Ensino de Astronomia no Grande ABC

SISTEMA SOLAR: SOLJean A. Moreira

O Sol na História das Civilizações

Stonehenge (Inglaterra) - e s t r u tu r a p ré - h i s tó r i c a construída entre 3000 AC e 2000 AC orientada de modo que a pedra pr incipal se alinha ao nascer do Sol no soltício de inverno.

Huitzilopochtli - deus asteca do Sol. Acreditava-se que estava preso a uma batalha eterna contra as forças da e s c u r i d ã o . S a c r í f i c i o s humanos eram praticados para fortalecer a divindidade e evitar o fim do mundo.

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E s p e l h o s u s t ó r i o s - dispositivos feitos a partir de lentes convexas capazes de concentrar raios solares em uma pequena área. Usados p a r a c a u t e r i z a ç ã o d e ferimentos e ignição.

O Sol

‒O Sol - coração do nosso sistema solar - é uma estrela anã amarela, uma ''bola quente de gases brilhantes'' realizando fusão nuclar no seu interior.

‒Sua gravidade conserva o sistema solar unido, mantendo desde grandes planetas até pequenas partículas de poeira em sua órbita.

‒A interação do Sol com a Terra define as estações, correntes oceânicas, clima, condições meteorológicas, auroras etc. O Sol fornece toda a energia que possibilita a vida na Terra.

‒Existem bilhões de estrelas parecidas com o Sol espalhadas por nossa galáxia.

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O Sol: Características Gerais

– Símbolo: ☉– Tipo: estrela anã amarela– Idade: ~4,5 bilhões de anos– Raio: 700 000 km– Massa (M☉): 1,9891·1030 kg = 99,8% Sist. Sol.– Temperatura na superfície: 5 500 ºC– Distância da Terra: 150 milhões de km = 1 UA– Distância ao centro da galáxia: 26 000 anos-luz– Rotação:

– Equador: 25 dias terrenos– Polos: 36 dias terrenos

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O Sol é 109,2 vezes maior que a Terra

O Sol: Espectro e Composição Química

A composição química do Sol pode ser determinada através de técnicas de anál ise espectral . Em 1925, Cecí l ia Payne-Gaposchkin determinou que o Sol é predominantemente composto por H (73,4 % da massa) e He (25,0 % da massa).

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Representação do espectro eletromagnético

Fóton: quantidade elementar da radiação eletromagnética → transporte de energia.

O Sol: Espectro e Composição Química

‒Os átomos e moléculas têm diferentes níveis de energia.‒As diferenças de energia entre níveis são as energias que o

átomo tem que ganhar ou perder para mudar de estado. Isto ocorre por absorção ou emissão de um fóton.

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O Sol: Espectro e Composição Química

O conjunto dos comprimentos de onda (λ) destes fótons é único para cada elemento ou molécula, e se chama espectro de linhas.

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Espectro Solar com as linhas de absorção dos componentes da sua camada exterior

Hélio (He)

‒Em grego: Ήλιος (Helios, lit. 'Sol').‒Número atômico (Z): 2‒Segundo elemento mais leve e mais abundante do universo,

depois do hidrogênio.‒Foi primeiramente detectado por Georges Rayet no espectro

do Sol durante um eclipse solar em 1868 e só mais tarde encontrado na Terra (1895).

‒Possui 9 isótopos: maioria do hélio no universo é 4He, formado durante o Big Bang. Grandes quantidades do elemento estão sendo criadas por fusão nuclear de H em estrelas.

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Isótopos estáveis do hélio

Linhas espectrais do hélio

A Energia Solar

‒Se o Sol irradia 3,8·1026 W e tem 4,5 bilhões de anos, de onde ele tira tanta energia?

‒Em 1920, Sir Arthur Eddington sugeriu que a fonte de energia do Sol poderia ser a transformação de hidrogênio em hélio por fusão nuclear, corroborando a teoria da Relatividade. Até então, a fonte de energia do Sol era inexplicável.

‒Esta reação, na qual elementos mais pesados geram mais leves, libera energia segundo a equivalência massa-energia de Einstein:

E=m·c2

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A Energia Solar

‒ Isso ocorre porque o produto da reação, 4He, tem menos massa que os reagentes (4 átomos de H). Durante seus 4,5 bilhões de anos, estima-se que o Sol tenha perdido uma quantidade de massa equivalente a Saturno.

‒Considerando que, inicialmente, 74% da massa do Sol era hidrogênio, a quantidade de energia que poderia ser gerada por fusão nuclear é:

Δm·c2 = 0,007·MHc2 = 0,007·0,74·M☉c2 = 9,3·1044 J‒O suficiente para brilhar por 75 bilhões de anos à taxa atual

(1038 transformações 4H→He por segundo).

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A Energia Solar

‒Para a fusão acontecer, os prótons têm que ser jogados com bastante velocidade uns contra os outros para superar a repulsão de Coulomb entre eles: ambientes de altas T e P, como no núcleo do Sol.

‒No Sol, a fusão nuclear ocorre por meio de um processo chamado cadeia p-p (próton-próton).

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Equilíbrio Hidrostático do Sol

‒Se a gravidade vencer, a camada se contrai

‒Se a pressão vencer, a camada se expande

‒Enquan to e s t á que imando hidrogênio, o Sol se mantém em equilíbrio. Esta fase (a atual) da e vo lu ção do So l s e chama Sequência Principal, e compõe maior parte da sua vida.

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Equilíbrio Hidrostático do Sol

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‒No decorrer dos Giga-anos (Ga ou Gyr, 109 anos), este equilíbrio é lentamente alterado.

‒Núcleo se contrai lentamente devido à transformação 4H→He, liberando energia. Metade dessa energia é irradiada para fora e a outra metade resultará na expansão do envelope.

‒Regra geral da evolução estelar: Quando o caroço de uma est re la se contra i , o envelope se expande, e vice-versa.

Equilíbrio Hidrostático do Sol

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‒Consequentemente:‒Desde a formação do Sol, o raio aumentou ~15% e aumentará

por mais ~15% nos próximos ~3,5 Gyr.‒A temperatura aumentou de ~5620 K para 5777 K: pressão

aumenta para reestabelecer equilíbrio porque gravidade tende a prevalecer com a redução de H disponível para reações nucleares.

‒A luminosidade aumentou por ~48% e aumentará por mais ~35%: elevação da temperatura faz H queimar mais rápido.

‒Estima-se que, devido ao aumento da radiação solar, vida na Terra será impossível daqui a 1 ou 2 Gyr.

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As propriedades do Sol ao longo dos bilhões de anos

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Anatomia do Sol

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‒ Núcleo‒ Zona radiativa‒ Zona convectiva‒ Fotosfera‒ Cromosfera‒ Coroa

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Anatomia do Sol

‒No núcleo acontece a queima de hidrogênio.‒Depois, os fótons passam pela zona radiativa, sendo

absorvidos e reemitidos por íons (H e He). ‒Na próxima camada, o transporte de energia acontece por

convecção: gás se esquenta do lado inferior, se expande, ascende, chega na fotosfera, se esfria emitindo fótons, se contrai e desce de novo.

‒Da fotosfera, a maioria dos fótons chegam até o espaço (uns poucos são absorvidos, o que gera as linhas de absorção no espectro solar). São estes que observamos, e a fotosfera é tida como a superfície do Sol.

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Anatomia do Sol

‒Em cima da fotosfera ainda há a atmosfera solar, consistindo da cromosfera, de uma zona de transição e da coroa solar, todas de muito baixa densidade, e só visíveis sob condições especiais, como eclipses solares.

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O Núcleo do Sol

‒O Núcleo do Sol, onde acontece a fusão nuclear, se estende até 0.3 R☉ e contém ~60 % da massa.

‒Segundo modelos, a temperatura no centro é 15·106 K, a pressão 2.3·1016 Pa, da ordem de 2 bilhões de vezes a pressão atmosférica na Terra, e a densidade 1.5·105 kg/m3 (150·ρágua).

‒Até 0.3 R☉, a temperatura cai a 7·106 K, e pressão e densidade a menos que 10 % dos seus valores centrais. Até hoje, a fração de massa em Hidrogênio no centro se reduziu de 71 % a 34 %, e a de Hélio aumentou a 64 %.

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A Zona de Radiação

‒ O Zona de Radiação se estende de 0.3 R☉ a 0.7 R☉. A temperatura cai de 7·106 K a 2·106 K e a densidade de 2·104 kg/m3 a 200 kg/m3.

‒ Nesta zona, a energia é transportada por fótons, que são absorvidos e re-emitidos constantemente pelos íons nos seus caminhos.

‒ Entre dois choques, os fótons percorrem, em média, uma distância, o livre caminho médio l. Para as densidades altas na zona de radiação, l dos fótons é da ordem de 1 cm. Assim, os fótons levam, em média, ~170 mil anos para atravessar a zona de radiação.

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A Zona de Convecção

‒ Nos últimos 30 % do caminho, o transporte de energia acontece por convecção: gás se esquenta do lado inferior desta zona, se expande, ascende, chega na fotosfera, se esfria emitindo fótons, se contrai e desce de novo.

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Anatomia do Sol

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Textura Superficial - A fotosfera parece ser composta por grânulos, topo das células de convecção que carregam o calor para fora a partir das regiões internas. O diâmetro típico de uma célula de convecção é 700 km e ela ''vive'' por 5 a 10 minutos.

Manchas solares -Fortes campos magnéticos bloqueiam o fluxo de energia para a superfície. Essas áreas de temperatura reduzida causam manchas solares, regiões que parecem mais escuras porque estão irradiando menos energia para o espaço.

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CÉLULA DE CONVECÇÃO

Anatomia do Sol

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Proeminênc ias - E lementos br i l han tes ancorados à fotosfera que se estendem para fora na coroa do Sol . Enquanto a coroa consiste em gases ionizados extremamente quentes (plasma), que não emitem muita luz vis ível , proeminências contêm plasma a temperaturas muito menores.

Alças Coronais - Estrutura básica da coroa inferior e da região de transição do Sol. Essas a l ç a s a l t ame n te e s t r u t u r ado s s ão u ma consequência d i reta do f luxo magnét ico distorcido dentro do Sol. O número de alças coronais pode ser diretamente ligado ao ciclo solar. É por esta razão que são frequentemente encontradas com manchas solares.

O Ciclo Solar

O Ciclo Solar é a atividade alta e baixa observada nas manchas solares que se repete a cada 11 anos. Grupos de manchas solares, especialmente aquelas com campos magnéticos complexos, são usualmente locais de erupção. Isto faz com que o seu ciclo seja um bom meio de marcar mudanças na atividade do Sol. Durante o máximo solar, atividade no Sol e os efeitos do clima espacial na Terra são altos.

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1996 2007

O Ciclo Solar

Diagrama de Borboleta (Butterfly Diagram) - Quando o número de manchas (cores) e sua localização (latitude) são plotados em função do tempo, os ciclos solares formam um padrão. As manchas se formam em latitudes maiores no início do ciclo e mais próximas a região equatorial durante o máximo da atividade solar.

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O Ciclo Solar

Linha do tempo de ciclos solares (400 anos) - A partir de observações iniciadas nos tempos de Galileu em 1610, foi possível construir uma linha do tempo que se estende por 400 anos. Observa-se prolongado período de mínimo solar (Mínimo de Maunder) entre 1647 e 1715, o que corresponde a ''Pequena Idade do Gelo'' na Terra. Ainda se estuda a ligação entre atividade solar e clima.

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Heliosfera

A heliosfera demarca o limite da inf luência magnét ica do Sol no espaço. O vento solar ( f luxo de partículas carregadas ejetadas da atmosfera superior do Sol) que flui em todas as direções a partir do Sol é um plasma magnético que não se mistura com o plasma magnético de outras estrelas da galáxia, formando uma espécie de escudo que protege o nosso sistema solar da maioria dos raios cósmicos galáticos.

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Observou-se que o número de partículas que entram no heliofera varia com o ciclo solar

Heliosfera

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Tempestades Solares

‒Erupções, ejeções de massa coronais, ventos e partículas s o l a r e s s e o r i g i n a m d e tempestades so lares . Toda atividade solar é impulsionada pelo campo magnético do Sol.

‒C a m p o s M a g n é t i c o s q u e c a u s a m m a n c h a s s o l a r e s também são catalisadores de tempestades.

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Tempestades Solares

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Erupções solares - Provêm da liberação de energia magnética associada às manchas so lares . Ocorrem quando quant idades consideráveis de energia de campo magnético são repentinamente convertidas em calor e luz. Podem ter energia equivalente a 10 erupções vulcânicas e durar de minutos a horas . Monitoradas em todo o espectro (fig: raios X).

Ejeção de Massa Coronal (CME) - ocorre quando as forças magnéticas superam a pressão e a gravidade na coroa solar. Isso eleva uma enorme massa de plasma solar da coroa e cria uma onda de choque que acelera algumas das partículas do vento so lar a energ ias e ve loc idades extremamente altas.Isso, gerando radiação na forma de partículas energéticas.

Clima Espacial

Enquanto o campo magnético da Terra protege a Terra dos efeitos mais nocivos do clima espacial, alguma energia pode ser transferida para a nossa magnetosfera e induzir tempestades geomagnéticas, capazes de produzir auroras espetaculares e coloridas, mas também podem ser perigosas para nossa infra-estrutura social.

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Clima Espacial

1. Oleodutos e linhas de energiaNa superfície da Terra, mudanças nesses campos podem induzir correntes elétricas corrosivas através de gasodutos e oleodutos, bem como sobrecargas em transformadores e linhas de energia.

2. Posicionamento GlobalAo interromper a comunicação com os satélites, dirupções podem ocorrer em atividades diárias, como transações eletrônicas e recepção de telefone celular. Interrupções na comunicação por GPS podem impactar, além dos sistemas de navegação dos carros, os sistemas de navegação em embarcações de pesca comercial, afetando o suprimento de alimentos.

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Uma série de erupções solares em março de 1989 produziu intensas tempestades magnéticas que deixaram milhões de pessoas sem energia em Quebec (CAN). Interrupções elétricas são comuns, mas as causadas por tempestades solares são diferentes: elas podem cobrir continentes inteiros devido a sua natureza em larga escala.

Missões Espaciais

O Sol emite luz em todas as cores, m a s c o m o o a m a r e l o é o comprimento de onda mais intenso, essa é a cor que vemos a olho nu. Quando todas as cores visíveis são somadas, chamamos isso de luz branca.Diferentes comprimentos de onda transmitem informações sobre d i f e r e n t e s c o m p o n e n t e s d a superfície e da atmosfera do Sol, de modo que os cientistas os utilizam obter um quadro completo de n o s s a e s t r e l a e m c o n s t a n t e mudança.

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Missões Espaciais

‒ Luz verde-amarela de 5500 Å (1 Å = 10-10m = 0,1 nm), por exemplo, geralmente emana de material de cerca de 5700 ºC, que representa a superfície do Sol. A luz ultravioleta de 94 Å, por outro lado, vem de átomos que estão a cerca de 6,300,000 ºC e é um bom comprimento de onda para observar as explosões solares.

‒ Examinando imagens do Sol em uma variedade de comprimentos de onda - como é feito através de telescópios como o Observatório Solar da Dinâmica (SDO) da NASA, o Observatório Solar de Relações Terrestres da NASA (STEREO) e o Observatório Solar e Heliosférico (SOHO) da ESA/NASA - os cientistas podem acompanhar como partículas e calor se movem através da atmosfera do Sol.

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Representação do espectro eletromagnético

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Missões Espaciais

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Interstellar Boundary Explorer (IBEX)

P r i m e i r a m i s s ã o a m a p e a r a heliosfera nos limites externos do nosso sistema solar, onde o vento so l a r i n te rage com o e spaço interestelar.

Solar Dynamics Observatory (SDO)

Estuda a atmosfera solar em muitos λ para entender como o campo magnét ico do So l é gerado e estruturado e como essa energia é convertida e liberada na forma de vento solar, partículas energéticas e variações na irradiação solar.

Missões Espaciais

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T h e S o l a r & H e l i o s p h e r i c Observatory (SOHO)

O Observatório Solar & Heliosférico (SOHO), lançado em 1995, captura imagens do Sol a cada 12 minutos. Possibilita a visualização de imagens do Sol ao longo de todo um ciclo solar.

STEREO

Estudar a estrutura 3D das ejeções de massa coronal e o f luxo de energia e matéria do Sol para a Terra. É uma adição à frota de satél i tes de detecção de c l ima espacial.

Referências Bibliográficas

1. N A S A . M y s t e r i e s o f t h e S u n . D i s p o n í v e l e m : <https://science.nasa.gov/heliophysics/mysteries-of-the-sun>.

2. NASA. Sun Primer : Why NASA Scientists Observe the Sun in D i f f e r e n t W a v e l e n g t h s . D i s p o n í v e l e m : <https://www.nasa.gov/mission_pages/sunearth/news/light-wavelengths.html>.

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4. U S P. S a í d a d a S e q u ê n c i a P r i n c i p a l . D i s p o n í v e l e m : <http://www.gradadm.ifsc.usp.br/dados/20131/FFI0127-1/aula-11.pdf>.

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