o sistema solar: sol · os outros elementos correspondem somente a 1,6% da massa! hoje sabemos que...
TRANSCRIPT
O Sistema Solar:
SolLaura Niehues D. Justina
• astronomiaufabc.wordpress.com
• Maio/2018
Maio/2018
http://www.astro.iag.usp.br/~gastao/PlanetasEstrelas/
A Escala de Tamanho
http://www.astro.iag.usp.br/~gastao/PlanetasEstrelas/
A Escala de Tamanho
O Sol no ótico (luz branca)
Estrutura do Sol e
Propriedades Gerais
Distância da Terra: 1 Unidade Astronômica
(aprox. 150 milhões de km ou 8,3 minutos-
luz)
Raio: 700.000km (109,3 raios terrestres)
Temperatura superficial: 5780K ou 5507°CPeríodo de rotação (medido pelo movimento das manchas
solares vistas pela Terra):
• no equador = 26,8 d
• perto dos polos = 31,8 d
Massa: 1,9891 x 1030 kg (99,85% da massa total do Sistema
Solar)
Mas afinal, o que é o Sol?
Uma imagem ultravioleta do sol em
todo o disco tirada pela SDO em 30 de
março de 2010. Cores falsas traçam
diferentes temperaturas do gás. Os
vermelhos são relativamente frios
(cerca de 60.000 Kelvin ou 108.000
Fahrenheit); azuis e verdes são mais
quentes (mais de 1 milhão de Kelvin ou
1,8 milhão de Fahrenheit).
Um sol brilhante, uma porção da Estação Espacial
Internacional e o horizonte da Terra são exibidos nessa
imagem fotografada durante a quarta sessão de atividade
extraveicular (EVA) da missão STS-134. 27 de maio de 2011.
• O Sol é uma bola de gás quente em
equilíbrio hidrostático que realiza
fusão nuclear (slide 11) no seu
interior. É a estrela central do
Sistema Solar.
• Apesar de parecer tão grande e
brilhante (seu brilho aparente é
200 bilhões de vezes maior do que o
de Sirius, a estrela mais brilhante
do céu noturno), na verdade o Sol é
uma estrela bastante comum.
• O Sol tem cerca de 4,6 bilhões de anos e orbita o centro da Via Láctea a
uma velocidade de aproximadamente 2,20×105 m/s e um período orbital
de (2,25–2,50) × 108 anos (um ano galáctico).
Espectro Solar E Composição Geral
Ao começarmos a estudar os elementos que compõem nossa estrela,
surge uma pergunta: como sabemos quais são eles? Análise espectral.
• A Espectroscopia Eletromagnética é a técnica responsável por
determinar a abundância de elementos a partir de uma amostra
de radiação eletromagnética emitida.
Espectro Solar E Composição Geral
O espectro de absorção do Sol possui as chamadas linhas de absorção, que
são ausências na faixa de gama luminosa (linhas escuras/sombras) do
espectro de radiação eletromagnética. Isso acontece devido aos elementos
químicos presentes na composição da atmosfera do Sol que absorvem
certos comprimentos de onda, como por exemplo o He, na faixa de onda dos 587,5618nm.
Espectro solar com as linhas de Fraunhofer (catalogadas por ele em 1814).
Espectro Solar E Composição Geral
Antes acreditava-se que o Sol era quimicamente semelhante à Terra.
Cecilia Payne-Gaposchkin mostrou em 1925 que o Sol é
predominantemente composto de H (73,4% da massa) e He (25,0% da
massa). Os outros elementos correspondem somente a 1,6% da massa!
Hoje sabemos que quem é quimicamente peculiar é a Terra, pois o Sol
tem uma composição química semelhante à do resto do Universo.
Importante: o Sol é tão quente que praticamente todos os
elementos estão na forma de átomos ou íons.
Tabela Periódica de um
astrônomo.
Espectro Solar E Composição Geral
http://solar-center.stanford.edu/vitalstats.html
Composição das partes externas do Sol, que corresponde à composição dele
na hora da formação (e é praticamente igual à composição do Universo).
Energia do Sol: Teoria da Relatividade
Geral e Fusão Nuclear
Nosso Sol é o grande motivo pelo qual há vida na Terra. É responsável
por manter as temperaturas altas, principal fonte de energia para a
fotossíntese, etc. Mas de onde vem toda essa energia?
• Grande problema da astrofísica até o começo do século XX:
Se o Sol tem uma luminosidade de 3,8 x 10^26 W e tem
brilhado já há 4,5 bilhões de anos, de onde ele tira tanta
energia?
Várias sugestões:
- Energia química (alguns milhares de anos, no máximo)
- Energia gravitacional (100 milhões de anos, no máximo)
Hoje sabemos que a energia do Sol é produzida por reações
nucleares em seu interior.
Energia do Sol: Teoria da Relatividade
Geral e Fusão Nuclear
1. A equivalência massa-energia de Einstein
(1915):
E=mc²
2. Em 1920, F. W. Alston descobriu que um
átomo de hélio tem da ordem de 7% menos
massa que 4 átomos de hidrogênio.
3. No mesmo ano, Sir Arthur Eddington levantou a hipótese
que a fonte de energia do Sol poderia ser a transformação de
hidrogênio em hélio por fusão nuclear.
Energia do Sol: Teoria da Relatividade
Geral e Fusão Nuclear
Núcleo do sol (~200.000 km): a
fusão nuclear produz a energia
que faz o Sol brilhar.
No Sol, isto acontece
predominantemente por um
processo chamado cadeia p-p
(próton-próton). Já que,
inicialmente, 74% da massa do
Sol era hidrogênio, ele tinha um
estoque para gerar por “queima”
(fusão nuclear) de hidrogênio uma energia de: Δm・c2 =
0.007・MHc2 = 0.007・0.74・M☉c2 = 9.3・10^44 J, o
suficiente para brilhar por 75 bi. anos a taxa atual, de
10^38 transformações 4H -> He por segundo.
Energia do Sol: Teoria da Relatividade
Geral e Fusão Nuclear
Interação entre prótons:
(a) cargas iguais se repelem, portanto, dois prótons de baixa velocidade
não conseguem vencer a barreira Coulombiana, e nunca chegam perto o
suficiente para que a fusão ocorra.
(b) os prótons mais rápidos podem superar sua repulsão mútua e se
aproximam o suficiente para que a interação forte os una. Assim, se
forma um dêuteron (próton + nêutron) e se liberam um pósitron e um
neutrino.
I. Dois prótons se combinam para
formar um dêuteron.
II. Os pósitrons resultantes se
aniquilam com elétrons,
liberando energia na forma de
radiação gama. Os dêuterons se
combinam com prótons para criar
Energia do Sol: Teoria da Relatividade
Geral e Fusão NuclearO ciclo próton-próton¹
um isótopo do hélio chamado hélio-3 (contendo apenas um
nêutron), liberando energia adicional, mais uma vez sob a
forma de fótons de raios gama.
III. Dois núcleos de Hélio-3 se combinam para produzir Hélio-
4, dois prótons, e mais energia ainda em raios gama.
¹A cadeia próton-próton ocorre em estrelas com temperaturas centrais da ordem de 10*7 K
aproximadamente, suficientemente altas para que a energia cinética dos prótons possa
ultrapassar a barreira coulombiana de potencial repulsivo que existe entre eles.
Equilíbrio Hidrostático do Sol
Sistema estável: equilíbrio
hidrostático
• Se a gravidade vencer, a
camada se contraí
• Se a pressão vencer, a
camada se expande
Se a taxa de reações nucleares diminui:
• o Sol se contrai
• o núcleo aumenta sua densidade e esquenta
• a taxa de reações nucleares aumenta
Se há aumento na produção de energia nuclear:
• o Sol se expande
• o gás no núcleo esfria
• a taxa de reações diminui
Enquanto está queimando hidrogênio, o Sol se mantém em
equilíbrio. Esta fase (a atual) da evolução do Sol se chama
Sequência Principal, e compõe maior parte da sua vida.
Equilíbrio Hidrostático do Sol
Equilíbrio Hidrostático do Sol
No decorrer dos Giga-anos (Ga ou Gyr, bilhões de anos), este equilíbrio
é lentamente alterado:
Apesar da energia gerada no núcleo, ele se contrai lentamente (afinal,
4 átomos são transformadas em um constantemente), assim ganhando
energia potencial. Pelo teorema do virial, metade desta energia é
irradiada para fora, e a outra metade aquece a camada a cima, que
começa a queimar hidrogênio também, gerando mais energia ainda
que assim aquece e faz expandir o envelope.
(Regra geral da evolução estelar: Quando o caroço de uma
estrela se contrai, o envelope se expande, e vice-versa.)
Em consequência:
• Desde a formação do Sol, o raio aumentou por ~15 % e aumentará
por mais ~15 % nos próximos ~3.5 Gyr.
• A temperatura aumentou de ~5620 K para 5777 K,
e aumentará mais um pouco.
• A luminosidade aumentou por ~48 %, e aumentará por
mais ~35 %.
Estrutura Solar
• Núcleo• Zona radiativa• Tacoclina ou zona de
transição• Zona convectiva• Fotosfera• Cromosfera• Coroa
Estrutura Solar
Estrutura Solar
Núcleo
O núcleo solar é a região central, mais massiva e mais quente do
Sol, de acordo com modelos de estrutura estelar. Ele tem uma
temperatura de quase 15 mio.K e é nesta região que se verifica a
fusão nuclear de Hidrogênio em Hélio que proporciona toda a
energia que o Sol produz. Até hoje, a fração de massa em
Hidrogênio no centro se reduziu de 71% a 34%, e a de Hélio
aumentou a 64%.
139.000 km
Estrutura Solar
Zona Radiativa
A temperatura é muito alta. Há colisões violentas entre partículas as quais
deixam o gás completamente ionizado. Os fótons produzidos nas reações
nucleares não são absorvidos por elétrons dentro de átomos neutros (pois
estes não existem). Os fótons são absorvidos e re-emitidos constantemente
pelos íons.
Entre dois choques, os fótons percorrem em média, uma distância 𝜆 (livre
caminho médio). O livre caminho médio depende da densidade de íons, n, e
da seção transversal de choque dos íons para a absorção de um fóton, σ: 𝜆 =
1/nσ. Para as densidades altas na zona de radiação, o livre caminho médio
dos fótons é da ordem de 1 cm. Após cada choque, os fótons são re-emitidos
em direções aleatórias, resultando em um passeio aleatório. Em N choques,
um fóton se desloca, em média, uma distância N1/2𝜆 da sua posição inicial.
Assim, os fótons levam, em média, ~170.000 anos para atravessar a zona de
radiação. No topo da zona de radiação, eles chegam na tacoclina, a zona de
transição entre as zonas de radiação e de convecção.
300.000 km
https://www.youtube.com/watch?v=Z-UO-RZBQ3U&
Estrutura Solar
Zona Convectiva
200.000km
Células convectivas: crescem de tamanho em direção ao interior da
zona convectiva – no topo têm 1000 km de tamanho cada uma.
• T cai – menor numero de colisões e mais elétrons permanecem
ligados nos átomos – absorvem radiação que vem do interior. Gás
era transparente à radiação torna-se opaco na camada convectiva.
Energia é transportada por convecção: ocorre sempre que material
mais frio sustenta-se sobre mais quente – material mais quente
desloca-se para cima e material mais frio afunda para baixo –
através da zona convectiva energia é transportada para a
superfície pelo movimento físico do gás (convecção).
Estrutura Solar
Zona Convectiva
200.000km
Estrutura Solar
Zona Convectiva
200.000km
O topo da zona de convecção é a “superfície
visível” do Sol, onde os astrônomos podem
observar diretamente os tamanhos das
células → se observam granulações de
~1000 km de extensão:
• Parte brilhante: espectroscopia das
linhas indica gás movendo-se para cima
(em nossa direção, espectro desloca-se para
o azul) e material mais quente (emite mais
radiação e é mais brilhante).
• Parte escura: move-se para baixo (afasta-
se de nós, espectro desloca-se para o
vermelho); material mais frio, emite menos
radiação.
Estrutura Solar
Fotosfera
330km
A convecção não avança para a atmosfera
solar. Ali, a densidade é tão baixa que o
gás se torna transparente novamente e a
radiação se torna o mecanismo de
transporte de energia. Assim, os fótons
que atingem a fotosfera escapam mais ou
menos livremente para o espaço. Por ser
semi-opaca, a fotosfera não é uma
superfície nítida, mas uma camada de
~330 km de espessura, com temperatura
variando de 9400 K a 4400 K.
Densidade n= 5 x 10^15 partículas cm-3
ρ= nmH = (5x10^15)(1,67x10^-24 g) =
10-8 g/cm3.
Manchas Solares: com fortes
campos magnéticos: inibem
transporte convectivo de
energia – são por isso regiões
mais frias (T=2000 K) e
escuras!
Estrutura Solar
Cromosfera
1.600 km
A Cromosfera é considerada a parte
inferior da atmosfera solar, são os
~1600 km que seguem em cima da
fotosfera. A sua intensidade é 10^-4
vezes a da fotosfera, i.e. ela é
normalmente invisível. Nela há uma
queda da densidade por um fator maior
que 10000 e um aumento na
temperatura de 4400K a 10000 K.
Durante eclipses solares, a cromosfera
aparece por poucos segundos, e pode-se
tomar um espectro, chamado flashspectrum (“espectro relâmpago”). O espectro é de emissão
com linhas de H, He, Fe, Si, Cr e Ca ionizados. Também se
observam linhas de emissão em raios X, devido ao gás
quente.
Estrutura Solar
Cromosfera
1.600 km
O Sol em Hα
A Cromosfera não é tranquila.
Há supergranulações, similares às
granulações mas com dimensões de
30.000 km. Também aparecem as
espículas. São jatos de gás estreitos que
duram entre 5 e 10 minutos, têm cerca
de 500 km de diâmetro e se
movimentam a uma velocidade de ~100
km/s. As espículas atingem entre 3 mil e
8 mil quilômetros de comprimento. O Sol
tem entre 60 mil e 70 mil espículas em
movimento ao mesmo tempo. Ainda
existem divergências sobre o que gera
este fenômeno solar.
A cor avermelhada vem de uma forte
linha de emissão do H em 656,3 nm.
Estrutura Solar
Zona de Transição
100 km
Estrutura Solar
Coroa
13.000.000 km
A coroa é a parte exterior da
atmosfera solar, ou atmosfera
estendida externa do Sol, que é muito
maior em volume do que o Sol
propriamente dito. A coroa expande
continuamente no espaço, formando o
vento solar, que preenche todo o
interior do Sistema Solar. Ela tem
intensidade 10^-6 vezes mais fraca
que a cromosfera, densidade muito
baixa, 10^15 partículas/m3, e seu
limite exterior não é claramente
definido. Por ter temperaturas de até
1 milhão de K, ela brilha nos raios X.
Coroa Solar. Quando tanto a
fotosfera quanto a cromosfera
são obscurecidas pela Lua
durante um eclipse solar, a
coroa se torna visível.
As regiões brilhantes aparecem onde há
interação entre partículas carregadas,
íons e elétrons. Isto acontece onde há
linhas de campo magnético fechadas →
As partículas carregadas seguem as
linhas de campo magnético que
reentram na cromosfera.
As partículas seguindo as linhas de
campo abertos originam ventos solares
rápidos de ~750 km/s. Por isto, os
ventos solares rápidos se originam nas
partes escuras da coroa, os buracos
coronais (vida média: algumas horas).
Estrutura Solar
Coroa
13.000.000 km
Estrutura Solar
Coroa
13.000.000 km
Nos buracos coronais, as linhas de campo
magnético se estendem até o meio
interplanetário. As partículas carregadas se
movimentam por essas linhas e escapam
formando o vento solar. O vento solar
resulta da alta temperatura da coroa: a R=
10^7 km acima da fotosfera o gás é quente o
bastante para escapar à gravidade e fluir
para o meio interplanetário.
As partículas escapam com v= 500 km/s,
i.e. levam alguns dias para chegar na
Terra. O vento solar carrega 10^6 ton. gás/s:
desde que se formou o Sol (a 4,6 bi de anos):
<0,1 % de matéria foi perdida no vento.
Atividade Solar
Manchas Solares
Galileu Galilei descobriu ~400 anos atrás, que o Sol às vezes
apresenta manchas escuras.
São áreas menos quentes, a partir de 3900 K, que aparecem
em pares ou grupos maiores na fotosfera, e que “vivem” por
até um mês.
O fluxo bolométrico (brilho) na superfície das manchas é um
fator até (5777/3900)^4 = 4.8 menor que no resto da
fotosfera.
https://www.youtube.com/watch?v=UkDpZm7oOYk
Atividade Solar
Manchas Solares
• As manchas solares são de coloração avermelhada, e
não negras como as enxergamos. Esta ilusão de
óptica se dá por causa do contraste com as regiões
vizinhas.
• Podem aparecer em diversos tamanhos, geralmente
são maiores que o nosso planeta. Elas são medidas
em milionésimos da área visível do Sol. Uma mancha
é considerada grande quando mede entre 300 e 500
milionésimos do disco solar.
Atividade Solar
Manchas Solares
Manchas solares são
locais de intensos
campos magnéticos
na
superfície do Sol.
Atividade Solar
Manchas Solares
•As manchas solares consistem de uma
parte escura, a umbra e uma menos escura
em torno, com estrutura de filamentos, a
penumbra, região um pouco mais clara e
com estrutura filamentar, que sugere
linhas de campos magnéticos.
•Nos últimos dois séculos, as contagens de
manchas solares, mostram que o número
de manchas oscila com um período de onze
anos. As fases com muitas manchas são
chamadas de fases de atividade solar. Na
verdade, o período é de 22 anos, porque os
campos magnéticos invertem a polarização
entre dois máximos. Este período é
chamado Ciclo Solar.
Atividade Solar
Manchas Solares
Atividade Solar
Ciclo Solar
hJps://www.nasa.gov/mission_pages/sunearth/news/solarcycle-primer.html
Mínimo de Maunder: entre 1645 e 1715 as manchas solares
tornaram-se raras.
Atividade Solar
Ciclo Solar
hJps://solarscience.msfc.nasa.gov/predict.shtml
Atividade Solar
Ciclo Solar
Sol no mínimo de atividade: sem
manchas.
Sol no máximo de atividade:
maior número de manchas.
hJp://www.sciencemag.org/news/2011/06/end-sunspot-cycle
Atividade Solar
Ciclo Solar
Butterfly Diagram (Diagramas de Borboleta)
Começo do ciclo: altas latitudes ±40°. Fim do ciclo: perto do equador.
https://solarscience.msfc.nasa.gov/
O Ciclo Solar é essencialmente um ciclo magnético.
Atividade Solar
Erupções Solares
(Flares)
Flares (explosões) solares:
Resultantes de instabilidades
magnéticas (quando linhas de
polaridade oposta se aniquilam e
reconectam) causando liberação
violenta de energia magnética:
ocorrem em minutos liberando
enormes quantidades de energia.
Flare libera tanta energia quanto
proeminências mais largas: mas em
minutos ou horas e não em dias ou
semanas (como as proeminências).
Atividade Solar
Erupções Solares
(Flares)
Elas liberam energias de
10^17J a 10^25J em ms a
horas, parcialmente na forma
de partículas carregadas, que
podem interromper
comunicações ou causar perigo
para astronautas quando
chegam na Terra meia hora a
4 horas depois.
Atividade Solar
Proeminências
Solares
Proeminências solares são
cortinas de gás ionizado, que se
formam ao longo de linhas do
campo magnético solar.
Uma proeminência típica se
estende por muitos milhares de
quilômetros, a maior delas
observada pelo SOHO foi vista
em 1997 e tinha cerca de
350.000 km (216.000 milhas) -
cerca de 28 vezes o diâmetro da
Terra .
A massa contida dentro de
uma proeminência está
tipicamente na ordem de 100
bilhões de toneladas de matéria.
Atividade Solar
Proeminências
Solares
Elas têm vida média de semanas
ou meses e são observáveis em
linhas de emissão de hidrogênio.
A frequência destes eventos
aumenta durante fases de alta
atividade solar.
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap980830.html
1973 Skylab. One of the "largest eruptive prominences
in recorded history“.
Atividade Solar
Proeminências
Solares
Atividade Solar
Proeminências
Solares
O plasma flui pelas linhas de campo.
Atividade Solar
Vento Solar
Estima-se que o Sol perca dezenas de milhões de toneladas de matéria
por segundo através do vento solar. O vento resulta da alta T da
coroa. O gás é quente o suficiente para escapar da gravidade e fluir
para o meio interplanetário.
•O vento origina-se principalmente nos buracos coronais, pois o vento
pode atravessar mais facilmente estas regiões menos densas.
A Terra é razoavelmente bem protegida do vento solar pela sua
atmosfera e magnetosfera. Entretanto, as partículas do vento são
capazes de penetrar os polos norte e sul da magnetosfera. Quanto
essas partículas atingem a atmosfera, dão origem ao
fenômeno da aurora boreal ou astral.
Atividade Solar
Vento Solar
Aurora em Iowa.
Atividade Solar
Vento Solar
Aurora no Alasca.
Bibliografia e Adradecimentos
• Ao professor Pieter, por suas aulas gentilmente disponibilizadas em
http://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/Astro.html
• Aos ex-professores desse curso, Yuri e Thays
• https://www.nasa.gov/mission_pages/sunearth/science/Sunlayers.html
• http://astro.if.ufrgs.br/esol/esol.htm#
• Jenkins, Francis A.; White, Harvey E. (1981), Fundamentals of Optics, ISBN 0072561912 4th ed. , McGraw-Hill, p. 18
• http://www.if.ufrgs.br/fis02001/aulas/aulasol.htm
• http://www.astro.iag.usp.br/~maciel/teaching/palestras/ventos/ventos.htm
l
• https://solarscience.msfc.nasa.gov/
• http://www.astro.iag.usp.br/~carciofi/aulas_aga0210/aula6.pdf
• Amâncio C. S. Friaça; PINO,Elisabete Dal; Vera Jatenco S. Pereira; SODRÉ Jr,Laerte (2001) ASTRONOMIA: Uma Visão Geral do Universo, 2th ed.