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Sol Uma Estrela da Via Láctea
Sol Uma Estrela da Via Láctea
Enos PicazzioIAGUSP 2008
Enos PicazzioIAGUSP 2008
Tópicos de Astronomia para Geofísicos - AGA103
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Enos Picazzio IAGUSP/2008
De onde vem a energia das estrelas?
A energia das estrelas vem da A energia das estrelas vem da fusão nuclearfusão nuclear: : áátomos de menor massa são fundidos em outros de maior massa. tomos de menor massa são fundidos em outros de maior massa.
ÉÉ a a transmutatransmutaçção nuclearão nuclear. .
ElementElementoos s ququíímicos atmicos atéé o peso do o peso do ferro são manufaturados nas estrelas.ferro são manufaturados nas estrelas.
Elementos químicos mais pesados que o ferro são formados nas explosões de
supernovas.
Elementos químicos mais pesados que o ferro são formados nas explosões de
supernovas.
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Fusão nuclear: a síntese dos elementos químicos
Fonte: Chaisson & McMillan, Astronomy Today
Enos Picazzio IAGUSP/2008
Abundância cAbundância cóósmica dos elementossmica dos elementos
Hidrogênio 1 90
Hélio 4 9
Grupo do Lítio 7-12 0,000001
Grupo do Carbono 12-20 0,2
Grupo do Silício 23-48 0,01
Grupo do Ferro 50-62 0,01
Grupo de peso médio 63-100 0,000000001
Grupo dos mais pesados mais que 100 0,000000001
Qde. de partículas no núcleo
Elementos Abundância em número (%)
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Enos Picazzio IAGUSP/2008
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Enos Picazzio IAGUSP/2008
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Classificação espectral das estrelasClassificação espectral das estrelas
temperatura linhas espectrais tipo espectral
hidrogênio
hélio
carbono hélio
cálcio
oxigênio sódio
oxigênio
ferro
óxido de titânio
ferromagnésio
Enos Picazzio IAGUSP/2008
É feita através de linhas de absorção
de elementos químicos. Estrelas mais quentes
apresentam mais linhas de elementos leves que a estrelas
mais frias.
A transição entre sub-níves atômicos causam absorção ou emissão de fótons com energias diferentes, ou
comprimentos de ondas diferentes, que rfletem as
condições físicas do meio em que foram
formados.
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O primeiro sistema de avaliação do brilho de objetos celestes foi desenvolvido pelo astronomo grego Hiparcus, no ano 120 A.C. Ele verificou que as estrelas poderiam ser classificadas de acordocom o brilho que apresentavam quando observadas a olho nú (na sua época não havia telescópios). Para fins de classificação ele dividiu as estrelas segundo uma escala numérica na qual a estrela mais brilhante visível a olho nú teria magnitude aparente -1,4 e a estrela visível mais fraca teriamagnitude aparente 6. Isto significa que podemos ver objetos celestes até a magnitude aparente 6 sem a ajuda de um telescópio, ou seja, a olho nú.
Magnitude visual ou aparente (m) é uma medida do brilho visto da Terra. Ela é expressa em termos da luminosidade do objeto, pela fórmula de Pogson:
m = C - 2,5 log ls
sendo m a magnitude aparente ou visual, ls a luminosidade (energia luminosa total por unidade de área e de tempo), e C uma constante de ajuste (fator de escala). Vê-se que quanto menor for mmaior será o brilho. A magnitude aparente do Sol é –26,7, da Lua cheia é –12,6, de Sirius é –1,46. Em condições ideias, o olho humano consegue enxergar até m=6.
Magnitude absoluta (M) é uma medida do brilho inerente do objeto. Para defini-la devemos adotar uma distância padrão, como se todos os objetos celestes estivessem à mesma distância da Terra. Essa distância é 32,6 anos-luz, (3,1×1014 km ou 10 parsecs). Ela pode ser expressa por:
M = m - 5 log (d / 10)
sendo d a distância real do objeto em parsecs, e m sua magnitude aparente. (www.on.br)
Sol m =-26,7 M =4,8 d=0,000016 AL Sirius m =-1,46 M =1,4 d=8,6 ALRigel m =-8,1 M =0,12 d=900 ALBetelgeuse m =-7,2 M =0,7 d=1500 AL
Brilho das estrelasBrilho das estrelas
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Classificação espectral das estrelasDiagrama Hertzprung-Russel
Classificação espectral das estrelasDiagrama Hertzprung-Russel
SequênciaPrincipal
aumenta temperatura de superfície (K) diminui
lum
inos
idad
e (i
nida
de s
olar
)
supergigante
gigante
anã branca
Enos Picazzio IAGUSP/2008
Estrelas grandes, massivas e quentes
Estrelas pequenas, de pouca massa e frias
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Classificação espectral das estrelasDiagrama Hertzprung-Russel
Classificação espectral das estrelasDiagrama Hertzprung-Russel
aumenta temperatura de superfície (K) diminui
lum
inos
idad
e (i
nida
de s
olar
)
Enos Picazzio IAGUSP/2008
Estrelas grandes, massivas e quentes
Estrelas pequenas, de pouca massa e frias
Magnitude absoluta
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Classificação espectral das estrelasDiagrama Hertzprung-Russel
Classificação espectral das estrelasDiagrama Hertzprung-Russel
Enos Picazzio IAGUSP/2008
Sequência principal é a faixa do diagrama de Hertzsprung-Russell onde se localiza a maior parte das estrelas. Na parte superior estão as estrelas de maior massa, mais quentes e mais azuis. Na parte inferior, ocorre o oposto, as estrelas são pequenas, frias e avermelhadas (anãs vermelhas).
Essas estrelas estão gerando luz e calor através da fusão nuclear do hidrogênio, produzindohélio. O Sol, considerado uma anã amarela, está nesta região.
Antes de entrar na sequência principal o objeto é considerado uma proto-estrela. Quando as condições físicas do núcleo forem adequadas à fusão do hidrogênio, o objeto passa a ser considerado estrela, ou seja, ele passa a produzir energia pela fusão nuclear, transformando o hidrogênio do núcleo em hélio. Aos poucos o hidrogênio do centro vai se esgotando e dando lugar a um caroço de hélio, que cresce com o tempo. Quando as condições físicas forem adequadas para a fusão do hélio, a estrela abandona a sequência principal, expande e sua temperatura superficial decai. Ela se tranforma em gigante ou supergigante.
A posição e o tempo que uma estrela permanece na sequência principal dependem criticamente de sua massa. As estrelas de maior massa, mais quente e mais azuladas, tipos O e B, consomem rapidamente seu estoque de hidrogênio e permanecem na sequência principal por pouco tempo (milhões de anos). Estrelas menos massivas, mais frias e avermelhadas, permanecem na sequência principal por centenas de bilhões de anos.
Portanto, estrelas O e B são jovens e as anãs vermelhas são antigas.
Sequência principalSequência principal éé a faixa doa faixa do diagrama de Hertzsprungdiagrama de Hertzsprung--Russell Russell onde se localiza a onde se localiza a maior parte dasmaior parte das estrelasestrelas. Na parte superior estão as estrelas de maior massa, mais quent. Na parte superior estão as estrelas de maior massa, mais quentes es e mais azuis. Na parte inferior, ocorre o oposto, as estrelas sãe mais azuis. Na parte inferior, ocorre o oposto, as estrelas são pequenas, frias e o pequenas, frias e avermelhadas (anãs vermelhas). avermelhadas (anãs vermelhas).
Essas estrelas estão gerandoEssas estrelas estão gerando luzluz e e calorcalor atravatravéés da fusão nuclear do hs da fusão nuclear do hidrogênioidrogênio, produzindo, produzindohhééliolio. O. O SolSol, considerado uma anã amarela, est, considerado uma anã amarela, estáá nesta região.nesta região.
Antes de entrar na sequência principal o objeto Antes de entrar na sequência principal o objeto éé considerado uma considerado uma protoproto--estrelaestrela. Quando as . Quando as condicondiçções fões fíísicas do nsicas do núúcleo forem adequadas cleo forem adequadas àà fusão do hidrogênio, o objeto passa a ser fusão do hidrogênio, o objeto passa a ser considerado estrela, ou seja, ele passa a produzir energia pela considerado estrela, ou seja, ele passa a produzir energia pela fusão nuclear, transformando fusão nuclear, transformando o hidrogênio do no hidrogênio do núúcleo em hcleo em héélio. Aos poucos o hidrogênio do centro vai se esgotando e lio. Aos poucos o hidrogênio do centro vai se esgotando e dando lugar a um carodando lugar a um caroçço de ho de héélio, que cresce com o tempo. Quando as condilio, que cresce com o tempo. Quando as condiçções fões fíísicas sicas forem adequadas para a fusão do hforem adequadas para a fusão do héélio, a estrela abandona a sequência principal, expande lio, a estrela abandona a sequência principal, expande e sua temperatura superficial decai. Ela se tranforma em gigantee sua temperatura superficial decai. Ela se tranforma em gigante ou supergigante.ou supergigante.
A posiA posiçção e o tempo que uma estrela permanece na sequência principal deão e o tempo que uma estrela permanece na sequência principal dependem pendem criticamente de sua massa. As estrelas de maior massa, mais quencriticamente de sua massa. As estrelas de maior massa, mais quente e mais azuladas, tipos te e mais azuladas, tipos O e B, consomem rapidamente seu estoque de hidrogênio e permanecO e B, consomem rapidamente seu estoque de hidrogênio e permanecem na sequência em na sequência principal por pouco tempo (milhões de anos). Estrelas menos masprincipal por pouco tempo (milhões de anos). Estrelas menos massivas, mais frias e sivas, mais frias e avermelhadas, permanecem na sequência principal por centenas de avermelhadas, permanecem na sequência principal por centenas de bilhões de anos.bilhões de anos.
Portanto, estrelas O e B são jovens e as anãs vermelhas são antiPortanto, estrelas O e B são jovens e as anãs vermelhas são antigas.gas.
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Colapso Disco em rotação
Formação de planetas Sistema Solar
queda
fluxo
em escala
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A gestação das estrelasA gestação das estrelas
Enos Picazzio IAGUSP/2008
Curvas de variação de luminosidade (potência) e temperatura da proto-estrela. Àmedida em que ela se contrai, sua temperatura aumenta e sua cor predominante
torna-se mais clara.
Curvas de variaCurvas de variaçção de luminosidade (potência) e temperatura da protoão de luminosidade (potência) e temperatura da proto--estrela. estrela. ÀÀmedida em que ela se contrai, sua temperatura aumenta e sua cor medida em que ela se contrai, sua temperatura aumenta e sua cor predominante predominante
tornatorna--se mais clara.se mais clara.
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Enos Picazzio IAGUSP/2008
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Enos Picazzio IAGUSP/2008
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Enos Picazzio IAGUSP/2008
A saída da Sequência Principal ocorre quando o núcleo da estrela
atinge as condições físicas necessárias para fundir hélio
(encontra-se na metade de sua vida)
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Propriedades físicas do Sol(uma estrela da Sequência Principal)
Propriedades físicas do Sol(uma estrela da Sequência Principal)
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5.800 K(~5.530 oC)
10.000 K(~9.980 oC)
acima de1.000.000 K
As várias faces do SolAs várias faces do Sol
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magnetograma
superfície
baixa atmosfera
alta atmosfera
imagem composta
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Interior solarInterior solar
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Hidrogênio
Hidrogênio Pósitron (elétron com carga elétrica positiva)
Neutrino (partícula subatômica)
Deutério
HidrogênioHélio-3
EnergiaEnergia
Hidrogênio
Hélio
Hélio-3
4H ⇒⇒⇒⇒ He + energia
Fusão nuclearFusão nuclear
NNúúcleocleo
(15.000.000(15.000.000 ooCC) ) Fusão nuclearFusão nuclear4H 4H →→ He + 2He + 2νν + energia+ energia
Interior solarInterior solar
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Zona radiativaZona radiativa
energia transportada energia transportada atravatravéés de absors de absorçção ão
e reemissãoe reemissão
Zona convectivaZona convectiva
energia transportada energia transportada por convecpor convecççãoão
Interface Interface
camada com camada com campo campo magnmagnéético tico complexocomplexo
a luz pode demoraraté 1,5 milhão de
anos para chegar àsuperfície !
a luz pode demoraraté 1,5 milhão de
anos para chegar àsuperfície !
Interior solarInterior solar
NNúúcleocleo
(15.000.000(15.000.000 ooCC) ) Fusão nuclearFusão nuclear4H 4H →→ He + 2He + 2νν + energia+ energia Enos Picazzio IAGUSP/2008
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Grânulos (topos das células convectivas)
tamanho: ~700 km, vida: 10-20 minutosveloc. de convecção: 7 km/s (25.000 km/h)
.
Grânulos (topos das células convectivas)
tamanho: ~700 km, vida: 10-20 minutosveloc. de convecção: 7 km/s (25.000 km/h)
.
Espessura ~500 kmEspessura ~500 km
Temp ~5800 KTemp ~5800 K
matéria quente aflora pelo centro da célula, esfria e precipita pelos bordos, num processo contínuo; por
isso ela é mais brilhante no centro
matéria quente aflora pelo centro da célula, esfria e precipita pelos bordos, num processo contínuo; por
isso ela é mais brilhante no centro
Fotosfera: a superfície solarFotosfera: a superfície solar
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UmbraUmbra
PenumbraPenumbraPenumbra
A mancha circula o Sol com a velocidade de rotação solar típica da latitude em que se encontra.
A A mancha circumancha circulla o Sol com a a o Sol com a velocidadevelocidade de de rotarotaççãoão solar solar ttíípica pica dada latitude latitude em queem que se se encontraencontra..
Formação da mancha
Fotosfera: a superfície solarFotosfera: a superfície solar
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As manchas são causadas por campos magnéticos localizados extremamente fortes. Jatos de gás quente e magnetizado (plasma) vindos da região convectivaproduzem campos magnéticos intensos. Quando arcos magnéticos gerados pelo fluxo de plasma afloram na fotosfera eles produzem manchas. Geralmente elas aparecem em pares, com polaridades magnéticas opostas.
Os campos magnéticos intensos das manchas inibem a mistura do plasma quente das vizinhanças para a região das manchas. Portanto, as manchas são mais frias que suas vizinhaças, por isso parecem escuras. As intensidades dos campos magnéticos nas manchas variam entre 1000 e 4000 Gauss. O campo mangético médio do Sol é da ordem de 1 Gauss; na superfície terrestre ele vale 0.5 Gauss.
O mecanismo de formação de manchas ainda não é bem conhecido, mas deve estar relacionado com a rotação diferencial do Sol. Por ser uma esfera gasosa, ele gira mais rapidamente no equador que nos pólos. Com isso, o campo magnético geral é deformado, retorcido, flutua em direção à superfície e forma a mancha.
Vários fenômenos estão associados às manchas, por conta da energia associada ao campo magnético. As manchas atuam como bases fotosféricas de arcadas magnetizadas que permeiam a atmosfera solar. Durante a ocorrência de rompimento (como um elástico que se rompe ao ser esticado) e reconexão do campo a energia associada é liberada instantaneamente, causando clarões imensos (flares) e ejeção de matéria da atmosfera (Ejeção de Massa Coronal).
Quantidade, tamanho e posição de manchas variam ciclicamente num período de 11 anos.
Fotosfera: a superfície solarFotosfera: a superfície solar
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Espessura: ~1500 a 2500 km; Temperatura: 5.000 a 25.000K
Cromosfera: a baixa atmosferaCromosfera: a baixa atmosfera
luz emitida pelo hidrogênio ionizado (Ha)luz emitida pelo hidrogênio ionizado (Ha) luz emitida pelo cálcio ionizado (CaII K)luz emitida pelo cluz emitida pelo cáálcio ionizado (CaII K)lcio ionizado (CaII K)
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Ela é vista em várias linhas de emissão: hidrogênio (Ha=656,3nm, Hb=486,13nm, Hg=434,05nm, Hd=410,18nm); hélio (D3=587,56nm); ferro (404,6nm); magnésio(518,4nm); cálcio (H=396,85nm, K=393,37nm).
Durante um eclipse total do Sol, ela pode ser vista a olho nu pouco antes e logo depois da totalidade, em tonalidade avermelhada. Seu nome deriva do grego: chrooma (cor) sphairos (esfera), esfera colorida.
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Praias
Regiões mais ativas e mais quentes, por isso
brilham mais.
Elas estão acima das fáculas (regiões ativas
que circundam as manchas fotosféricas).
PraiasPraias
Regiões mais ativas e Regiões mais ativas e mais quentes, por isso mais quentes, por isso
brilham mais. brilham mais.
Elas estão acima das Elas estão acima das ffááculasculas (regiões ativas (regiões ativas
que circundam as que circundam as manchas fotosfmanchas fotosfééricas).ricas).
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Cromosfera: a baixa atmosferaCromosfera: a baixa atmosfera
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supergranulasupergranulaççãoão
tamanhotamanho: ~ 30000 km; : ~ 30000 km; vidavida: 40: 40--50 h50 h
Possui um padrão celular semelhante ao fotosférico, mas as dimensões e o tempo de vida das células cromosféricas são bem maiores.
Possui um padrão celular semelhante ao fotosfPossui um padrão celular semelhante ao fotosféérico, mas as rico, mas as dimensões e o tempo de vida das cdimensões e o tempo de vida das céélulas cromosflulas cromosfééricas são ricas são bem maiores.bem maiores.
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Cromosfera: a baixa atmosferaCromosfera: a baixa atmosfera
Imagem Doppler Vermelho: matéria descendente
Azul: matéria ascedente
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estruturas cilíndricas (500 x 7000 km) que contornam as células.
Por eles circulam matéria cromosférica.
estruturas cilestruturas cilííndricas ndricas (500 x 7000 km) que (500 x 7000 km) que contornam as ccontornam as céélulas. lulas.
Por eles circulam Por eles circulam matmatééria cromosfria cromosféérica.rica.
EspEspíículosculos
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Cromosfera: a baixa atmosferaCromosfera: a baixa atmosfera
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Protuberâncias
arcadas magnéticas vistas no limbo, por elas circulam o
plasma cromosférico
FilamentosFilamentos: topos de arcadas vistos contra o disco solar, : topos de arcadas vistos contra o disco solar, são mais frios e brilham menossão mais frios e brilham menos
polaridades magnpolaridades magnééticas ticas opostasopostas
vista de cimavista de lado
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Cromosfera: a baixa atmosferaCromosfera: a baixa atmosfera
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Protuberância Quiescente – erupção mais estável, podendo durar semanas ou meses.
Cromosfera: a baixa atmosferaCromosfera: a baixa atmosfera
Protuberância Ativa – erupção repentina, usualmente desaparece em minutos ou horas
Tipos:
Protuberânciase Terra,
na mesma escala.
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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.
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Cromosfera: a baixa atmosferaCromosfera: a baixa atmosfera
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É formada da luz fotosférica espalhadapor elétrons.
A olho nú ela é visível apenas durante um eclipse total. Seu brillho equivale ao da Lua Cheia
Como os elétrons
interagem com o
campo magnético,
a configuração da
coroa é a do campo
magnético global, que
muda em conformidade
com o ciclo de atividade
solar. O Sol não se comporta como uma fonte
estabilizada de energia, ele varia ciclicamente
entre um máximo e um mínimo.
protuberânciaprotuberância
Coroa na luz brancaCoroa na luz branca
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Fe IX (171 Å) Fe XII (195 Å)
Fe XV (284 Å) He II (304 Å)
Fe I é estado fundamentalFe XV significa que perdeu 14 elétrons
A A temperatura elevada da temperatura elevada da
coroa excita os coroa excita os áátomostomos dos dos
elementos quelementos quíímicos micos
presentespresentes, , que passamque passam a a
emitir luz em comprimentosemitir luz em comprimentos
de de onda caracteronda caracteríísticossticos do do
nníívelvel de de excitaexcitaççãoão..
O O brilho aumentabrilho aumenta com a com a
temperaturatemperatura local.local.
EEstas são apenas stas são apenas
algualgumamas s dadas s ininúúmeras meras
coroascoroas de emissão.de emissão.
Coroas em linhas de emissãoCoroas em linhas de emissão
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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 XCoroa em raio X
Buracos coronais, regiões de campo magnético aberto; plasma flui para o
espaço interplanetário
Buracos coronaisBuracos coronais, , regiõesregiões de campo de campo magnmagnéético abertotico aberto; plasma ; plasma flui paraflui para o o
espaespaçço interplaneto interplanetááriorio
RegiõesRegiões de campo de campo magnmagnéético fechadotico fechado, ,
por ondepor onde o plasma o plasma quente circulaquente circula
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Arcos coronaisArcos coronais
Uma visão detalhada revela uma configuraçãocomplexa e diversificada, e mostra que eles são formados por inúmeros arcos mais finos.
Uma visão detalhada revela uma configuraçãocomplexa e diversificada, e mostra que eles são formados por inúmeros arcos mais finos.
(uma configuração instantânea)(uma configuração instantânea)
Processo completo Enos Picazzio IAGUSP/2008
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FluxoFluxo de de prpróótonstons (~96%), (~96%), nnúúcleoscleos de de hhééliolio (~4%) e (~4%) e resquresquíícioscios de de nnúúcleoscleos de de elementos mais pesados elementos mais pesados provenienteproveniente do Sol.do Sol.
As As partpartíículas eletricamente carregadas culas eletricamente carregadas dda a magnetosferamagnetosfera interagem com o vento interagem com o vento solar,solar, escoam em direescoam em direççãoão dos dos ppóóloslos, , chocamchocam--se com a se com a atmosferaatmosfera e e excitamexcitam o o ggáás atmosfs atmosfééricorico. A . A retornar ao estadoretornar ao estadonormal o normal o ggáás emite luz produzindos emite luz produzindo as as auroras auroras polarespolares..
O Vento SolarO Vento Solar
Enos Picazzio IAGUSP/2008
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O vento solar é composto de elétrons e prótons, em quantidades aproximadamente iguais, além de íons de elementos mais pesados. Essa matéria escapa do Sol a velocidades de 400 km/s, na razão de 1 milhão de toneladas por segundo. Admitindo que o Sol tenha cerca de 4,6 bilhões de anos, nesse tempo ele teria perdido menos que 10-4 % de sua massa por esse mecanismo.
O vento solar pode ser visto com uma extensão da alta atmosfera solar (coroa) no espaço interplanetário. A fonte do vento solar é a coroa aquecida. Sua temperatura é tão elevada que a gravidade solar não pode contê-la. Embora saibamos porque isso ocorre, ainda desconhecemos detalhes sobre como e onde os gases coronais são acelerados a essas velocidades. Essa questão está relacionada ao aquecimento da coroa.
O Vento SolarO Vento Solar
Primariamente, ele escapa pelos buracos coronais, encontrados com maior frequência nas regiões polares do Sol. No plano equatorial, as linhas de campo magnético tandem a se fechar formando arcadas (loops) magnéticas, principalmente nas épocas de baixa atividade. Essas arcadas magnéticas aprisionam o plasma (quente) coronal acentuando emissões em raios-X, mas suprimindo contribuições ao vento solar.
Linhas do campo coronal correspondem
aproximadamente às fronteiras entre regiões de
cores diferentes. Nas regiões equatoriais as linhas
traçadas pelas fornteiras coloridas tendem a
formar loops fechados, indicando aprisionamento
do plasma coronal.
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Ejeção de Massa Coronal (EMC)Ejeção de Massa Coronal (EMC)
EMC são explosões violentas (catastrEMC são explosões violentas (catastróóficas) que ocorrem na coroa solar e expelem grande ficas) que ocorrem na coroa solar e expelem grande quantidade de matquantidade de matééria coronal. Acreditaria coronal. Acredita--se que elas decorram da energia liberada no se que elas decorram da energia liberada no rompimento dos elmos magnrompimento dos elmos magnééticos coronais. ticos coronais. O choque dessa matO choque dessa matééria coronal com a ria coronal com a magnetosfera terrestre causa tempestades magnmagnetosfera terrestre causa tempestades magnééticas enormes que perturbam a ticas enormes que perturbam a comunicacomunicaçção, alteram ão, alteram óórbitas de satrbitas de satéélites e podem induzir de correntes ellites e podem induzir de correntes eléétricas na rede e tricas na rede e causar apagões. causar apagões.
High Altitude Observatory
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elmo magnético
Rompimento de um elmo magnético por reconexão de campo com polaridade oposta. As linhas de campo se rearrajam, a energia éliberada instantaneamente e a matéria é ejetada com violência.
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Duas imagens do satélite SoHO: a da direita foi tomada durante uma tempestade solar. A aparente má qualidade da imagem é na realidade o resultado das partículas do vento solaratingindo o detector do instrumento.
Duas imagensDuas imagens do do satsatéélite SoHOlite SoHO: : a a da direita foi tomada da direita foi tomada
durante uma tempestadedurante uma tempestade solar. A solar. A aparente maparente máá qualidade da qualidade da
imagemimagem éé na realidadena realidade o o resultadoresultado das das partpartíículasculas do do ventovento solarsolar
atingindoatingindo o detector do o detector do instrumentoinstrumento..Enos Picazzio IAGUSP/2008
Ejeção de Massa Coronal (EMC)Ejeção de Massa Coronal (EMC)
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O Sol têm 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.
O Sol têm 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.
A área relativa das zonas ativas aumenta com a atividade
A área relativa das zonas ativas aumenta com a atividade
Atividade SolarAtividade Solar
Enos Picazzio IAGUSP/2008
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Aparência da coroa e o ciclo das manchasAparência da coroa e o ciclo das manchas
No mínimo solar
No máximo solar 11/08/99
24/10/95
Enos Picazzio IAGUSP/2008
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Durante esse período o Sol esteve em atividade mínima, praticamente sem manchas.
Durante esse perDurante esse perííodoodo o Sol o Sol esteve em atividade mesteve em atividade míínimanima, , praticamente sem manchaspraticamente sem manchas..
Pequena Glaciação
O clima da Terra foi fortemente afetado por esse fenômeno.
O clima da Terra foi fortemente afetado por esse fenômeno.
MinimoMinimo de Maunderde Maunder
Atividade SolarAtividade Solar
Grupo de manchasNo. de manchas de WolfAuroras
Ano D.C.
Estudo recente associa morte coletiva de baleias com atividade solar
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Instabilidades magnéticas liberam violentamente quantidades enormesde energia causando erupções de brilho.
Essas erupções podem liberar mais energia que as grandes protuberâncias .
Observações em raios 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.
Instabilidades magnInstabilidades magnééticas liberam ticas liberam violentamente quantidades enormesviolentamente quantidades enormesde de energia causando erupenergia causando erupççõesões de de brilhobrilho. .
Essas erupEssas erupçções podem liberar mais ões podem liberar mais energia queenergia que as as grandes grandes protuberânciasprotuberâncias ..
ObservaObservaçções em raiosões em raios X e X e ultravioleta mostram queultravioleta mostram que as as ááreas reas mais compactasmais compactas, , localizadas nas localizadas nas regiões centraisregiões centrais dos dos ““flaresflares””, , podem podem atingir temperaturas da ordematingir temperaturas da ordem de de 100.000.000 K.100.000.000 K.
A A violência desses eventos ejeta violência desses eventos ejeta partpartíículasculas com com tanta energia quetanta energia que o o campo campo magnmagnééticotico local local éé incapazincapaz de de contêcontê--laslas. . Essa matEssa matééria ria éé lanlanççada ada ao espaao espaççoo com com muita violênciamuita violência.. Esses eventos ocorrem entre a alta
cromosfera e baixa coroa.Esses eventos ocorrem entre a alta
cromosfera e baixa coroa.
Clarão (Flare)Clarão (Flare)
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4H →→→→ He + energia
Camada fundindoH
Caroço de He
Envelope de H
Fusão nuclear na Sequência PrincipalFusão nuclear na Sequência Principal
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Camada fundindoH
Envelope de H
Camada fundindo
He
Caroço de carbono
Hélio-4
Hélio-4
Hélio-4
Carbono-12
Energia
Fusão nuclear fora da Sequência Principalo ciclo da morte
Fusão nuclear fora da Sequência Principalo ciclo da morte
Enos Picazzio IAGUSP/2008
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Fonte de energia Temperatura(milhões K)
Fusão do hidrogênio 15
Fusão do hélio 170
Fusão do carbono 700
Fusão do neônio 1.400
Fusão do oxigênio 1.900
Fusão do silício 3.300
Fusão nuclear fora da Sequência Principalo ciclo da morte
Fusão nuclear fora da Sequência Principalo ciclo da morte
Estrelas massivas
Enos Picazzio IAGUSP/2008
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Densidade na Gigante VermelhaGigante Vermelha:
núcleo: ~100 kg/cc (Sol ~ 150 g/cc)
superfície: ~ 10-6 g/cc
Gravidadepara dentro
Pressão para fora
A morte do SolA morte do Sol
Enos Picazzio IAGUSP/2008
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Quando uma anã branca esfria, os
átomos de carbono cristalizam num
diamante.
Um diamante de 300.000 massas
terrestres.
uma estrela com a massa do Sol e tamanho da Terra
A Anã BrancaA Anã Branca
Enos Picazzio IAGUSP/2008
Sirius A
Sirius B
Estrutura de uma anã branca típica
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• Estrela remanescente: fica com ~ 50% da massa inicial →→→→ contrai muito; pode atingir ~ 10.000 km →→→→ cor branca e temperatura superficial elevada →→→→brilho provém da energia armazenada →→→→ tornou-se uma anã branca.
• À medida que a energia vai se esvaindo estrela vai definhando: temperatura vai caindo →→→→ vai ficando amarelada →→→→ depois avermelhada →→→→ até se tornar uma anã negra (objeto com praticamente o tamanho da Terra e muito denso)
• Massa de uma anã branca jamais ultrapassa 1,4 massas solares
• Estrela remanescente: fica com ~ 50% da massa inicial →→→→ contrai muito; pode atingir ~ 10.000 km →→→→ cor branca e temperatura superficial elevada →→→→brilho provém da energia armazenada →→→→ tornou-se uma anã branca.
• À medida que a energia vai se esvaindo estrela vai definhando: temperatura vai caindo →→→→ vai ficando amarelada →→→→ depois avermelhada →→→→ até se tornar uma anã negra (objeto com praticamente o tamanho da Terra e muito denso)
• Massa de uma anã branca jamais ultrapassa 1,4 massas solares
• Durante a fase final de vida a estrela sofrerápulsações radiais crescentes, contraindo-se e expandindo-se periodicamente, podendo perder as camadas mais externas por ejeção, criando assim uma nebulosa planetária.
• Nebulosa expande-se a 20-30 km/s →→→→ torna-se gradativamente mais rarefeita e fria →→→→ dispersa-se pelo espaço interestelar →→→→ enriquece o espaço com elementos sintetizados
• Durante a fase final de vida a estrela sofrerápulsações radiais crescentes, contraindo-se e expandindo-se periodicamente, podendo perder as camadas mais externas por ejeção, criando assim uma nebulosa planetária.
• Nebulosa expande-se a 20-30 km/s →→→→ torna-se gradativamente mais rarefeita e fria →→→→ dispersa-se pelo espaço interestelar →→→→ enriquece o espaço com elementos sintetizados
Nebulosa do Esquimó
As Nebulosas Planetárias
Enos Picazzio IAGUSP/2008
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Nebulosas Planetárias
As Nebulosas Planetárias
Enos Picazzio IAGUSP/2008
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• Nascimento: caminham mais rapidamente para a Seqüência Principal
• Sequência Principal: abandonam mais cedo
• Evolução: mais rápida
• Longevidade: morrem mais depressa, de forma catastrófica
Evolução de Estrelas Massivas
Enos Picazzio IAGUSP/2008
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Fusão nuclear fora da Sequência Principalo ciclo da morte
Fusão nuclear fora da Sequência Principalo ciclo da morte
A partir de então não há mais fusão atômica no núcleo.
Razão: até o Fe a fusão nuclear é exotérmica (produz energia). Acima do Fe as reações são endotérmicas (consomem energia).
Enos Picazzio IAGUSP/2008
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Fonte de energia Temperatura (milhões K) Tempo para exaustão
Fusão do hidrogênio (1H) 15 10 milhões anos
Fusão do hélio (4He) 170 1 milhão anos
Fusão do carbono (12C) 700 1.000 anos
Fusão do neônio (20Ne) 1.400 3 anos
Fusão do oxigênio (16o) 1.900 1 ano
Fusão do silício (28Si 3.300 1 dia
Núcleo de 26Fe forma-se em menos de 1 dia
•Após a fusão do hélio estas estrelas promovem a fusão dos elementos mais pesados, na ordem crescente de massa atômica, isto é: 12C, 16O, 20Ne, 24Mg e 28Si, este produzindo o 56Fe.
• Até o Fe a fusão nuclear é exotérmica (produz energia). Acima do Fe as reações são endotérmicas (consomem energia).
Chaisson & McMillan, Astronomy Today
Evolução de Estrelas Massivas
Enos Picazzio IAGUSP/2008
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• Núcleo de ferro: fusão do Fe não fornece energia:
• Núcleo é tão compacto que não se pode extrair energia através da fusão como nos elementos de menor massa
• Ele age como “extintor nuclear
• A estrela perde sustentação, embora a temperatura do seu núcleo atinja alguns bilhões K
• Instala-se a implosão estelar
Colapso do núcleoEvolução de Estrelas Massivas
Enos Picazzio IAGUSP/2008
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Prótons e elétrons são “esmagados”(1012kg/m3):
p + e →→→→ n + neutrino
Prótons e elétrons são “esmagados”(1012kg/m3):
p + e →→→→ n + neutrino
temperatura atinge 10 bilhões K
temperatura atinge 10 bilhões K
[lei de Wien] fotons têm energia suficiente para quebrar núcleo do Fe em elementos mais leves, até restarem prótons e elétrons;
[lei de Wien] fotons têm energia suficiente para quebrar núcleo do Fe em elementos mais leves, até restarem prótons e elétrons;
em menos de 1 s gera-se mais energia que toda a vida da estrela
em menos de 1 s gera-se mais energia que toda a vida da estrela
ao contrário da fusão, a fotodesintegraçãoconsome energia;
ao contrário da fusão, a fotodesintegraçãoconsome energia;
parte central da estrela esfriaparte central da estrela esfria implosão é aceleradaimplosão é acelerada
restam só partículas elementares: elétrons,
prótons, nêutrons e fótons
restam só partículas elementares: elétrons,
prótons, nêutrons e fótons
Neutrino escapa instantaneamente
carregando energia
Neutrino escapa instantaneamente
carregando energia
Resfriamento acelera colapso: nêutrons são
comprimidos uns contra os outros (1015kg/m3)
(Fobos em 1 cc)
Resfriamento acelera colapso: nêutrons são
comprimidos uns contra os outros (1015kg/m3)
(Fobos em 1 cc)
Pressão de nêutrons é degenerada
(1017-1018 kg/m3)(Deimos em 1 cc)
Pressão de nêutrons é degenerada
(1017-1018 kg/m3)(Deimos em 1 cc)
Expansão súbita e desintegração da estrela:
supernovaExpansão sExpansão súúbita e desintegrabita e desintegraçção da estrela:ão da estrela:
supernovasupernova
Evolução de Estrelas MassivasColapso do núcleo
Enos Picazzio IAGUSP/2008
-
Chaisson & McMillan, Astronomy Today
Supernovas
Enos Picazzio IAGUSP/2008
-
Chaisson & McMillan, Astronomy Today
Por terem comportamento típicos e serem muito brilhantes as supernovas são utilizadas como indicadores de distância.
Por terem comportamento típicos e serem muito brilhantes as supernovas são utilizadas como indicadores de distância.
Supernovas
Enos Picazzio IAGUSP/2008
-
Nebulosa do Caranguejo
Tamanho: 2 pc. Idade: jovem. Em 1054 astrônomos chineses
observaram a explosão. O brilho excedia o de Vênus,
era visível durante o dia
Tamanho: 2 pc. Idade: jovem. Em 1054 astrônomos chineses
observaram a explosão. O brilho excedia o de Vênus,
era visível durante o dia
Resquícios de Supernovas
Enos Picazzio IAGUSP/2008
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“Loop” em Cisne W89
Cassiopéia A Nebulosa de Kepler
Resquícios de Supernovas
Enos Picazzio IAGUSP/2008
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Novas
Estrelas que parecem surgir repentinamente, daí o nome.
Enos Picazzio IAGUSP/2008
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• Estrela extremamente pequena e massiva, que restou da explosão;Raio = 20 km; Densidade ~ 1018 kg/m3 (1 bilhão de vezes mais densa que uma anã branca) Sólida; Pessoa de 70 kg pesaria 1 milhão de ton. na superfície• Rotação extremamente elevada: fração de segundo / volta• Campo magnético intenso (decorrente da concentração da matéria)• São estrelas pulsantes
PartPartíículas culas eletricamente eletricamente carregadas são carregadas são aceleradas pelo aceleradas pelo magnetismo e magnetismo e fluem ao longo fluem ao longo das linhas de das linhas de
campo campo magnmagnéético. Esse tico. Esse feixe direcionado feixe direcionado gira rapidamente gira rapidamente e se parece com e se parece com
uma fonte uma fonte pulsante pulsante
(como um farol (como um farol giratgiratóório).rio).Ch
aiss
on &
McM
illa
n, A
stro
nom
y T
oday
Estrelas de Nêutrons
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Massa restante da estrela, em massas solares:
• até 1,4 – torna-se uma estrela anã branca
• de 1,4 a 3 – torna-se uma estrela de nêutrons
• acima de 3 – colapso contínuo inevitável formando um buraco negro
Colapso rumo ao Buraco Negro
Enos Picazzio IAGUSP/2008
anã branca típica
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Massa restante da estrela, em massas solares:
• até 1,4 – torna-se uma estrela anã branca
• de 1,4 a 3 – torna-se uma estrela de nêutrons
Por que buraco?
• acima de 3 – colapso contínuo inevitável formando um buraco negro
Colapso rumo ao Buraco Negro
Enos Picazzio IAGUSP/2008
anã branca típica
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Massa restante da estrela, em massas solares:
• até 1,4 – torna-se uma estrela anã branca
• de 1,4 a 3 – torna-se uma estrela de nêutrons
Por que negro?
• acima de 3 – colapso contínuo inevitável formando um buraco negro
Colapso rumo ao Buraco Negro
Enos Picazzio IAGUSP/2008
anã branca típica
Velocidade de escape:
G=cte gravit. M=massa; d=dist.
Se o diâmetro da Terra = 1 cm ,
Ve = 300.000 km/s (velocidade da luz)
d
GM2Ve =
-
Se a fonte estiver distante, a maior parte
da luz escapa
Quanto mais próxima a fonte, maior quantidade
de luz é aprisionada
A 1,5 raio de Schwarzschild fótons podem
circular o buraco negro, criando a esfera de fótons
Se a fonte atingir o horizonte de
eventos, toda luz retorna ao
buraco negro
Chaisson & McMillan, Astronomy Today
Buraco Negro
Enos Picazzio IAGUSP/2008
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Buracos negros SÃO devoradores cósmicos,
mas NÃO ralos cósmicos
Matéria caindo num buraco negro é submetida a enorme maré, esticada verticalmentee comprimida horizontalmente.
Matéria é destruída, aquecida a temperaturas elevadas e emite radiação.
Chaisson &
McM
illan, Astronom
y Today
Buraco Negro
Enos Picazzio IAGUSP/2008
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Através da luz emitida
pela matéria em queda
O campo é distorcido pela gravidade do buraco negro e pelas partículas que caem no astro. Essa espiral
magnética funciona como um "motor a jato",
acelerando e focalizando as partículas que acabam emitidas, sob a forma de
plasma, a 99% da velocidade da luz
Como localizar um Buraco Negro?
Enos Picazzio IAGUSP/2008
Duas galáxias separadas por ~20 mil anos-luz fazem parte de um sistema conhecido como 3C321. Uma delas lança um jato.
Ilustração
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Através do desvio da luz provocado
por concentração de massa
(lente gravitacional)
Como localizar um Buraco Negro?
Enos Picazzio IAGUSP/2008
Ilustração do que ocorreria com um buraco negro
Desvio da luz de uma fonte distante por um objeto massivo.
Trajeto em cor laranja (o que vemos): mostra o caminho da luz proveniente da posição aparente da fonte.
Trajeto em cor branca (o que é): mostra o caminho da luz proveniente da posição verdadeira fonte.
fonte distanteobjeto
massivo
Cruz de Einstein
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Evolução Estelar: um resumo
Enos Picazzio IAGUSP/2008
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Enos Picazzio IAGUSP/2008