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Rotação Solar

Enos PicazzioAGA0414

Enos Picazzio - 2006

Propriedades físicas do Sol(uma estrela da Sequência Principal)

Enos Picazzio IAGUSP/2006

Enos Picazzio - 2006Enos Picazzio - 2010

Espessura ~500 km

Temp ~5800 K

Muito rarefeita

Obscurecimento do limbo: Na luz branca o brilho é máximo no centro do discosolar, caindo para cerca de 20% nos bordos. No centro do disco vemos ascamadas mais profundas, por isso mais quentes. Nos bordos vemos as camadasmais superficiais mais frias, por isso menos brilhante.

Palavra de origem grega que significa esfera de luz.Fotosfera: superfície solar


Obscurecimento do limbo: Na luz branca o brilho é máximo no centro do discosolar, caindo para cerca de 20% nos bordos. No centro do disco vemos ascamadas mais profundas, por isso mais quentes. Nos bordos vemos as camadasmais superficiais mais frias, por isso menos brilhante.

Espessura ~500 km

Temp ~5800 K

Muito rarefeita

Palavra de origem grega que significa esfera de luz.

Fotosfera

Observador

Fotosfera: superfície solarEnos Picazzio - 2010

Manchas: regiões escuras que giram com o mesmo período da rotação solar.

Fotosfera: superfície solarEnos Picazzio - 2010

Fotosfera: superfície solar

Manchas: regiões escuras que giram com o mesmo período da rotação solar.


Equador

As faces do Sol e o magnetismoEnos Picazzio - 2006

Magnetograma

Fotosfera

Cromosfera

CoroaComposta


Enos Picazzio - 2006Enos Picazzio - 2010

Fenômenos associados às manchas solares

Região coronal situada a 1,5 milhão de km acima da

fotosfera e aquecida a mais de 1 milhão K.

Fotosfera (~5.800 K)

Camada cromosférica, situada a 6.500 km acima da fotosfera

Sol na luz emitida pelo hidrogênio

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


Fenômenos associados às manchas solaresImagem 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

http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/light/zeeman-split.html

O número de níveis é 2L + 1

Os níveis de energia atômicos, e os correspondentes comprimentos de onda, são calculadossem a presença de campo magnético. Quando presente, o campo magnético desdobra osníveis atômicos em outros níveis, aumentando o número de linhas espectrais. Estedesdobramento é conhecido por Efeito Zeeman. Na presença de campo elétrico háfenômeno semelhante (Efeito Stark).

Pieter Zeeman


N

N

N

N

S

Polaridade magnética das manchas.

S

S

S

NS

O campo magnético altera os níveis de

energia atômicos, dividindo as linhas

espectrais. A separação entre as

componentes é proporcional à intensidade do

campo. Isto permite verificar a presença de

campo magnético, determinar sua

intensidade e construir um magnetograma.

Efeito Zeeman em mancha solar


Polaridade magnética das manchas.

A polaridade é invertida nos hemisférios.


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.

Atividade solar

Ciclo das manchas: 11,1 anos Valores extremos: 7 e 17 anosCiclo de Gleissberg: ~117 anos


Mínimo solarMínimo solar

Máximo solarMáximo solar

Enos Picazzio IAGUSP/2006

No máximo, o percentual da área solarcoberta por zonas ativas é máximo eatinge altas latitudes.No mínimo as zonas ativas são menosabundantes e concentram-se mais nasproximidades do equador.Estas imagens em raios X ilustram bemesse efeito.


Atividade solar


A rotação diferencial

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)



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

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

Campo magnético e a rotação diferencialEnos Picazzio - 2010

Modelo de Babcock

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.

Instrumentação solarMcMath-Pierson Solar Telescope

McMath-Pierson Solar Telescope

Instrumentação solar


National Solar Observatory/Sacramento Peak

Telescópio solar (40 cm) Celostato

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



Sistema de coordenadas solares

Os eixos de rotação do Sol e da Terra têm inclinações diferentes em relação ao póloeclíptico.

Portanto, eles são desalinhados. Durante o movimento da Terra em sua órbita essedesalinhamento varia.

Disco do tamanho aparente do Sol, que varia ao longo do ano, com latitude () elongitude ().

O sistema de coordenadas geográficas é fixo na superfície da Terra (gira com ela) eestabelece longitude zero em Greenwich .

O sistema de coordenadas solares não gira com o Sol, e o eixo de latitude coincide como eixo de rotação solar.

Sistema de coordenadas solaresEnos Picazzio - 2010

O eixo de rotação solar é inclinado 7,25o em relação à verticalda eclíptica.

Em seu movimento orbital, a Terra cruza o equador solar em.Visto da Terra , o ângulo de inclinação (B0) varia durante o anode forma senoidal. Ele é zero em 07/Dez e 07/Jun, quando aTerra cruza o equador solar.

As manchas solares movem-se ao longo das linhas de latitude,a menos de derivas locais.



Tamanho e movimento aparente do disco solar

O eixo de rotação solar é inclinado 7,25o em relação à verticalda eclíptica.

Em seu movimento orbital, a Terra cruza o equador solar em.Visto da Terra , o ângulo de inclinação (B0) varia durante o anode forma senoidal. Ele é zero em 07/Dez e 07/Jun, quando aTerra cruza o equador solar.

As manchas solares movem-se ao longo das linhas de latitude,a menos de derivas locais.



Sunspot Controversies

Dave Dearborn (Center for Archaeoastronomy, University of Maryland):

Na Europa, onde o telescópio foi inventado e usado pioneiramente, dizia-se que asmanchas solares existiam. Havia a crença de que o céu era perfeito e, frequentemente, opovo só vê o que espera ver. Eles viram as manchas e ficaram impressionados. Nãosabiam exatamente o que elas eram, mas tinham curiosidade”.

Quem viu primeiro?

Há discórdia a respeito. Usualmente o

pioneirismo é creditado a 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?

- 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. Admitir

existência de manchas era o mesmo que negar tal crença.

Assim, Schiener arguia que as manchas deveriam ser planetas ou “luas” orbitando o

Sol, e interpretou sua observações baseado nessa premissa.


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

Rotação do Sol e da Terra vista “de

cima” do plano da eclíptica: Sol e

Terra giram no mesmo sentido

N

S

LW

Repetindo o método de GalileuGalileu 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)


limbo

centro

mancha em datas diferentes

Visto da Terra

Disco solar visto da Terra (visão planificada da esfera solar)

Repetindo o método de GalileuProjetando a visão plana sobre uma superfície esférica

A e B - distância angular

entre mancha e centro do

disco

– distância angular entre

duas posições da mancha

pólo

limbo

Repetindo o método de GalileuProjetando a visão plana sobre uma superfície esférica

A e B - distância angular

entre mancha e centro do

disco

– distância angular entre

duas posições da mancha

pólo

Medir:

CD,

F,

R (raio) = CF/2

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



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 ).


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.


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.


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


Método:



Como?

3.Traçar uma




pontos A e B.

4. Projetar as posições 1 e

9 da mancha B na

circunferência traçada.


Método:



Como?

3.Traçar uma




pontos A e B.

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.

F

E


Método:

Agora, basta repetir o

processo de cálculo feito

no caso anterior (inclinação

do eixo solar nula).

TERRA

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

Complemento “Arquivar e rever os resultados no CLEA”, ver na página do curso

C:/Program Files/CLEA/Solar Rotation/SolrRotn.exe

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