em subníveis, aumentando o número de linhas espectrais. Este desdobramento é conhecido por Efeito Zeeman. Na presença de campo elétrico há fenômeno semelhante (Efeito Stark). Pieter Zeeman

18 Polaridade magnética das manchas. A ordem é invertida nos hemisférios. Zeeman Effect EFEITO ZEEMAN O campo magnético altera os níveis de energia atômicos, dividindo as linhas espectrais. A S Ν S Ν Ν S S Ν Ν S separação entre as componentes é proporcional à intensidade do campo. Isto permite verificar a presença de campo magnético, determinar sua intensidade e construir um mag netog rama.

19 Como no equador a velocidade de rotação é maior que nos pólos,, as linhas do campo magnético se enrolam com a rotação,, e as direções tornam-se opostas nos hemisférios. Por esta razão, os arcos magnéticos associados às manchas apresentam polaridades invertidas nos hemisférios.

20 Em grego, significa esfera colorida. Baixa atmosfera,, situada logo acima da fotosfera. Cor avermelhada: luz emitida pelo íon negativo do hidrogênio (H alfa - 1a. linha da série s de Balmer, 656,3 nm). Cor alternativa: luz ultravioleta nas linhas H (393,3 nm) e K (396,8 nm) do CaII (cálcio ionizado). Espessura: ~ km; Temperatura: de 4.800K até K Imagem filtrada em 656,3 nm Aquecimento: prov provém m da dissipaçã ção de energia de ondas de natureza magnética.

21 Praias Regiões ativas, por isso mais quentes e mais brilhantes. Elas estão acima das fáculas (regiões fotosféricas ativas que circundam as manchas). São vistas na linha H_alfa, nas linhas H e K do CaII (1 vez ionizado), no ultravioleta e em microondas.

22 Apresenta estruturas altamente complexas e magnetizadas (supergranula anulação). O gás g aquecido sobe pelo centro da supergranulaçã ção, flui horizontalmente para os bordos, e imerge novamente. supergranulação tamanho: : ~ km; vida: ~12 h Possui um padrão celular semelhante ao fotosférico. Mas as dimensões e o tempo de vida das células cromosféricas são bem maiores.

23 Espículos Os bordos são contornados por estruturas finas, alongadas, escuras e quase verticais (espículos), com ~ 700 km de diâmetro e ~ km de altura. Por eles plasma aquecido flui com velocidade de até 100 km/s

24 bases magneti tizadas com polaridades 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

25 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.

26 Fina camada que separa a calma zona radiativa da agitada zona convectiva. Observações héliosismológicas sugerem que o campo magnético solar é gerado nessa região por um dínamo magnético. Mudanças de velocidade do fluído dessa camada podem provocar o estiramento das linhas de força do campo magnético tornando-o mais intenso. Há ainda indícios de que a composição química varia ao longo da camada. ZONA DE TRANSIÇÃO

27 Alta atmosfera Visível a olho nu apenas durante os eclipses totais

28 COROA NA LUZ BRANCA N a luz branca a coroa brilha tanto quanto a Lua Cheia. Ainda assim, é cerca de 1 milhão de vezes mais fraca que a fotosfera. Vista quando se bloqueia o disco solar (em um eclipse ou com um coronógrafo). Como sua temperatura é elevada (milhões K), ela pode ser vista diretamente em linhas espectrais. É a luz fotosférica espalhada apenas pelos elétrons, confinados no campo magnético (espalhamento Thomson) protuberância Como os elétrons interagem com o campo magnético,, a configuração da coroa é a do campo magnético global.

29 COROA NA LUZ BRANCA Não há o que temer com observação direta da coroa! Mas precaução nunca é demais...

30 IMAGENS SIMULTÂNEAS Coroa E, (de emissão) Fe IX (171 Å) Fe XII (195 Å) A temperatura elevada da coroa excita os átomos dos elementos químicos presentes, que passam a emitir luz em comprimentos de onda característicos do nível de excitação. O brilho aumenta com a temperatura local. Fe XV (284 Å) He II (304 Å) significa 14 vezes ionizado (perdeu 14 elétrons) Estes são apenas alguns exemplos das inúmeras coroas de emissão.

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. K

32 Plumas coronais vistas nas proximidades dos pólos Raios brilhantes vistos nos buracos coronais (BC). Estruturas enraizadas em concentrações magnéticas de fluxo na fotosfera. Expandem-se radialmente acima dos buracos coronais por até 15 raios solares, seguindo provavelmente as linhas abertas do campo. A formação parece ser devida reconecção de linhas do campo magnético, fato que parece explicar os valores extremamente baixos da razão de abundância Ne/Mg. N

33 Arcos coronais Uma visão detalhada revela uma configuração complexa e diversificada, e mostra que eles são formados por inúmeros arcos mais finos. Formação da arcada Visão integrada Esta é uma configuração instantânea.

34 coroa Vista Vista do do topo topo Vista Vista da da base base CARPETE CARPETE MAGNÉTICO MAGNÉTICO EE O O AQUECIMENTO AQUECIMENTO CORONAL CORONAL A A energia energia magnética magnética liberada liberada nas nas interações interações entre entre inúmeras inúmeras regiões regiões pequenas pequenas de de polaridades polaridades magnéticas magnéticas opostas opostas pode pode explicar explicar oo aquecimento aquecimento coronal coronal Vista Vista aérea aérea

35 ASSOCIAÇÃO ENTRE FENÔMENOS CORONAIS E CROMOSFÉRICOS COROA As imagens mostram que as zonas ativas cromosféricas estão associadas às zonas ativas coronais. CROMOSFERA

36 Esse vento carrega cerca 1 milhão de toneladas de plasma aquecido (~ K) e eletricamente carregado, a cada segundo. A velocidade varia entre 300 e 1000 km/s, a densidade entre 1 e 10 particulas/cm 3. O vento solar é composto principalmente de prótons (H + ), mas também de núcleos de hélio (He 2+ ) e elétrons que equilibram eletricamente os íons positivos. Cerca de 0,1% do vento é composto de íons de outros elementos incluindo carbono, nitrogênio, oxigênio, neônio, magnésio, silício, ferro e outros. A missão Genesis foi dedicada à análise dos elementos entre o lítio ( 3 L) e o urânio ( 92 U). O vento origina-se de sistemas de correntes elétricas coronais e comporta-se como um fluído eletricamente condutor. Esse gás extremamente diluído e superaquecido alcança distâncias imensas: Voyager 1 detectou vento a 85 UA. O movimento é sincronizado com a atividade solar. Das estrias coronais surge a componente densa e de baixa velocidade do vento solar. Durante o período de baixa atividade solar, uma componente de alta velocidade flui dos buracos coronais situados nas proximidades de pólos solares.

37 Fluxo de prótons (~96%), núcleos de hélio (~4%) e resquícios de núcleos de elementos mais pesados proveniente do Sol. Núcleos atômicos ionizados chocam-se com a magnetosfera, provocando um influxo de partículas carregadas sobre a Terra, através dos pólos.. No choque com a atmosfera excitam o gás atmosférico. A retornar ao estado normal o gás emite luz produzindo as auroras polares.

38 Duas imagens do satélite SoHO: a da direita foi tomada durante uma tempestade solar. A aparente má qualidade da imagem é na realidade o resultado das partículas do vento atingindo o detector do instrumento.

39 Tempestade solar de 30/10/2003 SOHO: visível H alfa Å Fe XII Å 12-31/ / / Å 700 Å - 1,5 a 6 R SOL 470 Å - 3,5 a 30 R SOL

40 O Sol têm 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. A área relativa das zonas ativas aumenta com a atividade

41 Minimo de Maunder Little Pequena Ice glaciação Age O clima da Terra foi fortemente afetado por esse fenômeno. Durante esse período o Sol esteve em atividade mínima, praticamente sem manchas. Estudo recente associa morte coletiva de baleias com atividade solar

42 DATAÇÃO ATRAVÉS DO 14 C raios cósmicos atividade solar A magnetosfera terrestre fica mais carregada com partículas solares eletricamente carregadas à medida que a atividade solar aumenta. Quanto mais carregada a magnetosfera, menos raios cósmicos penetram atmosfera. Ou seja,, a taxa de incidência de raios cósmicos na superfície depende da atividade solar. Consequência: 14 N + raio cósmico 14 C. O 14 C é instável e decai novamente em 14 N. Metade do 14 C decai em 14 N a cada anos (meia vida do 14 C). Analisando a razão 14 N/ 14 C nos materiais, por ex. nos troncos de árvores antigas, pode-se avaliar a data de ocorrência.. Com a abundância relativa e a data pode-se inferir a atividade solar da época analisada.

43 O CICLO DAS MANCHAS Diagrama da borboleta A quantidade de manchas aumenta com a atividade solar. As manchas são escassas na fase de mínima atividade e aparecem próximas às latitudes 30 o norte e sul.. Com a evolução do ciclo,, a quantidade aumenta e elas surgem em latitudes menores, até o pico de máxima atividade.. A partir dai, elas desaparecem gradativamente e começam a surgir novamente próximas às latitudes 30 o.

44 APARÊNCIA DA COROA E O CICLO SOLAR Mínimo 24/10/95 Máximo 11/08/99

45 ERUPÇÃO ( FLARE ) Instabilidades magnéticas liberam violentamente quantidades enormes de energia causando erupções de brilho. Essas erupções podem liberar mais energia que as grandes protuberâncias. 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.

46 HÉLIO-SIMOLOGIA Técnica que aproveita a os sismos solares para estudar o interior do Sol, de forma semelhante à sismologia terrestre. estre. Um modelo para as oscilações de 5 minutos de período. movimento ascendente movimento descendente

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48 HÉLIO-SIMOLOGIA retrógrada direta ou prógrada estacionária

49 HÉLIO-SIMOLOGIA

50 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

51 CRÉDITOS, REFERÊNCIAS E SUGESTÕES Current Solar Data HASTA Search Facility (imagens e filmes) Helio- and Asteroseismology Estrutura Solar Activity Monitor Astronomy Today