Rotação Solar Enos Picazzio AGA0414

Enos Picazzio - 2006 Rotação Solar Enos Picazzio AGA0414

Propriedades físicas do Sol (uma estrela da Sequência Principal) Enos Picazzio - 2006 2010 Enos Picazzio IAGUSP/2006

Fotosfera: superfície solar Palavra de origem grega que significa esfera de luz. Enos Picazzio - 2010 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 mais superficiais mais frias, por isso menos brilhante. Espessura ~500 km Temp ~5800 K Muito rarefeita

Fotosfera: superfície solar Palavra de origem grega que significa esfera de luz. Enos Picazzio - 2010 Obscurecimento do limbo: Na luz branca o brilho é máximo no centro Fotosfera 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 mais superficiais mais frias, por isso menos brilhante. Espessura ~500 km Temp ~5800 K Muito rarefeita Observador

Fotosfera: superfície solar Enos Picazzio - 2010 Manchas: regiões escuras que giram com o mesmo período da rotação solar.

Fotosfera: superfície solar Enos Picazzio - 2010 Manchas: regiões escuras que giram com o mesmo período da rotação solar. Equador

As faces do Sol e o magnetismo Enos Picazzio - 2006 2010 Magnetograma Fotosfera Coroa Composta Cromosfera

Enos Picazzio - 2006 2010

Fenômenos associados às manchas solares Enos Picazzio - 2010 Imagem composta de diferentes camadas do Sol mostram a relação de fenômenos associados às manchas solares. Essas regiões estão permeadas por campo magnético. Região coronal situada a 1,5 milhão de km acima da fotosfera e aquecida a mais de 1 milhão K. Sol na luz emitida pelo hidrogênio Camada cromosférica, situada a 6.500 km acima da fotosfera Fotosfera (~5.800 K)

Fenômenos associados às manchas solares Enos Picazzio - 2010 Imagem composta de diferentes camadas do Sol mostram a relação de fenômenos associados às manchas solares. Essas regiões estão permeadas por campo magnético.

Desdobramento de linhas espectrais por campo magnético Enos Picazzio - 2010 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 outros níveis, aumentando o número de linhas espectrais. Este desdobramento é conhecido por Efeito Zeeman. Na presença de campo elétrico há fenômeno semelhante (Efeito Stark). O número de níveis é 2L + 1 Pieter Zeeman http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/light/zeeman-split.html

Polaridade magnética das manchas. Enos Picazzio - 2010 Efeito Zeeman em mancha solar S N O campo magnético altera os níveis de energia atômicos, dividindo as linhas espectrais. A separação entre as S N S N componentes é proporcional à intensidade do campo. Isto permite verificar a presença de N S campo Smagnético, N determinar sua intensidade e construir um magnetograma.

Polaridade magnética das manchas. A polaridade é invertida nos hemisférios. Enos Picazzio - 2010

Atividade solar Enos Picazzio - 2010 O Sol têm um ciclo de atividade da ordem de 11 anos. Durante esse tempo o número de manchas solares (ou a área coberta por manchas) varia, e o campo magnético global se inverte. Portanto o ciclo magnético tem cerca de 22 anos. Ciclo das manchas: 11,1 anos Valores extremos: 7 e 17 anos Ciclo de Gleissberg: ~117 anos

Atividade solar Enos Picazzio - 2010 O Sol têm um ciclo de atividade da ordem de 11 anos. Durante esse tempo o número de manchas solares (ou a área coberta por manchas) varia, e o campo magnético global se inverte. Portanto o ciclo magnético tem cerca de 22 anos. Ciclo das manchas: 11,1 anos Valores extremos: 7 e 17 anos Ciclo de Gleissberg: ~117 anos

Atividade solar Enos Picazzio - 2010 Mínimo solar No máximo, o percentual da área solar coberta por zonas ativas é máximo e atinge altas latitudes. No mínimo as zonas ativas são menos abundantes e concentram-se mais nas proximidades do equador. Estas imagens em raios X ilustram bem esse efeito. Máximo solar Enos Picazzio IAGUSP/2006

A rotação diferencial Enos Picazzio - 2010 Pela sua composição gasosa, o Sol gira como corpo fluído (não-rígido). O período de rotação varia com a latitude: mínimo no equador (onde a velocidade de rotação é máxima) máximo nos pólos (onde a velocidade de rotação é mínima)

A rotação diferencial Enos Picazzio - 2010 Pela sua composição gasosa, o Sol gira como corpo fluído (não-rígido). O período de rotação varia com a latitude: mínimo no equador (onde a velocidade de rotação é máxima) máximo nos pólos (onde a velocidade de rotação é mínima) 7,25 o Equator

A rotação diferencial Enos Picazzio - 2010

Campo magnético e a rotação diferencial Enos Picazzio - 2010 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. Modelo de Babcock

Enos Picazzio - 2010 Campo magnético e a rotação diferencial 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. Modelo de Babcock

Instrumentação solar McMath-Pierson Solar Telescope

Instrumentação solar McMath-Pierson Solar Telescope

Instrumentação solar National Solar Observatory/Sacramento Peak Telescópio solar (40 cm) Celostato

http://stereo.gsfc.nasa.gov/gallery/3dimages.shtml Instrumentação solar

Sistema de coordenadas solares Enos Picazzio - 2010 Os eixos de rotação do Sol e da Terra têm inclinações diferentes em relação ao pólo eclíptico. Portanto, eles são desalinhados. Durante o movimento da Terra em sua órbita esse desalinhamento varia.

Sistema de coordenadas solares Enos Picazzio - 2010 Disco do tamanho aparente do Sol, que varia ao longo do ano, com latitude ( ) e longitude ( ). O sistema de coordenadas geográficas é fixo na superfície da Terra (gira com ela) e estabelece longitude zero em Greenwich. O sistema de coordenadas solares não gira com o Sol, e o eixo de latitude coincide com o eixo de rotação solar.

Sistema de coordenadas solares O eixo de rotação solar é inclinado 7,25 o em relação à vertical da eclíptica. Enos Picazzio - 2010 Em seu movimento orbital, a Terra cruza o equador solar em. Visto da Terra, o ângulo de inclinação (B0) varia durante o ano de forma senoidal. Ele é zero em 07/Dez e 07/Jun, quando a Terra cruza o equador solar. As manchas solares movem-se ao longo das linhas de latitude, a menos de derivas locais.

Sistema de coordenadas solares O eixo de rotação solar é inclinado 7,25 o em relação à vertical da eclíptica. Em seu movimento orbital, a Terra cruza o equador solar em. Visto da Terra, o ângulo de inclinação (B0) varia durante o ano de forma senoidal. Ele é zero em 07/Dez e 07/Jun, quando a Terra cruza o equador solar. As manchas solares movem-se ao longo das linhas de latitude, a menos de derivas locais. Enos Picazzio - 2010 Tamanho e movimento aparente do disco solar

Dave Dearborn (Center for Archaeoastronomy, University of Maryland): Na Europa, onde o telescópio foi inventado e usado pioneiramente, dizia-se que as manchas solares existiam. Havia a crença de que o céu era perfeito e, frequentemente, o povo só vê o que espera ver. Eles viram as manchas e ficaram impressionados. Não sabiam exatamente o que elas eram, mas tinham curiosidade. Quem viu primeiro? Há discórdia a respeito. Usualmente o pioneirismo é creditado Sunspot acontroversies Johann Goldsmid (conhecido como Johannes Fabricius) da Holanda, a Galileo Galilei da Itália, a Christopher Schiener da Alemanha e a Thomas Herriot da Inglaterra. Todos teriam visto em 1611 e deixaram esboços manuscritos. E a perfeição? Aprendendo com a observação - Galileu acreditava que as manchas fizessem parte do Sol, como marcas ou nuvens. - Schiener, que era um jesuíta, acreditava na doutrina católica, para a qual a perfeição do céu representava a obra divina.

Aprendendo com a observação E a perfeição? A doutrina da perfeição e imutabilidade já era defendida por Aristoteles. existência de manchas era o mesmo que negar tal crença. Admitir Assim, Schiener arguia que as manchas deveriam ser planetas ou luas orbitando o Sol, e interpretou sua observações baseado nessa premissa. Aprendendo com a observação Ao perceber que a forma das manchas variava com o afastamento e aproximação do bordo solar, Galileu deduziu que esse efeito decorria do fato de as manchas serem figuras planas na superfície de uma esfera (Sol) que girava. Se fossem planetas ou luas isso não ocorreria.

Movimento aparente Rotação do Sol e da Terra vista do ponto de vista geocêntrico: o Sol parece girar na direção oposta à da Terra N W L S Rotação do Sol e da Terra vista de cima do plano da eclíptica: Sol e Terra giram no mesmo sentido

Repetindo o método de Galileu Galileu admitiu que o Sol como sendo um globo girando em torno de um eixo, e que as manchas estavam sobre sua superfície. Ele descobriu que a inclinação aparente do eixo solar dependia da época do ano. Galileu era um copernicano.

Repetindo o método de Galileu Exemplo: par de imagens obtidas com o MDI (Michelson Dopller Imager), do satélite SOHO (Solar and Helispheric Observatory)

Repetindo o método de Galileu Disco solar visto da Terra (visão planificada da esfera solar) centro mancha em datas diferentes limbo Visto da Terra

Repetindo o método de Galileu Projetando a visão plana sobre uma superfície esférica pólo limbo A e B - distância angular entre mancha e centro do disco distância angular entre duas posições da mancha

Repetindo o método de Galileu Projetando a visão plana sobre uma superfície esférica pólo A e B - distância angular entre mancha e centro do disco distância angular entre duas posições da mancha

Medir: CD, F, R (raio) = CF/2 Repetindo o método de Galileu Calcular: DP = R CD EP = R EF A = sen -1 (DP/R) B = sen -1 (EP/R) = deslocamento angular aparente da mancha, visto da Terra. = A + B Calcular o deslocamento angular real, corrigindo do movimento da Terra nos cinco dias que separam as imagens ( ): = ± Calcular a taxa de rotação solar: T = dias Calcular o erro da estimativa, a partir do valor mais provável (T = 25,1 dias) Erro = % Período sinódico: dias Período sideral: dias

Repetindo o método de Galileu O movimento aparente das manchas só é uma reta quando a Terra cruza o plano do equador solar. Isto só ocorre no início dos meses de junho e dezembro. Nesta época, os pólos do Sol estão situados exatamente no limbo. A inclinação aparente varia entre 26º (março) e +26º (ou +335º, setembro ).

Repetindo o método de Galileu Exemplo de posições aparentes de duas manchas, acima (A) e abaixo (B) do equador solar, para o mês de março de 1982. Os trajetos não são retas, pois março é um dos meses de máxima inclinação do eixo de rotação solar. O espaçamento entre as posições sucessivas é maior próximo ao centro do disco solar. Isto ocorre porque temos uma visão plana de um globo esférico.

Repetindo o método de Galileu Método: 1.Traçar uma reta (corda) entre as posições 1 e 9. Essa reta cruza o disco solar em A e B. 2.Traçar uma perpendicular à reta AB, passando pelo seu meio (AB/2). Essa vertical passa pelo centro do disco solar e representa o eixo de rotação do Sol. i é o ângulo de inclinação do eixo solar nessa época.

Repetindo o método de Galileu Método: Agora, é preciso corrigir a visão plana do movimento. Como? 3.Traçar uma circunferência centrada no cruzamento da vertical com a reta AB, que passe pelos pontos A e B

Repetindo o método de Galileu Método: Agora, é preciso corrigir a visão plana do movimento. Como? 3.Traçar uma circunferência centrada no cruzamento da vertical com a reta AB, que passe pelos pontos A e B. 4. Projetar as posições 1 e 9 da mancha B na circunferência traçada.

Repetindo o método de Galileu Método: Agora, é preciso corrigir a visão plana do movimento. Como? E 3.Traçar uma circunferência centrada no cruzamento da vertical com a reta AB, que passe pelos pontos A e B. F 4. Projetar as posições 1 e 9 da mancha B na circunferência traçada. 5. Unir o centro dessa circunferência aos pontos projetados E e F.

Repetindo o método de Galileu Método: Agora, basta repetir o processo de cálculo feito no caso anterior (inclinação do eixo solar nula). TERRA

Repetindo o método de Galileu NÃO USE A IMAGEM DESTA APRESENTAÇÃO PARA TRABALHO. Como obter imagens para trabalho? 1. Solar and Heliospheric Observatory: http://sohowww.nascom.nasa.gov/ 2. Opção: data/archive 3. Opção: Search $ Download Data (lado esquerdo) 4. Image Type: MDI Continuum Resolution: 512 ou 1024 Display: List Start and End Dates: 2001-11-28 (start) e 2001-12-03 Clique em Search aparecerá uma listagem de imagens no formato: 20011203_1736_mdiigr_512.jpg data hora instrum tamanho 5. Baixe duas imagens separadas de 5 dias, por exemplo: 20011128_1736 e 20011203_1736 6. Imprima no maior tamanho e com a melhor resolução possíveis.

Calculando a rotação com o CLEA Enos Picazzio - 2010 Complemento Arquivar e rever os resultados no CLEA, ver na página do curso