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Pesquisa em Ensino de Astronomia Envolvendo o Sol e seu Espectro no Observatório do CDCC/USP IFSC Apoio CNPq e Vitae Silvia Calbo Aroca, Dr. Dietrich Schiel.

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1 Pesquisa em Ensino de Astronomia Envolvendo o Sol e seu Espectro no Observatório do CDCC/USP IFSC Apoio CNPq e Vitae Silvia Calbo Aroca, Dr. Dietrich Schiel e Dra. Cibelle Celestino Silva

2 Este trabalho está sendo desenvolvido no Observatório do CDCC/USP de São Carlos. Meu projeto de doutorado pertence ao Instituto de Física de São Carlos com apoio financeiro do CNPq e Vitae. Desde 2005 o Observatório passou a ser fonte de pesquisa em educação.

3 1. Introdução a. O que está sendo feito no Observatório? b. Sala Solar c. Telescópio e Heliostato d. Espectroscópio e. Filtro solar Halfa 2. Atividades envolvendo o Sol a. Estimativa do tamanho e distância até o Sol b. Cuidados com o Sol c. Como é o interior solar? d. O Sol visto por outros olhos e. O ciclo solar e suas influências sobre a Terra f. O espectro do Sol 3. Atividades Futuras

4 Um panorama geral dos tópicos que serão falados durante a palestra As atividades envolvendo o Sol foram parte do um mini-curso Observando o Sol desenvolvido no Observatório nos meses de setembro e outubro de 2006 com alunos de quinta a sexta séries. esta palestra será abordada de forma a não tratar da metodologia usada com os alunos e portanto, reter-se apenas a aspectos de astronomia.

5 O que está sendo feito no Observatório? Sala solar Telescópio

6 Em 2003 o Observatório foi reformado e com isto, foi construída a sala solar. Esta sala, como o próprio nome diz, é uma sala voltada exclusivamente para a Observação do Sol. Possui um telescópio newtoniano com 2000 mm de distância focal e 20 cm de abertura que fica na vertical. Com uma ocular consegue-se projetar o espectro do Sol num anteparo com 1m de extensão. Neste anteparo é possível que muitas pessoas observem ao mesmo tempo as manchas solares.

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8 Esquema de como funciona a observação solar. Esta imagem foi retirada do site do Planetário do Rio de Janeiro. Na figura 1 vemos dois espelhos. Estes espelhos são usados para manterem a luz solar dentro do tubo do telescópio. Primeiramente, a luz solar incide sobre um espelho móvel que acompanha o movimento do Sol, Este por sua vez, reflete a luz para um outro espelho fixo que a direciona para a objetiva (entrada de luz) do telescópio. Estes dois espelhos ficam no teto da sala solar e o conjunto chama-se celostato. Nas demais figuras vemos o Sol sendo projetado pelo telescópio na parede da sala solar. Fonte da figura

9 Heliostato

10 Fotos mostrando o celostato do Observatório de São Carlos. Este foi confeccionado, juntamente com o telescópio newtoniano, pelo senhor Dario Pires de Araraquara. A esquerda, vemos os dois espelhos no teto da sala solar e a direita temos o controle do espelho móvel (movimenta o Sol em latitude e longitude) que encontra-se dentro da sala solar.

11 Esquema do Espectroscópio

12 Além de projetar-se a imagem do Sol para que as pessoas possam ver as manchas solares pode-se projetar o espectro do Sol. Este nada mais é que a impressão digital do Sol obtida por meio de uma rede de difração de reflexão, fenda estreita, lente colimadora (para que os raios de luz incidam paralelos sobre a rede de difração). A luz que incide sobre a rede é projetada então na parede da sala solar. A direita há uma foto mostrando como seria o espectro do Sol observado com um espectroscópio, imagem retirada de....FALTOU FONTE ESPECTROSCOPIO

13 Conceitos básicos; Tamanho e Distância até o Sol Comparação da Terra com um botão de 2 cm de diâmetro, e uma circunferência representando o Sol feita com giz e um barbante medindo 110 cm (raio do Sol)

14 O conceito básico tamanho do Sol pode ser abordado por meio de uma atividade, consistindo em fazer uma circunferência no chão usando giz, barbante com um raio de 110 cm Em seguida, usa-se botões com 2 cm de diâmetro que representam a Terra. Os botões são colocados ao longo da circunferência solar. Com isto pode-se estimar qual o tamanho do Sol sabendo que a Terra tem aproximadamente Km de diâmetro. Basta contar o número de botões e multiplicar pelo valor do diâmetro terrestre obtendo assim um valor próximo a um milhão e 400 mil quilômetros.

15 Comparação do Sistema Solar com um campo de futebol, assumindo que cada metro do campo equivale a 50 milhões de Km no espaço

16 Usando a animação do sistema solar em escala de distância dentro de um campo de futebol é possível estimar a distância que o Sol está da Terra sabendo que a Terra está no meio da pequena área e que a mesma tem aproximadamente 5m de comprimento. Outra informação necessária, é a de que para cada metro do campo de futebol corresponde a 50 milhões de Km no espaço. Com isto estima-se que a Terra está a aproximadamente 150 milhões de quilômetros do Sol.

17 Visita à luneta Grubb e Cuidados com o Sol -

18 Esta é parte mais importante do mini-curso por tratar dos perigos envolvidos com a observação solar. Existem basicamente duas maneiras de se observar o Sol, a Observação direta e a por projeção. NUNCA OLHE PARA O SOL POR UM TELESCÓPIO SEM A DEVIDA ORIENTAÇÃO POIS PODE FICAR CEGO! Precisa-se de filtros que permitam que passe menos de 1 milhonésimo da luz solar. Tais filtros, se usados, deve ser colocados na objetiva (por onde entra a luz pelo telescópio) do telescópio, e jamais na ocular (por onde olhamos).Uma vez que na ocular a luz se concentra com muita intensidade. A forma mais segura de se observar o Sol é por meio de projeção, ou seja a imagem da ocular é projetada num anteparo. Para isto, precisa-se de oculares especiais resistentes ao calor do Sol. Não tente fazer isto com seu telescópio em casa pois pode danificar sua ocular!

19 Como é o Interior do Sol ?

20 Desenho mostrando a estrutura interna do Sol. No núcleo a temperatura chega a 15 milhões de graus e na superfície cai para 6000 graus. Existem basicamente dois tipos de transporte da energia solar que é produzida no núcleo até a superfície, a irradiação e a convecção. Devido a opacidade das camadas mais externas do Sol, um fóton produzido em seu interior leva cerca de anos para atingir a superfície do Sol. A energia que o Sol libera por segunda está muito acima a energia liberada por centenas de bombas atômicas explodindo ao mesmo tempo.

21 Relação de Manchas Solares com Imãs

22 Na figura da esquerda vemos a configuração produzida por um imã quando coloca-se sobre ele uma folha de papel e joga-se por cima limalha de ferro. Esta configuração é bem parecida com o que ocorre nas manchas solares (figura 2). Será que é só uma coincidência? Não, as manchas comportam-se como imãs, por terem a elas assim como os imãs, um campo magnético associado. Este campo magnético orienta a limalha de ferro ou mesmo o aspecto da mancha da figura da direita. Por que as manchas solares são regiões mais frias do Sol? O calor que vem lá de baixo da superfície solar (fotosfera) não consegue penetrar na região onde estão as manchas devido ao intenso campo magnético, a região onde estão as manchas ficam isoladas da superfície solar como se fossem bolhas.

23 As outras Camadas Atmosféricas do Sol

24 Na figura 1 nota-se que o Sol está totalmente encoberto pela Lua, num eclipse solar Total. Mas então, o que é esta coroa esbranquiçada em volta do Sol? Por que não a vemos todo dia? Esta camada é a Coroa solar e é menos brilhante que a fotosfera, daí o motivo de não a vermos fora de um eclipse solar total. A Lua precisa encobrir a fotosfera para podermos enxergá-la. Vendo uma foto como esta mais de perto (figura 2) nota-se que há também uma parte rosada que parece estar mais próxima da fotosfera que a Coroa. Esta é outra camada do Sol, a Cromosfera, e assim como a Coroa, somente é visível num eclipse solar total por ser menos brilhante que a fotosfera. Mas será que somente durante eclipses totais do Sol que pode-se observar as outras camadas do Sol? Não, para isto existe um aparelho que chama-se coronógrafo que permite simular um eclipse solar total quando for necessário. Outra alternativa, são filtros solares que permitem observar em outras frequências (ver o Sol com outros olhos).

25 H alfa Raios X O Sol visto com outros olhos

26 O Sol visto por outros olhosou outras frequencias. Na figura da esquerda temos o Sol observado numa frequencia bem estreita do espectro que nos permite ver parte da cromosfera e fotosfera, em Halfa. Se observamos o Sol por meio de raios X ai vemos um Sol ainda mais peculiar. Os raios X emitem numa frequencia mais alta do que nossos olhos conseguem captar. O Sol em raios X nos permite ver a Coroa Solar em atividade.

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28 Esta animação é composta por uma série de imagens que foram colocadas em sequencia do Sol observado por meio do filtro Halfa. Vemos assim, o Sol dinâmico mudando de minuto em minuto. Esta animação foi obtida no Observatório do Rogério Marcon de Campinas

29 Novos equipamentos para o Observatório e o Projeto

30 A imagem da esquerda mostra uma fota do Sol em Halfa obtida com o telescópio da direita. Pretende-se comprar este telescópio para ser usado no Observatório e no projeto de educação com os alunos da rede de ensino. Com isto os alunos poderão observar flares, espículas e demais detalhes da cromosfera solar. Fonte das imagens

31 Registro de uma Observação Solar

32 Como se faz para registrar a observação de manchas solares? Usa-se uma gabarito de observação solar. Neste tem-se os dados do observador, instrumento utilizado, condições de observação e coordenadas do Sol (posição e/ ou ângulo que o Sol encontra-se em relação a Terra, P, Bo e Lo do gabarito) e o mais importante um disco para reproduzir-se o que esta sendo observado no telescópio ou no anteparo de projeção solar. Após desenhar-se as manchas solares na posição correta obedecendo as coordenadas solares do dia, conta-se o número de manchas presentes, o chamado número de Wolf. R=k(10g+m), onde R é o número de Wolf, k é a constante do instrumento, g o número de grupos e m o número de manchas.

33 Sol de 07/09/06 a 12/09/06 Estimativa do tempo de Rotação do Sol

34 Nestas fotos temos uma série de imagens do Sol obtidas com o satélite SOHO. Estas imagens foram colocadas em sequencia e com isto pode-se observar o movimento e evolução das manchas solares no Sol e assim, estimar o tempo de rotação solar. Fonte das imagens

35 Sol de 13/09/06 a 18/09/06

36 Estimativa do Tamanho de uma Mancha Solar

37 Na figura da esquerda temos um esquema de como é feita uma observação solar por projeção. A cartolina colocada na frente do telescópio é usada para aumentar o contraste entre o Sol projetado e a o papel branco de projeção. A direita temos uma foto do Sol observado por projeção.

38 Evolução de Manchas Solares

39 Com a sequencia de imagens do Sol foi possível notar que as manchas não são estáticas, ou seja, além de se movimentarem elas também mudam de forma e de tamanho. Existe uma classificação de tipos de manchas que obedece um critério de evolução do grupo (figura do slide). As manchas evoluem de A até J, podendo pertencerem ao grupo de 1 a 4.

40 O que é o Ciclo Solar?

41 Será que as manchas solares variam de forma aleatória? Gráfico mostrando todos os ciclos solares observados até hoje. Nota-se que o número de manchas aumenta por um período que varia entre 4 ou 5 anos e depois diminui por 6 ou 7 anos. Portanto o número de manchas obedece a ciclos. Estes ciclos estão relacionados aos ciclos magnéticos solares.

42 O Ciclo Solar Atual Será que o Ciclo Solar afeta a Terra?

43 Uma vista mais de perto do nosso ciclo atual, chama-se 23. Nota-se que estamos numa época de baixa atividade solar e que a mesma provavelmente aumente entre 2007 e 2008 quando provavelmente irá se iniciar o ciclo 24. Fonte

44 Mínimo de Maunder ( ) Pequena era do gelo Consequências sobre a Terra: Invernos rigorosos na Europa, Canadá e E.U.A. Superfície do mar da Noroega e os canais de Veneza congelaram.

45 Para mostrar como a atividade solar pode afetar a Terra existe o exemplo do Mínimo de Maunder uma época em que houve pouquíssima mancha no Sol. Suas consequências foram severas sobre a Terra.

46 Como que o ciclo solar afeta a Terra?

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48 Mas será que a variação de temperatura na Terra são as únicas consequências provocadas pelo ciclo solar? Quando o Sol está atravessando uma época de alta atividade, em geral, os Flares e Ejeções de Massas Coronais (explosões muito energéticas) aumentam. Estas explosões liberam partículas carregadas que podem atingir a Terra. Mas a Terra, por sua vez, também possui partículas carregadas em sua atmosfera em particular na ionosfera. O choque entre as partículas do Sol e de nossa atmosfera pode provocar uma variação de densidade na ionosfera proporcionando assim, flutuações em sua altura que podem atingir até 100 Km.

49 Camadas da Atmosfera Terrestre

50 Figura mostrando as principais camadas de nossa atmosfera. Nota-se que a ionosfera é a camada mais alta de todas. É nesta camada que as transmissões de rádio incidem antes de retornarem a pontos distintos na superfície da Terra. Uma alteração na altura desta camada pode fazer com que as ondas de rádio incidam em pontos distintos do planejado, ocasionando assim, problemas de telecomunicações.

51 GPS informa posição errada devido a variações de densidade da ionosfera. Sistemas de transmissão de baixa frequência são afetados (antena).

52 Outro fator que pode ser muito afetado pela atividade solar são os satélites em órbita. Estes podem sofrer arrastes devido a expansão da ionosfera provocando problemas na transmissão de sinais para a Terra. Isto é particularmente preocupante no caso dos Satélites GPS que informam a posição de aeronaves, navios ou do que quisermos sobre a Terra.

53 Aumento da ionosfera de 100 Km, provocando arraste na órbita do satélite. O satélite é carregada de forma distinta em suas partes. Previsto para durar até início da década de 80, caiu em 1979.

54 A esquerda temos uma foto do satélite Sky Lab que foi lançado para estudar o Sol. Ironicamente, ele foi derrubado pelo Sol durante uma intensa atividade solar. Outra, coisa que pode acontecer com satélites em órbita durante uma intensa atividade solar, é o satélite ter suas partes carregadas de forma diferenciada o que pode provocar panes no satélite.

55 Mas a atividade solar pode ser benéfica para os astronauatas dentro da Estação Espacial ? Diminuição dos níveis de radiação cósmica !

56 Por incrível que possa parecer existem radiações mais nocivas que a solar. Uma delas é a provocada por raios cósmicos. Estes nada mais são, que raios originados de colisões entre objetos muito massivos no universo como buracos negros ou estrelas de nêutrons. Estes raios conseguem penetrar a estação espacial ou o corpo de um astronauta. Durante uma atividade solar intensa, a radiação solar sopra os raios cósmicos para longe libertando os astronautas da estação espacial deste perigo.

57 A Atividade Solar intensa também pode nos proporcionar espetáculos

58 Na figura da esquerda vemos uma aurora. Estas ocorrem durante os períodos em que há explosões solares como flares intensos e próximas há regiões dos pólos terrestres. Estas auroras são produzidas na ionosfera quando elétrons energéticos da radiação solar colidem com moléculas da nossa atmosfera, liberando fótons. O que vemos são as emissões destes fótons, existem auroras de cores diferentes devido ao fato de estar ionizando elementos diferentes de nossa atmosfera. Na foto a cor verde da aurora Indica que foi Oxigênio ionizado. As auroras não são fenômenos exclusivos da Terra podem ocorrer em outros planetas do sistema solar que também sofrem influências do Sol. Fonte da figura da esquerda

59 Como sabemos a composição químca de uma estrela?

60 Como sabemos a composição química de uma estrela? Para isto os astrônomos usam ferramentas como prismas ou redes de difração (CD). Se incidir-se luz branca sobre um prisma notar-se-á que do outro lado aparece um arco-íris. Se combinar-se este prisma com uma fenda colocada no foco do telescópio, uma lente colimadora de tamanho e distância focal apropriada e um prisma poderemos ver o espectro do Sol. Neste além das cores do arco-íris veremos também linhas escuras.

61 Observação do Espectro de Lâmpadas

62 Fazendo o mesmo procedimento usando o prisma ou a rede de difração para observar o espectro de lâmpadas de rua como as de Mercúrio ou de Sódio será possível observar linhas brilhantes. Abaixo temos o espectro do Sol, repare que suas linhas são escuras ao contrário do que acontece com as lâmpadas. Fonte da figura Da direita

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64 Figura mostrando o espectro de Mercúrio (Hg) e outras lâmpadas. Pode-se facilmente notar a presença das linhas brilhantes e que cada espectro tem um número distinto de Linhas que encontram-se em posições diferentes. Fonte da figura

65 Observação do Espectro Solar A e B – Bandas de Oxigênio Molecular C – Hidrogênio (Halfa) D 1 e D 2 - Sódio E - Ferro F – Hidrogênio (Hbeta) G - Ferro H e K - Cálcio

66 O que são estas linhas brilhantes e escuras no espectro de lâmpadas e do Sol respectivamente? Estas linhas indicam quais elementos químicos estão presentes no gás que as produziu. Por exemplo, no caso da lâmpada de Na daria para ver duas linhas bem definidas no amarelo que chama-se dubleto de Na. Já no caso da lâmpada de Mercúrio vê-se mais de 10 linhas espectrais de diferentes cores. Observando atentamente o espectro solar cientistas notaram que as linhas do Sol estão na mesma posição que as linhas das lâmpadas e que portanto, o Sol seria composto das mesmas coisas que aqui na Terra. Mas porque as linhas são escuras?

67 Comparação dos Espectros Observados com o do Sol

68 No desenho de cima tem-se a luz de uma lâmpada incandescente passando por um prisma, o observador irá notar um espectro sem linhas ou seja contínuo. No desenho do meio tem-se a luz de um gás quente iluminando o prisma, nota-se a presença de linhas brilhantes de emissão. Por fim, no último desenho tem-se um gás frio sendo iluminado por uma fonte mais quente o gás frio absorve a luz da fonte quente, e pode-se ver linhas escuras (características do gás frio) no espectro de absorção. Este último fenômeno é o que ocorre com o Sol, uma vez que seu interior é mais quente do que sua atmosfera e esta última absorve a radiação solar. O que se observa no espectro do Sol é uma assinatura dos elementos químicos presentes em sua atmosfera.Figura

69 Medidas envolvendo Espectroscopia Solar Medidas de Efeitos Físicos nas linhas espectrais observadas

70 Uma etapa mais avançada do projeto será a construção de um novo espectroscópio com resolução suficiente para estudar-se os efeitos Zeeman e Doppler em manchas Solares. O esquema deste espectroscópio está na figura da esquerda onde vê-se que o mesmo é composto por um espelho esférico, rede de difração e fenda. A direita, tem-se uma foto do fenômeno de efeito Zeeman em manchas solares que faz com que as linhas espectrais se alarguem. Medindo este alargamento será possível estimar o valor do campo magnético no grupo de manchas estudado. Já o efeito Doppler consiste em medir a posição das linhas espectrais num extremo do Sol (oeste) e comparar com o outro extremo (leste) esta medida dará a taxa de rotação solar.

71 Imagens e Dados Diários do So:l Página de um Especialista em Instrumentação para Observação Solar no Brasil: Página de Observação Solar no Brasil: Bibliografia: Página da NASA:


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