Sol 18 08 11 Prof. Jorge Meléndez AGA205
O Sol é apenas uma entre ~ 200 mil milhões de estrelas
10-4 10-2 1 10 2 10 4 10 6 Luminosidade (Sol = 1) SOL 30 000 20 000 10 000 5000 3000 2000 Temperatura (K) Magnitude Absoluta M V (Sol = 4.83) -5 0 5 10 Tamanho e luminosidade do Sol comparado a outras estrelas 1 R ʘ = 696 000 km 1 L ʘ = 3.84 10 26 W
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
Sol Terra (em escala) Massa 1,9891 x 10 27 ton (330 000 Terra) Luminosidade 3,84 x 10 26 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
Mudanças na superfície do Sol
Superfície do Sol
A Luminosidade do Sol é constante ou variável?
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 -4-3 -2-1 Tempo (Bilhões de anos) 0 1 2
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 0,6-4 -3-2 -1 0 1 Bilhões 2 Hoje de anos
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?
Zona habitável em sistemas planetários: região onde pode existir água líquida Massa da estrela (M Sol) Distância ao Sol (U.A.)
Influencia de evolução do Sol na vida na Terra temos só 500 milhões de anos?
Photosynthesis
Influencia de evolução do Sol na vida na Terra temos só 1500 milhões de anos?
Earth surface temperature Fanerozoico 542-0 million years ago
The evolution of atmospheric CO 2 concentration Diminuição de vida
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 -4-3 -2-1 Tempo (Bilhões de anos) 0 1 2
Prof. James Kasting (1953 -...). Pioneiro no estudo de habitabilidade planetária Massachusetts Institute of Technology Profa. Sara Seager, pioneira no estudo de atmosferas de júpiters quentes http://seagerexoplanets.mit.edu/
Estrutura básica do Sol Atmosfera solar extendida Atmosfera solar: Fotosfera Interior Solar
Estrutura mais fina do Sol INTERIOR SOLAR { Coroa Zona de transição Cromosfera Fotosfera Camada convectiva Camada radiativa Camada condutiva } ATMOSFERA SOLAR
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 25.000 4.200 0 0,3 700.000 km 0,7 1,0 2.000 km 500 km 10.000 km R/R sol
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 2x10-13 5x10-9 2x10-7 0,15 15 150 g/cm 3
Centro Superfície Densidade 10 Y [g/cm 3 ] Fotosfera Cromosfera Região de transição Densidade nas camadas do Sol 3 2 1 (água) 0-1 -2 Condução (ar) -3-4 -5-6 -7-8 -9-10 -11-12 -13-14 -15-16 0 Densidade do ar nas CNPT = 0,001293 g/cm 3 Interior do Sol 0,3 Irradiação 700.000 km Convecção 0,7 1,0 500 km 2.000 km Atmosfera do Sol 10.000 km Coroa R/R sol
Interior do Sol
Interior do Sol Coroa Zona de transição Cromosfera Fotosfera Interior Solar
A estrela Sol Temperatura 5.777 K Transporte de energia Condução Radiação Convecção Fotosfera Composição Superficial (massa) H = 73,0% He = 24,5% Outros = 2,5%
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
Camadas do interior do sol Região de convecção Fotosfera Região de condução Região de irradiação 0 0,3 0,7 1,0 Raio Solar
Reações de nucleossíntese solar
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
Relação entre massa e energia m E E = m c 2 c = velocidade da luz no vácuo
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 + 2 1 1H 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
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
Dados do interior do Sol
Densidade [g/cm 3 ] Centro Superfície 180 Densidade solar 160 140 120 100 80 60 40 20 00 0 0,1 0,2 0,3 0,4 0,5 0,6 0,7 0,8 0,9 1,0 R/R sol
Pressão [Bilhões de atm] Centro Superfície Pressão no interior solar 250 200 150 100 50 00 0 0,1 0,2 0,3 0,4 0,5 0,6 0,7 0,8 0,9 1,0 R/R sol
Temperatura (Milhões de [K]) Centro Superfície Temperatura no interior solar 16 14 12 10 8 6 4 2 00 0 0,1 0,2 0,3 0,4 0,5 0,6 0,7 0,8 0,9 1,0 R/R sol
Mudanças na composição 100% química do Sol 75 Composição inicial de Hidrogênio Composição atual de Hidrogênio 50 25 Composição atual de Hélio Composição inicial de Hélio 0 % Centro O C N Ne Si Fe Superfície
A composição química observada no Sol é maiormente aquela da fotosfera
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
Átomo de hidrogênio : modelo clássico p e Só um nivel de energia (só uma órbita) Não é possível formar linhas...
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
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 Balmer) @ 656,3 nm Nível limite externo
Ultravioleta Espectro solar (empilhado) Infravermelho
Abundância elementar com relação ao Silício Si Composição química do Sol 1 Número atômico = Número de prótons no núcleo do elemento químico
Composição química solar? Embora o Sol seja a estrela mais próxima a sua abundância de oxigênio ainda não é muito bem conhecida...
Superfície do Sol: fotosfera
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
Fotosfera do Sol
Espessura óptica ( ) (ou profundidade óptica) : medida da transparência Neblina = 1
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
Definição da fotosfera = Espessura óptica Base interna da fotosfera Temperatura superficial: T Efetiva = T ( ~ 2/3) = 5.777 K Transparente << 1 = 1 > 1 Opaco
Escurecimento do limbo: prova da descida da temperatura em direção ao exterior da fotosfera Fotosfera 6500 K 4200 K 6500 K 4200 K
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
Convecção Movimento por convecção Zona Conductiva
Quente Convecção abaixo da fotosfera Região de convecção Fotosfera Região de condução Região de irradiação
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
Manchas solares Granulação Granulaçao e Manchas solares
Manchas na superfície do Sol observadas por Galileo em 1612-1613
Frio Formação de uma mancha solar Campo magnético muito intenso Região de condução Região de irradiação Região de convecção Fotosfera
Mancha solar
Manchas solares
Efeito Zeemann numa mancha solar G. E. Hale (1868-1938) Desdobramento das linhas espectrais
Frio Erupção solar Campo magnético muito intenso Região de convecção Fotosfera Região de irradiação Região de condução
Seqüência de uma Erupção Solar Grande erupção solar atingindo uma altura de 28 raios terrestres
Proeminências no limbo solar
Atmosfera do Sol
Espículos Cromosfera do Sol (esfera colorida) SG 7.000 km Coroa Super-granulação 30.000 km Vida de ~12 h Zona de transição Cromosfera Fotosfera Interior Solar Brilho: 10-4 do brilho da fotosfera 4.400 K 25.000 K Ondas rádio de = 10 cm 2.000 km
Cromosfera do Sol
Cromosfera solar
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
Zona de Transição do Sol Coroa Zona de transição Cromosfera Fotosfera Só é visível no UV fora da atmosfera da Terra Interior Solar 25.000 K 2.000.000 K 10.000 km
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
Coroa solar
Coroa solar
Para que observar o Sol durante o eclipse total? Sol não eclipsado Sol eclipsado totalmente Coroa Solar Lua Fotosfera do Sol Cromosfera
Coroa solar em diferentes ocasiões
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 25.000 4.200 0 0,3 700.000 km 0,7 1,0 2.000 km 500 km 10.000 km R/R sol
Vento Solar
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)
Efeito do vento solar sobre a magnetosfera
Efeitos de explosões solares e de ejeções de massa coronal Ver video de explosão real no site da NASA: http://www.nasa.gov/multimedia/videogallery/index.html?collection_id=17320&media_id=151653121
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
Aurora em Iowa VERMELHO devido ao nitrogênio atmosférico: estados excitados a estados base VERDE devido ao oxigênio atmosférico: estados excitados a estados base
Aurora no Alasca 2005 jan
Aurora boreal em 2010 VERMELHO devido ao nitrogênio: estados excitados a estados base http://www.dicadanet.net/img/fotos/aurora%20boreal%204.jpg
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 = 100.000 a 200.000 K Plutão Vento solar
Cometa Hale-Bopp (1997) Comet Hale-Bopp (1997), which possessed two distinct tails - a dust tail (white) and an ion tail (blue)
Ciclo Solar
Ciclo solar de 11 anos Número de manchas 100 90 80 70 60 50 40 30 20 10 0 Máxima atividade Máximo Mínimo Máximo Mínimo ~ 11 anos Mínima atividade 0 11 22 33 44 55 66 77 88 anos
Número de manchas solares ao longo do tempo
Local de nascimento das manchas 0 4 7 10 11 anos Latitude solar 45 0 30 15 0 0 Equador -15-30 -45 0 0 11 22 33 44 55 66 77 88 anos
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
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 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23
Previção de manchas solares Em 2006 foi predito máximo de atividade em 2010-2011 (!) NUMERO DE MANCHAS 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 2000 2010
http://solarscience.msfc.nasa.gov/predict.shtml Maximo de atividade a finais de 2013
Mínimo de Maunder no número de manchas solares Interregno de baixo número de manchas solares Relacionado à pequena idade do Gelo?
Congelamento do rio Tâmisa durante a pequena idade de gelo
Mínimo Mínimo Ciclo solar de ~11,2 anos Obtido pela SOHO (Extreme UV, 1-120 nm) Máximo
Sol visto em diversas cores Ultravioleta 304 nm Ultravioleta 284 nm Ultravioleta 195 nm Ultravioleta 174 nm Visível
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 07 0 15 Período de rotação Pólo Norte ~ 37 dias Equador ~ 26 Pólo Sul ~ 37
Rotação diferencial do Sol Eixo de rotação
Mínimo Evolução dos campos magnéticos no Sol Máximo
Efeito da rotação diferencial no ciclo de atividade do Sol Mínimo Atividade Máximo Atividade
Despreendimento das linhas de campo Alça Limbo solar Sol
Erupção Solar Alça
Linhas de campo num bipolo
Par de manchas solares
Esquema geral da estrutura do Sol
Estrutura do Sol Coroa Zona condutiva Mancha solar Zona radiativa Erupção solar Zona convectiva
Observações Solares com Sondas
Proeminência Foto: SOHO (UV) Hélio ionizado solar 2000 Ano do Máximo de Atividade Solar Tamanho aproximado da Terra na mesma escala
Proeminência solar Gerado por Hélio ionizado 1999 set
Foto com o SOHO ( 2000 ) Proeminências no Sol
Ejeção de massa do Sol 22/10/2003 20/03/2000
01/1997 Efeitos de tormentas solares