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O SOL

http://www.astro.iag.usp.br/~leister/

Nelson Vani LeisterIAG-USP Dep.Astronomia

Conceitos Básicos no Ensino de AstronomiaMPA5001

USP- MPA5001 USP- MPA5001

O Sol

1. O processo de aquecimentoda coroa

Questões importantes

A atmosfera externa do Sol (a Coroa) tem temperatura maior que 1.000.000°C,enquanto a superfície visível tem uma temperatura de apenas cerca de 6000°C.

A natureza dos processos que aquecem a coroa, a mantêm a essas altastemperaturas, e aceleram o vento solar é outro grande mistério solar.

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O Sol


2. A natureza das erupções solar


Áreas no Sol próximo de manchas solares frequentemente explodem, aquecendo material a milhões de graus em apenas segundos e explodindo bilhões de toneladas de material no espaço.

As causas precisas de erupções solares e ejeções de massa coronal é outro dos grandes mistérios solares.

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O Sol


2. A natureza das erupções solar3. A origem dos ciclos de manchas


Ao longo de aproximados 11 anos, o número de manchas solares vistas noSol aumenta de quase zero para mais de 100.

A natureza e as causas do ciclo das manchas solares constituem um dos grandesmistérios da astronomia solar. Embora agora conheçamos muitos detalhes sobreo ciclo das manchas solares, (e também os processos de dínamo que devemdesempenhar papéis-chave na produção), ainda somos incapazes de produzir ummodelo que nos permitirá prever de forma confiável números futuros de manchassolares usando princípios físicos básicos.

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O Sol


2. A natureza das erupções solar3. A origem dos ciclos de manchas4. A falta de neutrinos


O Sol deve produzir mais neutrinos do que são observados. Estas partículassubatômicas fantasmagóricas são liberadas por reações no núcleo do Sol.

Eles passam diretamente pelo Sol e para o espaço. Detectar neutrinos é difícil, mas os resultados de vários experimentos independentes agora confirmam umnúmeros próximo dos esperados contados aqui na Terra.

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O Sol 1. O processo de aquecimento

da coroa2. A natureza das erupções solar3. A origem dos ciclos de manchas4. A falta de neutrinos

Fotosfera 1. Manchas solar2. Fáculas3. Grânulos4. Supergrânulos https://apod.nasa.gov/apod/ap200203.html

É a região do Sol que podemos observar todos os dias e corresponde ao disco solar ou a sua superfície. É uma camada de espessura inferior a 0,1% do raio solar (ao redor de 400 km de espessura) e bastante opaca impedindo a observação das camadas internas.

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Fotosfera 1. Manchas solar2. Fáculas3. Grânulos4. Supergrânulos

Cromosfera1. Filamentos2. Praias3. Proeminências4. Espículos

https://apod.nasa.gov/apod/ap120314.htmlhttps://www.nasa.gov/mission_pages/sunearth/news/News030812-M6.3flare.html

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https://apod.nasa.gov/apod/ap160919.html

A cromosfera está localizada imediatamente acima da fotosfera e é de coloração avermelhada. Pode ser observada durante a fase central dos eclipses totais do Sol. Possui espessura de cerca de 10.000 km e é composta principalmente por hidrogênio, hélio e cálcio. A temperatura da cromosfera vai de 6.000K – junto à fotosfera – até 20.000K nas regiões mais altas.

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Fotosfera 1. Manchas solar2. Fáculas3. Grânulos4. Supergrânulos

Cromosfera1. Filamentos2. Praias3. Proeminências4. Espículos

Coroa1. Helmet streamers

(flâmulas)2. Plumas polares3. Laços coronais4. Buracos coronais

A Coroa é a atmosfera externa do Sol. É visível durante eclipses totais do Sol como uma coroa branca perolada em torno do Sol. A coroa exibe uma variedade de características que mudam de eclipse para eclipse e a forma geral da coroa muda com o ciclo da mancha solar.

A região de transição (as linhas de emissão na coroa)

A imagem superior é a emissão do carbono IV a temperaturas de cerca de 100.000°C. A imagem a direita é a emissão de enxofre VI a temperaturas de cerca de 200.000°C.

A região de transição é uma camada fina e muito irregular da atmosfera do Sol que separa a coroa quente da cromosfera muito mais fria. O calor flui da coroa para a cromosfera e, no processo, produz essa região delgada, onde a temperatura muda rapidamente de 1.000.000°C para cerca de 20.000°C. Em vez de hidrogênio, a luz emitida pela região de transição é dominada por íons como C IV, O IV e Si IV (carbono, oxigênio e silício cada um com três elétrons retirados).

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O vento solarO vento solar flui do Sol em todas as direções com velocidades de cerca de 400 km/s. A fonte do vento solar é a coroa quente do Sol . A temperatura da coroa é tão alta que a gravidade do Sol não pode reter o vento. Embora entendamos por que isso acontece, não entendemos os detalhes sobre como e onde os gases coronais são acelerados a essas altas velocidades. Esta questão está relacionada à questão do aquecimento coronal.

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O Sol

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O vento solar

O processo de aquecimento coronal

A atmosfera externa do Sol (a Coroa) tem temperatura de mais de 1.000.000°C, enquanto a superfície visível tem uma temperatura de apenas cerca de 6000°C. A natureza dos processos que aquecem a coroa, a mantêm sob altas temperaturas e aceleram o vento solar é um dos grande mistério. Geralmente as temperaturas caem à medida que você se afasta de uma fonte de calor. Isso é verdade no interior do Sol, até a superfície visível. Então, a uma distância relativamente pequena, a temperatura subitamente atinge valores extremamente altos. Vários mecanismos foram sugeridos como a fonte desse aquecimento, mas não há consenso sobre qual deles é realmente responsável.

O vento solar flui do Sol em todas as direções com velocidades de cerca de 400 km/s. A fonte do vento solar é a coroa quente do Sol . A temperatura da coroa é tão alta que a gravidade do Sol não pode reter o vento. Embora entendamos por que isso acontece, não entendemos os detalhes sobre como e onde os gases coronais são acelerados a essas altas velocidades. Esta questão está relacionada à questão do aquecimento coronal.

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O Sol O vento solar (Uysses)

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O vento solar não é uniforme. Embora esteja sempre direcionado para longe do Sol, ele muda de velocidade e carrega nuvens magnéticas. Muito além da órbita de Plutão, esse vento supersônico deve desacelerar para encontrar os gases no meio interestelar.

A sonda também realizou uma série de feitos técnicos, incluindo a realização de uma manobra sem precedentes de auxílio à gravidade em Júpiter, para sair do plano elíptico e entrar em sua órbita polar solar.

Depois de 13 anos (previsão 5 anos) a missão coletou dados sobre vento solar, poeira interestelar e o caráter tridimensional da radiação solar. Ulysses se tornou um dos colaboradores mais produtivo para o conhecimento do ciclo de atividade solar.

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Lançamento:02/dezembro/1995Instrumentação:

12 detectoresMDI - The Michelson (Doppler Imager)

- MagnetômetroEIT – Ultravioleta extremo

LASCO - coronógrafo

O SOHO, o Observatório Solar & Heliosférico, é um projeto de colaboração internacional entre a ESA e a NASA para estudar o Sol desde seu núcleo profundo até a coroa externa e o vento solar.

O vento solar (características)

As nuvens magnéticas são produzidas pelo vento solar quando erupções solares (explosões(flares) e ejeção de massa coronal (EMC)) que transportam material do Sol junto com campos magnéticos incorporados.

Solar Flares Acredita-se que as explosões solares sejam alimentadas pela energia magnética livre armazenada na coroa, mas o acúmulo de energia coronal por si só pode ser insuficiente para a ocorrência iminente do flares. O mecanismo de início do flare é um problema crítico, mas menos compreendido, insights sobre os quais poderiam ser obtidos a partir de liberações de energia em pequena escala conhecidas como precursores, que são observadas como pequenos clareamentos pré-flare em vários comprimentos de onda

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Quais são os impactos sobre a Terra?

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As Auroras

Quais são os impactos sobre a Terra?

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SOHO (novas descobertas)

SOHO (planetas)

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https://sohowww.nascom.nasa.gov/gallery/Movies/comets.html

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SOHO (cometas)

USP- MPA5001https://sohowww.nascom.nasa.gov/gallery/Movies/comets.html

SOHO (novas descobertas)

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À esquerda, uma animação dos cometas. À direita, uma proposta de identificação do cometa e de seus fragmentos Créditos: ESA/NASA/SOHO/Karl Battams

https://sohowww.nascom.nasa.gov/pickoftheweek/

Observações de solo.

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As manchas solares

John Worcester (1128)(monge beneditino)

Registros pré-telescópio

1. Chineses (165aC.)2. Na Grécia (Teofrasto ~ 300aC.)3. Carlos Magno (~ 814dC.)

No Ocidente (?) modeloAristotélico – céu imutável)

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Primeiro registro

História – As manchas solares

• Johann Fabricius (1611)

• Galileu (1610)

• Christopher Scheiner (1611)

1 Trabalhou com o pai que descobriu a variabilidade de Omicron Ceti.2. Foi atraído por observações com telescópio – manchas solar. (A Rotação do Sol)


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As manchas solares• Três observadores na história

• Henrich Schwabe (1826 - farmacêutico)(procurou um planeta próximo do Sol – Vulcano)Descobriu variabilidade das manchas com período de 10 anos.


Descobriu que as manchas solares possuíam um intenso campo magnético .

Mais tarde demonstrou que as manchas apresentavam polaridades com simetria em relação ao equador solar e que essa polaridade se alternava de um ciclo de 11 anos para o seguinte.

George Ellery Hale (1868 – 1938)

Manchas individuais podem permanecer visíveis por dias e até mesmo por semanas, desaparecendo em seguida. Seus tamanhos variam entre algumas dezenas de quilômetros até 160.000 quilômetros de extensão.

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A mancha solar(estrutura magnética)

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As manchas solar - são fenômenos transitóriopresentes na superfície do Sol.


• Alexander von Humboldt (1851)Publica a tabela de Schwabe (volume III Kosmos).

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• Rudolf Wolf (1848)(cria um mecanismo para (número de Zurich) medir o número de manchas – acha o período de 11,2 anos para as manchas)

• Samuel Heinrich Schwabe (1789–1875)Publicou em “Astronomishe Naschrichten” – publicação que nãoatraiu atenção!

R = k(10g + f)


Em 1904, o astrônomo inglês Edward Walter Maunder (1851–1928) reuniu anos de observações suas, de sua esposa Annie Maunder e de outros observadores sobre as quantidades, áreas e posições (latitudes e longitudes heliográficas) e elaborou um gráfico com essas informações.

Obteve-se um diagrama, hojechamado de:"diagrama em borboleta".

O diagrama Borboleta.

USP- MPA5001Como se processam as mudanças globais na Terra?

Como se processam as mudanças globais na Terra?

O mínimo de Maunder é o nome utilizado para o período entre 1645 e 1715 por John A. Eddy, em homenagem a Edward W. Mauder, em um artigo publicado em 1976 no periódico Science.

O Mínimo de Dalton foi um período de baixa contagem de manchas solares, associada a uma baixa atividade solar, que durou de 1796 a 1820. Foi batizado em homenagem ao meteorologista inglês John Dalton.

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Como se processam as mudanças globais na Terra?

Pesquisas recentes têm demonstrado que os registros isotópicos em árvores apresentam informações significativas sobre as mudanças ambientais e as relações Sol-Terra no passado. Um monitoramento indireto dessas variações no passado foi feito por Stuiver e Quay (1980), através de medidas dos conteúdos do D14C produzidos na atmosfera terrestre e assimilados pelas árvores.

Mudanças na razão de produção do 14C estão associadas as magnitudes da atividade solar, que apresentam uma relação inversa - nas épocas que a atividade solar é máxima existe uma baixa produção do 14C e nas épocas que a atividade solar é mínima existe uma maior produção do 14C -, estas flutuações se apresentam em escalas seculares bem como em escalas de décadas, incluindo o ciclo solar de 11 anos.

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O que é o ciclo solar?

O sol passa por variações periódicas ou ciclos de alta e baixa atividade que se repetem aproximadamente a cada 11 anos. Embora os ciclos curtos de 9 anos, e longos de 14 anos foram observados. O ciclo solar ou das manchas é uma forma útil para marcar as mudanças no sol.

O que é o máximo solar e mínimo solar?

Mínimo solar refere-se a um período de vários anos (terrestre), quando o número de manchas solares é baixo; e máximo solar ocorre nos anos em que as manchas solares são mais numerosas. Durante o máximo solar, a atividade do Sol e os efeitos do clima espacial em nosso ambiente terrestre são elevados. No mínimo solar, o sol pode passar muitos dias sem manchas solares visíveis. No máximo, pode haver várias centenas de manchas em qualquer dia.

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Ciclos solar recentes

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USP- MPA5001

Ciclos solar recentes

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A rotação solar.

A presença de manchas duradouras na fotosferasolar permitiu que se descobrisse que o Sol possuium lento movimento de rotação que se processa, na região do equador, com velocidade de 2,04 km/s.

Manchas observadas em altas latitudes no iníciodos ciclos, que permitiram descobrir que o Sol nãogira ao redor de seu eixo como um corpo rígido: nalatitude de 30º, seu período de rotação é de 26,5dias e na latitude de 45º chega a 27 dias. Esse fatoé chamado de rotação diferencial do Sol.

A rotação diferencial do SolHorace Welcome Babcock (1912-2003) propôs um modelo para explicar os campos magnéticos das manchas solares

As linhas do campo magnético estão dispostas quase perpendicularmente ao equador solar, a cada rotação elas vão sofrendo "alongamento" na região do equador solar onde a rotação é mais rápida.

Os campos magnéticos são carregados pelascorrentes de convecção e, quando chegam àfotosfera, algumas linhas atravessam asuperfície solar.

O modelo de Babcock esclarece o porquê das manchas aparecem aos pares: uma com polaridade positiva e outra com polaridade negativa

Acredita-se que o campo magnético do Sol seja gerado por um dínamo magnético no interior. O fato de que o campo magnético do Sol muda drasticamente ao longo de poucos anos, e o fato de que ele muda de forma cíclica indica que o campo magnético continua a ser gerada dentro da Sol. Um modelo de sucesso para o dínamo solar deve explicar várias observações: 1) o período do ciclo de manchas solares de 11 anos, 2) a deriva na sua formação visto no diagrama borboleta, 3) a polaridade de Hale e os ciclos magnéticos de 22 anos, 4) a lei de Joy da inclinação dos grupos das manchas e, 5) a reversão do campo magnético quase coincidente com o ciclo das manchas conforme o borboleta.

O efeito dínamo

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O efeito dínamo

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O efeito dínamo

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O efeito dínamo

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O efeito dínamoOs campos magnéticos dentro do Sol são esticados para fora e enrolados em torno da disco pela rotação diferencial - a mudança na taxa de rotação em função da latitude e do raio. Este é o chamado efeito-omega após a letra grega usada para representar a rotação. Rotação diferencial do Sol em função da latitude pode tornar uma linha orientada norte-sul e enrola-la uma vez ao redor do Sol em cerca de 8 meses.

Torção das linhas do campo magnético é causada pelos efeitos da rotação do sol. Este é o chamado efeito-alfa após a letra grega que se parece com um laço trançado. Os primeiros modelos assume que a torção é produzida pelos efeitos da rotação sobre o fluxo convectivo que transporta calor para a superfície do Sol.

Efeito Omega

Efeito Alfa

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Estrutura magnética

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