Sol

Baseado nas notas de aula do Prof. Enos Picazzio

AGA210 –1º semestre/2018

Composição Fonte de energia Estrutura e Helio-sismologia Atividade: manchas e flares Ciclo solar

Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira

IAG/USP

www.astro.iag.usp.br/~aga210

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/cm3 (quase como a da água). central: 160 g/cm3 (para comparação, a densidade do ouro é 19 g/cm3). superfície: 1 bilionésimo g/cm3.

De que é formado o Sol? (e as estrelas em geral) Átomos: elemento básico da matéria tabela periódica dos átomos. Hidrogênio: o mais simples (um próton + um elétron) e o mais leve. Urânio: o átomo mais pesado que foi descoberto primeiro na natureza. Oganesson: o átomo mais complexo conhecido (fabricado em laboratório em 2002).

•  Moléculas: agrupamento de 2 ou mais átomos. –  Na superfície do Sol, há algumas poucas moléculas como OH e CO.

•  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.

De que é formado o Sol? (e as estrelas em geral)

•  A matéria se encontra em 4 estados na natureza: –  Sólidos: átomos em uma rede espacial bem definida. –  Líquidos: sem forma fixa e quase incompressível. Extremamente raro no Universo. –  Gases: formado por átomos e/ou moléculas, sem forma fixa, pode ser

comprimido. –  Plasmas: átomos ionizados (elétrons não estão presos aos núcleos).

•  Esta é a forma mais abundante da matéria no Universo. Estrelas são bolas de plasma.

Enos Picazzio

Produção de energia em estrelas como o Sol

Enos Picazzio

[e para mais uns 6 bilhões de anos]

Enos Picazzio

[e para mais uns 5 bilhões de anos]

40 bilhões de milhões de toneladas de TNT por segundo (como bilhões de bombas de hidrogênio por segundo)

Estrutura do Sol

•  A estrutura interna do Sol é obtida por modelagem matemática e heliosismologia. •  Hipótese: estrutura em equilíbrio, sem expansão ou contração. •  Dimensões : núcleo 0,2 do raio solar, zona radiativa 0,5 e zona convectiva 0,3.

Núcleo Zona radiativa

Zona convectiva

Fotosfera (superfície do Sol)

Cromosfera

Zona de transição

Coroa solar

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

Hélio-sismologia

Enos Picazzio

Oscilacões superpostas (modelo bem exagerado)

Hélio-sismologia: heliomoto

Enos Picazzio IAGUSP

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.

Zona convectiva energia transportada

por convecção

Zona radiativa energia transportada através de absorção

e reemissão

Interior solar

Enos Picazzio IAGUSP/2008

Núcleo (15.000.000 K) Fusão nuclear 4H => He + partículas sub-atômicas + energia

Zona radiativa energia transportada através de absorção

e reemissão

Zona convectiva energia transportada

por convecção

Interface camada complexa, responsável pela geração do campo magnético solar. a luz pode demorar

até 1,5 milhão de anos para chegar à

superfície !

Interior solar

Enos Picazzio IAGUSP/2006

Núcleo (15.000.000 K) Fusão nuclear 4H => He + partículas sub-atômicas + energia

Parte externa do Sol •  As partes externas do Sol, da fotosfera em diante,

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.

Propriedades de cada componente da estrutura do Sol

(g/cm3)

15.000.000

•  Densidade sempre diminui com a distância ao centro aumenta.

•  A temperatura diminui inicialmente, mas aumenta a partir da cromosfera: Efeito do campo magnético do Sol.

Grânulos (topos das

células convectivas) tamanho: ~700 km,

vida: 10-20 minutos velocidade de convecção:

7 km/s (25.000 km/h)

Espessura ~500 km Temp ~5800 K

Manchas solares: Regiões escuras associadas a

fortes campos magnéticos.

Fotosfera: a superfície solar

Enos Picazzio IAGUSP/2006

mancha solar

Do grego: esfera de luz.

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.

A mancha circula o Sol com a velocidade de rotação solar típica da latitude em que se encontra.

Estrutura da mancha

Fotosfera: a superfície solar

supergranulação

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.

Cromosfera: a baixa atmosfera

Enos Picazzio

Espessura: ~1500 km Temperatura: 5.000 a 25.000K

luz emitida pelo H em 6563Å

Do grego: esfera colorida

Praias : regiões mais quentes, por isto mais brilhantes.

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

polaridades magnéticas opostas

Cromosfera: a baixa atmosfera

Enos Picazzio IAGUSP

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.

Clarão (Flare)

Enos Picazzio

Reconexão magnética

Observações em ra ios 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.

Clarão (Flare)

Enos Picazzio

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.

Clarão (Flare)

Enos Picazzio

Protuber ância

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.

Coroa: a alta atmosfera

Créditos: Greenville County School

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.

Como os elétrons interagem com o campo magnético, a configuração da coroa é a do campo magnético global.

É a luz fotosférica espalhada apenas pelos elétrons.

protuberância

Estas regiões giram com a rotação típica da latitude solar em que se encontram. As temperaturas locais podem ultrapassar 2.000.000 K.

Coroa em raio X

Enos Picazzio IAGUSP

Buracos coronais, regiões de campo magnético aberto; plasma flui para o

espaço interplanetário

Regiões de campo magnético fechado, por onde o plasma quente circula

Arcos coronais

Uma visão detalhada revela uma configuração complexa e diversificada, e mostra que eles são formados por inúmeros arcos mais finos.

(uma configuração instantânea)

Caberiam 30 Terras no meio do arco

Imagem: Transition Region and Coronal Explorer (TRACE)/NASA 1999

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).

Vento solar: Auroras Boreal e Austral

Cre

dit:

NA

SA

O vento solar produz a reconexão magnética do campo terrestre, que acelera partículas do vento solar ao longo das linhas do campo magnético. As partículas eletricamente carregadas da magnetosfera 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.

Fluxo de prótons (~96%), núcleos de hélio (~4%) e traços de núcleos de elementos mais pesados proveniente do Sol.

Crédito:NASA Scientific Visualization Studio

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

Enos Picazzio IAGUSP

0.2

0.4

0.6

0.8

1

1.2

1.4

0 10 20 30 40 50 60

Núm

ero

de m

anch

as s

olar

es

Intervalo de tempo em anos

Direção docampomagnéticodo Sol

ciclo solar(manchas)

ciclo magnético

N

N

N

N

N

A área relativa das zonas ativas aumenta com a atividade.

Descoberto em 1844 por Heinrich Schwabe.

Aparência da coroa e o ciclo das manchas

Enos Picazzio IAGUSP/2006

No mínimo solar

24/10/95 11/08/99

No máximo solar

Dipolo magnético

Aparência da coroa e o ciclo das manchas

No mínimo solar

No máximo solar

Observação em raios-X

Ciclo das manchas

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.

Dados: WDC-SILSO, Royal Observatory of Belgium, Bruxelas

0

50

100

150

200

250

300

350

1760 1800 1840 1880 1920 1960 2000

Núm

ero

de m

anch

as

Ano

Número de manchas solares por mêshttp://www.sidc.be/silso/datafiles

Próximo mínimo por volta de 2020.

Mínimo de Maunder: Durante esse período o Sol esteve em atividade mínima, praticamente sem manchas.

Pequena Glaciação: ~1650

O clima da Terra pode ter sido afetado por esse fenômeno.

Mínimo de Maunder: Durante eesse período o Sol esteveAtividade Solar

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Grupo de manchas No. de manchas de Wolf Auroras

Ano d.C.

Aert van der Neer (1648)

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/

CRÉDITOS, REFERÊNCIAS E SUGESTÕES

Enos Picazzio IAGUSP/2006

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/

CRÉDITOS, REFERÊNCIAS E SUGESTÕES

Enos Picazzio IAGUSP/2006