Composição Fonte de energia Estrutura e Helio-sismologia Atividade: manchas e flares Ciclo solar Sol Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira IAG/USP www.astro.iag.usp.br/~aga210 Baseado nas notas de aula do Prof. Enos Picazzio IAG/USP AGA210 1º semestre/2016
Sol O Sol é mais uma das estrelas da nossa Galáxia
Sol O Gigante do Sistema Solar Massa do Sol: 333.000 vezes a massa da Terra. Diâmetro do Sol: 109 vezes o diâmetro da Terra (1,392 milhões de km). Densidade média: 1,41 g/cm 3 (quase como a da água). central: 160 g/cm 3 (para comparação, a densidade do ouro é 19 g/cm 3 ). superfície: 1 bilionésimo g/cm 3.
De que é formado o Sol? (e as estrelas em geral) Átomos: elemento básico da matéria. Hidrogênio: o mais simples (um próton + um elétron) e o mais leve. Urânio: o átomo mais pesado que foi descoberto primeiro na natureza. Ununóctio (Eka-radônio): o átomo mais complexo conhecido.
De que é formado o Sol? (e as estrelas em geral) H: hidrogênio, elemento químico mais abundante no Universo: Em número de átomos: 91%. Em massa: 70,6%. He: hélio, segundo elemento mais abundante: Em massa: 27,4%. Demais elementos (O, C, Fe, Ne,...): 2% em massa. Quanto mais complexo o átomo, maior sua massa e, em geral, menos abundante. Moléculas: agrupamento de 2 ou mais átomos. Na superfície do Sol, há algumas poucas moléculas como OH e CO. A matéria se encontra em 4 estados na natureza: Gases: formado por átomos e/ou moléculas, sem forma fixa, pode ser comprimido. Líquidos: sem forma fixa e quase incompressível. Extremamente raro no Universo. Sólidos: átomos em uma rede espacial bem definida. Plasmas: átomos ionizados (elétrons não estão presos aos núcleos). Esta é a forma mais abundante da matéria no Universo. Estrelas são bolas de plasma.
Produção de energia em estrelas como o Sol Enos Picazzio
[e para mais uns 5 bilhões de anos] Enos Picazzio
40 bilhões de milhões de toneladas de TNT por segundo (como bilhões de bombas de hidrogênio por segundo) [e para mais uns 5 bilhões de anos] Enos Picazzio
Estrutura do Sol Coroa solar Zona de transição Zona convectiva Cromosfera Zona radiativa Núcleo Fotosfera (superfície do Sol) A estrutura interna do Sol é obtida por modelagem matemática e helio-sismologia. Hipótese: estrutura em equilíbrio, sem expansão ou contração. Dimensões : núcleo 0,2 do raio solar, zona radiativa 0,5 e zona convectiva 0,3.
Hélio-sismologia Aproveita os sismos solares para estudar o interior do Sol, de forma semelhante ao que se faz para a Terra. Um modelo para as oscilações de 5 minutos de período. movimento ascendente movimento descendente Oscilacões superpostas (modelo bem exagerado) Enos Picazzio
Hélio-sismologia Os sismos de maior frequência ocorrem próximos à superfície. Como a propagação depende das condições locais, as observações permitem construir modelos teóricos do interior solar. Frequência Enos Picazzio
Hélio-sismologia: heliomoto Enos Picazzio IAGUSP
Interior solar Zona convectiva energia transportada por convecção Zona radiativa energia transportada através de absorção e reemissão Núcleo (15.000.000 K) Fusão nuclear 4H => He + partículas sub-atômicas + energia Enos Picazzio IAGUSP/2008
Interior solar Interface camada complexa, responsável pela geração do campo magnético solar. a luz pode demorar até 1,5 milhão de anos para chegar à superfície! Zona convectiva energia transportada por convecção Zona radiativa energia transportada através de absorção e reemissão Núcleo (15.000.000 K) Fusão nuclear 4H => He + partículas sub-atômicas + energia Enos Picazzio IAGUSP/2006
Propriedades de cada componente da estrutura do Sol (g/cm 3 ) 15.000.000
Parte externa do Sol As partes externas do Sol, acessíveis à observação direta, apresentam grande variação das condições físicas com a altura: Temperatura, pressão e composição química A parte externa pode ser dividida em 2 partes: Superfície Fotosfera; Atmosfera Cromosfera, região de transição e coroa.
Do grego: esfera de luz. Fotosfera: a superfície solar Espessura ~500 km Temp ~5800 K Grânulos (topos das células convectivas) tamanho: ~700 km, vida: 10-20 minutos velocidade de convecção: 7 km/s (25.000 km/h). mancha solar Regiões escuras associadas a fortes campos magnéticos. Enos Picazzio IAGUSP/2006
Manchas Solares As manchas solares são as formações mais marcantes da fotosfera. Variam em tamanho, abundância e posição ao longo do tempo. Estão associadas a fortes campos magnéticos e têm, em média, 10 mil km de diâmetro. Créditos: Trabalho de arte: Randy Russel imagens: Academia Real Sueca (mancha), NASA (Terra) Umbra: T~ 4500K Penumbra: T ~ 5.500K (Não confundir com umbra e penumbra de uma sombra)
As manchas solares fornecem uma referência para a medida do período de rotação a diferentes latitudes. O Sol (como os planetas gigantes gasosos) não giram como um corpo sólido, possuem uma rotação diferencial: o equador gira mais rápido do que os polos. A inclinação do eixo de rotação do Sol é de 7,3 em relação à eclíptica.
Fotosfera: a superfície solar Espessura ~500 km Temp ~5800 K Grânulos (topos das células convectivas) tamanho: ~700 km, vida: 10-20 minutos veloc. de convecção: 7 km/s (25.000 km/h) Matéria quente aflora pelo centro da célula, esfria e precipita pelos bordos, num processo contínuo; por isso ela é mais escura no centro. Enos Picazzio IAGUSP/2006
Estrutura da mancha Fotosfera: a superfície solar A mancha circula o Sol com a velocidade de rotação solar típica da latitude em que se encontra.
Cromosfera: a baixa atmosfera Espessura: ~1500 km Temperatura: 5.000 a 25.000K luz emitida pelo H em 6563Å Do grego: esfera colorida supergranulação Praias: regiões mais quentes, por isto mais brilhantes. tamanho: ~ 30.000 km; vida: 25 h Possui um padrão celular semelhante ao fotosférico. Mas as dimensões e o tempo de vida das células cromosféricas são bem maiores. Enos Picazzio
Cromosfera: a baixa atmosfera polaridades magnéticas 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 Enos Picazzio IAGUSP
Clarão (Flare) Instabilidades magnéticas liberam violentamente quantidades enormes de energia causando erupções de brilho. Essas erupções podem liberar mais energia que as grandes protuberâncias. Linhas magnéticas de polaridades opostas (a), sob circunstâncias favoráveis (b), podem se recombinar em ciclos opostos (c) liberando instantaneamente energia aprisionada no tubo magnético. Enos Picazzio
Clarão (Flare) Observações em raios X e ultravioleta mostram que as áreas mais compactas, localizadas nas regiões centrais dos flares, podem atingir temperaturas da ordem de 100.000.000 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. Enos Picazzio
Cromosfera: a baixa atmosfera 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. Protuber ância Enos Picazzio
Região de transição Fina camada que separa a cromosfera da coroa solar. No gráfico vemos que em apenas algumas centenas de km a temperatura sobe de 10 mil K a 50 mil K, chegando a 1 milhão K na coroa.
protuberância Coroa: a alta atmosfera Visível a olho nu apenas durante os eclipses totais. Seu brilho equivale ao da Lua Cheia. Fora do eclipse, ela é ofuscada pela luz da fotosfera. É a luz fotosférica espalhada apenas pelos elétrons. Como os elétrons interagem com o campo magnético, a configuração da coroa é a do campo magnético global. Créditos: Greenville County School
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 2.000.000 K. Enos Picazzio IAGUSP
Arcos coronais (uma configuração instantânea) Caberiam 30 Terras no meio do arco Uma visão detalhada revela uma configuração complexa e diversificada, e mostra que eles são formados por inúmeros arcos mais finos.
Vento solar O Vento solar emana do Sol em todas as direções. O vento carrega 1 milhão de toneladas de matéria por segundo. A velocidade varia entre 300 a 800 km/s. A Voyager 1 detectou o vento solar a 85 UA (lembrando que Netuno está a 30 UA).
O Vento Solar Fluxo de prótons (~96%), núcleos de hélio (~4%) e traços de núcleos de elementos mais pesados proveniente do Sol. As partículas eletricamente carregadas da magnetosfera interagem com o vento solar, escoam em direção dos polos, chocam-se com a atmosfera e excitam o gás atmosférico. Ao retornar ao estado normal o gás emite luz produzindo as auroras polares. Enos Picazzio IAGUSP
Ciclo Solar Descoberto em 1844 por Heinrich Schwabe. Número de manchas solares 1.4 1.2 1 0.8 0.6 0.4 O Sol tem 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. ciclo solar (manchas) A área relativa das zonas ativas aumenta com a atividade. 0.2 N N ciclo magnético N Direção do campo magnético do Sol 0 10 20 30 40 50 60 Intervalo de tempo Enos em Picazzio anos IAGUSP N N
Aparência da coroa e o ciclo das manchas No máximo solar No mínimo solar 11/08/99 24/10/95 Enos Picazzio IAGUSP/2006
Aparência da coroa e o ciclo das manchas No mínimo solar Observação em raios-x No máximo solar
Ciclo das manchas 350 http://www.sidc.be/silso/datafiles Dados: WDC-SILSO, Royal Observatory of Belgium, Bruxelas Número de manchas solares por mês Número de manchas 300 250 200 150 100 50 0 1760 1800 1840 1880 1920 1960 2000 Ano Em fev/2000 o polo norte magnético solar inverteu-se, indo do hemisfério norte para o sul do Sol. Em maio/2013, a inversão de direção ocorreu novamente.
Mínimo de Maunder: Durante esse período o Sol esteve em atividade mínima, praticamente sem manchas. Grupo de manchas No. de manchas de Wolf Auroras Atividade Solar Pequena Glaciação: ~1650 Ano d.c. Aert van der Neer (1648) O clima da Terra pode ter sido afetado por esse fenômeno.
CRÉDITOS, REFERÊNCIAS E SUGESTÕES SOHO (Solar & Heliospheric Observatory) http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Transition Region and Coronal Explorer http://vestige.lmsal.com/trace/ Yohkoh Public Outreach Project http://www.lmsal.com/ypop/homepage.html GOES Solar X-ray Imager http://sxi.ngdc.noaa.gov/ Stanford Solar Center: highlight and contents http://solar-center.stanford.edu/roadmap.html Marshall Solar Physics http://science.nasa.gov/ssl/pad/solar/default.htm The Virtual Solar Observatory http://vso.nso.edu/vsow_files/frame.htm NSO National Solar Observatory http://www.nso.edu/ Enos Picazzio IAGUSP/2006
CRÉDITOS, REFERÊNCIAS E SUGESTÕES Current Solar Data http://www.maj.com/sun/index.html HASTA Search Facility (imagens e filmes) http://www2.plasma.mpe-garching.mpg.de/hasta/hastasearch.html Helio- and Asteroseismology http://bigcat.obs.aau.dk/helio_outreach/english/engrays.html Estrutura http://solar.physics.montana.edu/ypop/spotlight/suninfo/structure.html Solar Activity Monitor http://www.maj.com/sun/status.html Astronomy Today http://www.prenhall.com/chaisson/ Enos Picazzio IAGUSP/2006