o sol

Observatr ios Vir tuais Fundamentos de Ast ronom ia Cap. 7 (Gregor io-Hetem & Jatenco-Pereira)

O SOL

Vimos no captulo anterior a natureza da radiao eletromagntica e como ela transfereenergia atravs do espao. com base na luz emitida pelas estrelas que podemos extrairinformaes importantes a respeito de suas caractersticas. Antes de prosseguirmos no estudodas propriedades estelares, vamos falar a respeito do Sol, uma estrela muito bem conhecida,graas sua proximidade.

Neste captulo vamos resumir as principais propriedades do Sol; descrever sua estruturainterna; bem como sua atmosfera; e discutir a relao entre seu campo magntico e asdiferentes atividades solares.

Caractersticas gerais: massa, raio, densidade, temperaturasuperficial, etc.

Estrutura do Sol )RWRVIHUD: granulao, temperatura, linhas espectrais,

manchas, abundncias &URPRVIHUD: espectro, espculos, regio de transio &RURD: visvel, rdio, linhas de emisso Vento Solar

Atividade do Sol: )ODUHV, regies bipolares magnticas,filamentos, fculas, condensaes.

%LEOLRJUDILD Zeilik & Smith, 1987 Introductory Astronomy & Astrophysics (cap. 10) Astronomia e Astrofsica IAG/USP, ed. W. Maciel (cap.13, O. Matsuura)


O SOL: a nossa estrela

Caractersticas GeraisO Sol, como todas as estrelas, constitui-se de uma esfera gasosa brilhante, sustentada

por sua prpria gravidade e pelas foras geradas por reaes nucleares que ocorrem no seucentro. Comparado com outras estrelas, em termos de massa, raio, brilho e composioqumica, o Sol est na faixa mdia de valores desses parmetros. Na tabela a seguirapresentam-se algumas de suas propriedades:

Raio 6,96 x 108 m ~ 109 RMassa 1,99 x 1030 kg ~ 330.000 MDensidade 1410 kg m-3 Luminosidade 3.8 x 1033 erg s-1

Temperatura superficial 5780 KPerodo de rotao 24,9 dias (no equador) 29,8 (nos plos)

Os gases no interior solar (principalmente hidrognio e hlio) encontram-se quase quecompletamente ionizados, pois esto submetidos a temperatura, presso e densidade muitoelevadas, as quais aumentam tanto quanto maior for a profundidade dentro do Sol. Assim, naregio mais central as condies fsicas propiciam as reaes termo-nucleares detransformao do hidrognio em hlio, liberando ento grandes quantidades de energia naforma de ftons e movimentos trmicos.

Opticamente ns observamos apenas o contorno bem definido que considerado asuperfcie solar, uma fina camada (espessura menor que 0,1% do raio do Sol) chamadaIRWRVIHUD. No entanto, a estrutura interna do Sol pode ser representada por vrias camadas,estabelecendo regies sob diferentes condies fsicas, as quais veremos a seguir.

Estrutura do SolInternamente o Sol composto basicamente de um Q~FOHR central rodeado por uma

camada contendo a chamada ]RQD UDGLDWLYD, ambos circundados por um HQYROWyULRFRQYHFWLYR.

No que se refere atmosfera, por ser uma regio de transio entre o interior estelar e omeio interestelar, encontra-se uma grande variao (em funo da profundidade) dascondies fsicas, tais como temperatura, presso e composio qumica. Assim, divide-se aDWPRVIHUD em trs regies: fotosfera, cromosfera e coroa.

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Espessura das principais regies do Sol:

no LQWHULRU:1~FOHR ~2x105 km,=RQD5DGLDWLYD ~3x105 km,=RQD&RQYHFWLYD ~2x105 km,

e na DWPRVIHUD:)RWRVIHUD ~500 km&URPRVIHUD ~1,5x103 km=RQDGHWUDnsio ~8,5x103 km&RURD (tamanho no definido, atinge vriosraios solares)

)LJXUD Estrutura do Sol, esquematizada fora de escala.

Vimos anteriormente que as estrelas emitem um espectro contnuo segundo a Lei dePlanck, que expressa a radiao de corpo negro. A radiao proveniente do interior estelarsofre absoro ao atravessar regies mais frias na fotosfera. A absoro ocorre seletivamenteem funo dos tomos que compem a fotosfera, formando as linhas de absoro especficasdesses elementos qumicos. Conhecendo-se o espectro estelar temos informaes a respeitoda temperatura, da composio qumica e das condies fsicas, como gradientes detemperatura e presso da regio onde as linhas so formadas.

As prximas sees so dedicadas uma descrio das regies mais externas do Sol,onde se apresentam os fenmenos diretamente observveis.

FotosferaComo j vimos, podemos observar apenas a luz visvel proveniente da fotosfera, pois as

camadas mais internas do Sol apresentam um alto grau de opacidade. A fotosfera umacamada bastante estreita, com cerca de 500 km de espessura, apresentando uma temperaturade cerca de 5800K e uma diminuio considervel da densidade (~ 5 x 1015 cm-3) quandocomparada s camadas mais internas. Uma densidade menor favorece a diminuio daopacidade, permitindo que a radiao se propague livremente.

Imagens diretas da fotosfera mostram que ela no homognea e que seu brilho no uniforme. Veremos a seguir, as causas dessas variaes, e como se apresenta seu espectrode radiao.

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(a) GranulaoObservam-se na fotosfera grnulos brilhantes rodeados por contornos mais escuros.

Esses grnulos tm cerca de 700 km de dimetro e so transientes, com tempo de vida mdiode vrios minutos. A JUDQXODomR solar formada no topo da zona convectiva, regio em queas chamadas FpOXODV GH FRQYHFomR (massas de gs quente) crescem em tamanho e

transportam, por conveco,energia que ser dissipada nafotosfera. Com o esfriamento,os gases voltam a descer pelasparedes escuras das clulas.

)LJXUD Granulao solar. Os tamanhostpicos dos grnulos so comparveis aoscontinentes terrestres (NASA).

(b) Variao de TemperaturaA temperatura efetiva do Sol dada pelo brilho superficial do disco solar como um todo,

porm a distribuio de temperatura sobre o disco fotosfrico no uniforme. Nas bordas doSol ocorre uma diminuio de brilho definida como REVFXUHFLPHQWRGHOLPER.

O fenmeno de obscurecimento de limbo sed pelo efeito de variao de brilho decorrente davariao de temperatura que ocorre dentro dafotosfera. A partir da base da fotosfera atemperatura diminui, voltando a aumentar quandose aproxima da cromosfera. Na direo do centrodo disco fotosfrico, o brilho detectado resultanteda soma de todas contribuies (temperaturasmais quentes e mais frias); j nas bordas, pelageometria da linha de visada, podemos VHSDUDU acontribuio das temperaturas mais frias e portantode menor brilho.

)LJXUD. Variao de temperatura dentro da fotosfera e da cromosfera.

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)LJXUD Geometria de observao do obscurecimento de limbo.

(c) Espectro de AbsoroA primeira identificao das linhas fotosfricas solares de absoro foi apresentada por

Fraunhofer em 1814. Para identific-las, ele utilizou a nomenclatura de letras maisculas, paradenotar as linhas mais fortes, e letras minsculas para as mais fracas. As mais referidas hojeem dia so as linhas ' do dubleto de sdio, as linhas + e . do Ca II e as linhas E domagnsio. Identificaes mais recentes incluem as linhas do hidrognio, da srie de Balmer.Na regio do ultravioleta o espectro dominado pelas linhas de emisso produzidas nacromosfera e na coroa solar.

As linhas de absoro mais fracas so produzidas nas regies mais internas da fotosfera,enquanto que as mais fortes so geradas nas regies mais externas, como o caso das linhas He K do Ca II - as mais fortes, formadas principalmente na base da cromosfera.

(d) Manchas SolaresNa fotosfera tambm se encontram as chamadas PDQFKDV VRODUHV regies em que o

campo magntico muito mais intenso, inibindo o transporte convectivo, tornando-as muitomais frias que a atmosfera (~ 2000K). Observaes do deslocamento das manchas, no sentidode leste para oeste, permitem a determinao do perodo de rotao diferencial do Sol(perodo de rotao maior nos plos do que no equador).

A evoluo da mancha se d em alguns meses, desde seu surgimento, quando ainda muito pequena, aumentando de tamanho at se fragmentar e finalmente desaparecer. Asmanchas aparecem em grupos, segundo a bipolaridade do campo magntico, ou seja, umamancha associada polaridade norte vem sempre acompanhada por uma outra mancha,associada polaridade sul do campo magntico. Algumas podem se apresentar maisdispersas ou mais concentradas que as outras.

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)LJXUD Imagem de manchas solares. As maiores chegam ter dimenses cerca de duas vezes o dimetro da Terra.

(e) AbundnciasAnalisando as linhas espectrais, podemos deduzir propriedades da fotosfera, como

composio qumica por exemplo. O elemento mais abundante o hidrognio (91,2%) seguidodo hlio (8,7%), enquanto que elementos mais pesados como oxignio, carbono, nitrognio,silcio, magnsio, nenio, ferro e enxofre somam cerca de 0,1% da massa total. Em menorfrao ainda encontram-se outros elementos como sdio, alumnio, fsforo, potssio e clcio.

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CromosferaA densidade na cromosfera muito menor que na fotosfera e sua espessura de

aproximadamente 1500 km (incluindo a chamada zona de transio). A variao de densidade bastante grande, diminuindo de 1012 cm-3 na sua base at 109 cm-3 na parte mais externa. Atemperatura aumenta da base para o topo, sendo em mdia 15000 K. Acredita-se que esseaquecimento se origine na turbulncia do envelope convectivo, onde as ondas seriamexcitadas e amplificadas em choques, ao se propagarem nas regies menos densas Oaquecimento seria devido dissipao desses choques na cromosfera.

(a) EspectroO nome da cromosfera baseado em sua cor avermelhada, devida a emisso da linha

de hidrognio da srie de Balmer (H) a 6562 . A principal linha de emisso no espectrocromosfrico a linha do hlio, que requer altas temperaturas para ser excitado e foi detectadono Sol antes de ser descoberto na Terra, da a origem do nome desse elemento - em gregoKHOLRV significa sol. As transies atmicas de baixo potencial de excitao, como aquelas demetais neutros, so vistas somente na base da cromosfera, enquanto que linhas do clcio e doferro ionizado so encontradas a altitudes maiores.

(b) EspculosNo limbo do Sol ocorrem jatos tnues de

gs brilhante com tamanhos de 500 a 1500 km,elevando-se at 10000 km acima dacromosfera. Esses fenmenos de ejeo degases recebem o nome de HVStFXORV, queemitem principalmente radiao H.

Apesar de ocuparem apenas uma frao dasuperfcie solar e durarem pouco menos que 15minutos, os espculos podem representar umimportante papel no equilbrio de massa dacromosfera, da coroa e do vento solar. Suadistribuio no uniforme, formando umaestrutura de super-grnulos, ocorrendo apenasnas regies de aumento da intensidade docampo magntico.

)LJXUD Os espculos solares. Jatos estreitos de gasesaparecem escuros por serem mais frios.

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(c) Regio de TransioAlgumas linhas da regio espectral do ultravioleta so formadas nas temperaturas

cromosfricas mais altas, sendo prova da existncia de uma regio de transio entre acromosfera e a coroa solar. Nessa regio, a temperatura cresce rapidamente, desde 104 K nacromosfera at 5x104 K, numa estreita faixa de apenas algumas centenas de quilmetros,chegando a 106 K na coroa.

Nas altas temperaturas queocorrem nas regies mais externas daatmosfera solar, os tomos e onstornam-se excitados por coliso,produzindo linhas de emisso quandovoltam para seus estados fundamentais.A mais forte das linhas do ultravioleta ade Lyman-. Outras linhas formadas aaltas temperaturas na regio de transioso as de C III, com pico a 7x104 K, de NIII a 105 K e do O VI a 3x105 K.

)LJXUD Variao de temperatura na regio detransio entre a cromosfera e a coroa solar.

CoroaDurante um eclipse, a regio coronal aparece como um halo branco que se estende muito

alm do limbo solar, correspondendo regio mais externa e mais extensa da atmosfera solar.Discutiremos a seguir, algumas das caractersticas observadas da coroa solar.

(a) Espectro pticoNa regio espectral do visvel apresenta-se uma emisso de contnuo resultante do

espalhamento por eltrons livres. Devido ao forte alargamento Doppler (causado por eltronsque se movem rapidamente), na regio mais prxima do Sol no ocorrem linhas de absoro.Para atingir tais velocidades, os eltrons devem estar a temperaturas muito altas, da ordem de1 a 2x106 K.

J nas partes mais externas, sobreposto ao contnuo de espalhamento por eltrons,aparece um espectro de absoro das linhas de Fraunhofer. Essa componente devida aoespalhamento da luz por partculas de poeira.

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O brilho coronal varia em funo da atividade solar. Em fases de mnimo de manchassolares a coroa brilhante e uniforme, enquanto que nos perodos de mximo de manchassolares a coroa se estende mais no equador solar do que nos plos.

(b) Espectro RdioAlm do espectro visvel, observa-se tambm emisso e absoro de radiao rdio

gerada pela interao de eltrons livres com tomos ou ons. Nessas interaes, chamadastransies OLYUHOLYUH, o eltron transfere apenas parte de sua energia cintica e continua livre,havendo emisso ou absoro de um fton de baixa energia. Quanto mais densa a regio,maior a probabilidade de interaes mais energticas. Assim, na regio coronal mais internaocorre radiao a comprimentos de onda mais curtos (da ordem de alguns centmetros) eportanto de maior energia, enquanto que nas regies mais externas a radiao corresponde acomprimentos de onda maiores que 10 cm, que corresponde a radiao de baixa energia.

(c) Linhas de EmissoA densidade na regio coronal to baixa que favorece a ocorrncia de linhas proibidas,

formadas da transio a partir de nveis metaestveis. Como vimos anteriormente, o tempo devida nesses nveis muito grande e, para que haja um decaimento para um nvel inferior, otempo de coliso deve ser maior que esse tempo de vida.

Sobrepostas ao espectro contnuo visvel aparecem algumas dessas linhas proibidas,sendo mais fortes a linha verde do Fe XIV (tomo de ferro que perdeu treze eltrons) nocomprimento de onda 530,3 nm e a linha vermelha do Fe X em =637,4 nm. Para ionizar oferro de nove a treze vezes, necessrio que o gs esteja a elevadas temperaturas, de 1,3 a2,3x106K. Essas temperaturas ocorrem na coroa solar normalmente nos perodos em que noh atividade, por outro lado, temperaturas mais elevadas ainda podem ser atingidas nasatividades coronais.

)LJXUD . Imagens da emisso de raios-X do Sol, tomadas em intervalos de 1 dia, mostrando o buraco coronal mudando deposio da esquerda para a direita. (NASA)

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Os eltrons que restaram em tomos altamente ionizados, permanecem fortementeligados, favorecendo as transies permitidas que requerem altos potenciais de excitao. Osftons produzidos por essas transies so altamente energticos formando linhas doultravioleta, na faixa de 5 a 50 nm, observveis apenas acima da atmosfera terrestre.

Finalmente, destaca-se a emisso de raios-X (de baixa energia), produzidos no gscoronal quente. Imagens de raios-X do Sol mostram que a distribuio dessa emisso no uniforme, apresentando-se mais escura no polo superior e abaixo da regio mediana. Nessasregies, chamadas EXUDFRV FRURQDLV, o gs deve se encontrar a temperaturas e densidadesmenores que das outras partes da coroa.

Acredita-se que nos buracoscoronais as linhas de campo magnticosejam abertas, ao contrrio do que seobserva freqentemente ao redor doSol. As linhas de campo magnticoatingem grandes alturas a partir dacoroa e depois retornam ao Sol. O gscoronal acompanha essas linhas decampo, formando estruturas comgeometria de ORRSV.

)LJXUD Imagem de uma proeminncia solar emforma de ORRS, observada em ultravioleta. (NASA)

Vento SolarA ao gravitacional do Sol sobre o gs coronal no suficiente para ret-lo, ocorrendo

assim um constante fluxo de matria na forma de YHQWR liberado pelo Sol. A composio dovento solar basicamente a de um plasma eletricamente neutro, com eltrons e prtons emiguais propores, onde a condutividade trmica muito grande, garantindo as elevadastemperaturas mesmo a grandes distncias do Sol. medida que o vento se expande, suavelocidade aumenta e a densidade de partculas diminui. Nas proximidades da Terra adensidade varia de 0,4 a 80x106 m-3 e a velocidade varia de 300 a 700 km s-1.

A atividade do Sol, como a ocorrncia de erupes conhecidas por IODUHV solares, podemudar drasticamente a energia das partculas do vento. Como o vento solar est associado slinhas de campo magntico, este tambm varia intensamente. Enquanto que no vento normal,a energia dos prtons e eltrons da ordem de 103 eV, durante a ocorrncia de um IODUH ovento pode carregar partculas com energia de 107 a 1010 eV.

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O ciclo do SolA atividade solar corresponde a fenmenos cclicos ligados rotao do Sol e variao

do campo magntico. As regies consideradas ativas, so aquelas reas do Sol onde ocorremmanchas, proeminncias, praias e IODUHV.

Como j foi mencionado, as manchas solares esto associadas a fortes camposmagnticos (0,1 a 0,4 T), que inibem o transporte de energia por conveco, e portanto soregies com temperaturas menores que a fotosfrica.

Desde o tempo de Galileu que se realizam contagens do nmero de manchas solaresvisveis. Nota-se um fenmeno cclico, onde um nmero mximo de manchas solares observado a intervalos de 11 anos.

)LJXUD . Ciclos das manchas solares observados anualmente desde 1600. O perodo de 60 anos (1645 a 1705) em que noocorreu atividade solar chamado de mnimo de Maunder, e provavelmente corresponde a uma fase de mudanas que devemacontecer a intervalos muito maiores.

Neste ciclo do Sol (11 anos) ocorre tambm uma variao da distribuio das manchasem relao latitude solar. No incio do ciclo as manchas encontram-se preferencialmente nasaltas latitudes (35o), na poca de pico mximo do ciclo a maioria das manchas encontram-sea 15o, e finalmente quando o nmero de manchas diminui no final do ciclo, elas se distribuemem torno de latitudes 8o.

Os mapas do campo magntico mostram que a intensidade do campo , de uma formagenrica, da ordem de 0,01 T, aumentando para 0,1 T nas manchas solares. Esses mapasmostram a variao de direo e de fora do campo magntico e indicam no Sol a ocorrnciade estruturas bipolares. As partes que mostram essas estruturas so chamadas UHJL}HVPDJQpWLFDVELSRODUHV.

Na fotosfera ainda aparecem regies ativas chamadas IiFXODV, que so mais densas emais quentes que a fotosfera, aparecendo mais brilhantes quando observadas na luz branca.

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)LJXUD . Distribuio das manchas solares em funo da latitude. No incio do ciclo solar, quando a atividade mnima, asmanchas encontram-se a altas latitudes, com o passar do tempo, elas migram para o equador, at que o ciclo se complete.

Na cromosfera, alm dos IODUHV j mencionados, ocorrem outras regies de atividade,como as SUDLDV, mais brilhantes em H e Ca II, que so as contrapartidas das fculas,mencionadas anteriormente. Ainda na cromosfera apresentam-se tambm as SURHPLQrQFLDVou ILODPHQWRV que apresentam movimentos que acompanham o campo magntico e levammaterial para a coroa.

Finalmente, destacam-se na coroa solar as regies chamadas FRQGHQVDo}HV, onde adensidade eletrnica alta e ocorre um aumento da formao das linhas proibidas e linhasultravioleta, associadas radiao rdio que varia lentamente.

EXERCCIOS1. Quais atividades solares ocorrem nas diferentes regies atmosfricas do Sol:(a) )RWRVIHUD(b)&URPRVIHUD(c) &RURD:

2. Suponha que voc esteja observando uma mancha solar durante uma fase de mnimo de manchassolares. Como identificar se ela corresponde ao final de um ciclo ou se ela corresponde ao incio de umnovo ciclo do Sol?

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