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Observatório do CDCC - USP/SC. Setor de Astronomia (OBSERVATÓRIO) (Centro de Divulgação da Astronomia - CDA) Centro de Divulgação Científica e Cultural.

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1 Observatório do CDCC - USP/SC

2 Setor de Astronomia (OBSERVATÓRIO) (Centro de Divulgação da Astronomia - CDA) Centro de Divulgação Científica e Cultural - CDCC Universidade de São Paulo - USP Endereço: Av. Trabalhador São-Carlense, n.400 São Carlos-SP Tel: 0-xx (Observatório) Tel: 0-xx (CDCC) Localização: Latitude: 22° 00' 39,5"S Longitude: 47° 53' 47,5"W Imagem: O Inicio do Observatório

3 Sessão Astronomia

4 As Sessões Astronomia são palestras proferidas pela equipe do Setor de Astronomia todos os sábados às 21h00. Iniciadas em 1992, foram criadas com o objetivo de falar sobre Astronomia ao nosso público em uma linguagem simples e acessível a todas as faixas etárias. Estas palestras se tornaram uma opção de diversão e informação para a comunidade local e também para visitantes de nossa cidade. Os temas abordados são os mais variados possíveis. O material multimídia contido aqui consiste numa opção audiovisual complementar que o professor do Sistema de Ensino pode utilizar como auxílio às suas aulas. O conteúdo das Sessões Astronomia pode ser acessado no seguinte endereço: Crédito do logo: Sessão Astronomia, CDCC-USP/SC, criado por Andre Fonseca da Silva Observação: Padrão e resolução da apresentação: 800 x 600 pixel com imagens a 96 dpi ou 38 pixel por centímetro com dimensão de 8,35 polegadas x 6,26 polegadas ou 21,2 cm x 15,9 cm respectivamente. Editado normamente em Office 97, podendo haver incompatibilidade de execução no Office XP e vice-versa.

5 O Sol Mais uma biografia não autorizada deste astro tão famoso... Rodrigo

6 Importância do Sol Estrela mais próxima Responsável pela vida Caráter Divino Para Astronomia: Não é só um ponto! Estrela típica Base para entendermos as outras estrelas

7 Concepção Azteca da Divindade Solar. Sol não é só um ponto por sua pequena distância da Terra. Foto em luz branca do Sol.

8 Características Raio = 700 mil km ( = 109 Raios Terra ) Massa = 2x10 30 kg ( = 333 mil Massa Terra ) Temperatura superficial = 6000 o C Temperatura Central = 15 milhões o C Luminosidade = 3.9x10 26 Watts Composição Química: 91.2% H 8.7% He

9 Idade AQUI JAZ O SOL BILHÕES DE ANOS+ 4.5 BILHÕES DE ANOS

10 Equilíbrio Hidrostático Grande esfera de gás quente: como se sustenta? Partícula Contração gravitacional Vem... Expansão térmica Vai... Ar frio Chama acesa

11 Estrutura do Sol (fração do Raio Solar) Núcleo: 25% Zona Radiativa: 25% – 70% Zona Convectiva: 70% – 100% Atmosfera: Fotosfera Cromosfera Coroa

12 Núcleo T = 15 milhões o C Alta densidade Reações Termonucleares Núcleos de H batem e grudam, formando núcleos de He e liberando energia

13 Zona de Radiação Transporte de energia por radiação T = 7 2 milhões o C Luz é espalhada nesta região Energia passa cerca de 1 milhão de anos para conseguir atravessar a Zona Radiativa!!! Caminho aleatório Zona Radiativa Núcleo

14 Zona de Convecção Transporte de energia pelo movimento de matéria T = 2 milhões o C Gás quente sobe e gás frio desce

15 Fotosfera Responsável pela maior parte da luz visível T = 6000 o C Espessura = 330 km Escurecimento de Limbo Quanto mais quente, mais brilhante

16 Limbo: camada mais externa do Sol Olhando para o centro, vemos as camadas mais quentes que estão sob as mais frias, enquanto que nos bordos só vemos as camadas mais frias

17 Manchas Solares 2000 o C mais frias que superfície Vida média: dias a semanas Campo magnético milhares de vezes maior que o terrestre polaridade umbra e penumbra Acompanha Rotação Diferencial do Sol

18 As manchas foram registradas na China já no ano 28 a.C., mas seu estudo científico começou com o uso do telescópio, sendo observadas (por projeção da imagem do Sol) por Galileo, em 1612 (ele tinha 48 anos)

19 Rotação Diferencial 25 dias no equador33 dias perto dos pólos

20 Sol não é rígido e portanto não tem este compromisso de girar com a mesma velocidade em todas suas latitudes.

21 células que cobrem superfície solar 1000 km de diâmetro vida média de 20min São o topo das colunas de convecção! Granulações

22 Bolhas da Zona de Convecção

23 Fáculas Manchas mais brilhantes Associado à atividade magnética

24 Surgem na fase inicial da formação das manchas

25 Cromosfera Esfera colorida T = 6 mil 20 mil o C Visível durante eclipses (proeminências coloridas)

26 Comentar que Cromosfera é só a casquinha e que o resto já faz parte da Coroa. Ambas só são visíveis durante um eclipse total

27 Rede Cromosférica Imagem em CaII Supergranulações (35 mil km ) + campo magnético que elas carregam Vida média de 1 a 2 dias Fluxo de velocidade de 0.5km/s

28 Citar que imagem é feita em uma luz não visível, em CaII

29 Imagem em HI Filamentos e Praias Filamentos: Linhas escuras nuvens mais frias e mais densas Sustentado sobre a superfície por campos magnéticos Praias: Regiões brilhantes ao redor de manchas Associadas a concentrações de campo magnético

30 Filamentos: estrutura escura e alongada

31 Espículos Erupções na forma de jato Diâmetro de 700 km Altura de 7 mil km Tempo de vida de alguns minutos Ejeção de matéria para a Coroa com velocidades de 20 a 30 km/s

32 imagem em SVI T = 20 mil 1 milhão o C Região de Transição Camada fina e irregular que divide Cromosfera e Coroa

33 Imagem em Enxofre VI a 200 mil o C

34 Coroa Atmosfera externa solar T = 1,5 milhões de o C Espessura de dois raios solares emite Raios-X

35 Imagem de 13 a 18 de Maio de 1998, em R-X. Comentar durante animação: Flares: tremendas explosões na superfície do Sol. Em questão de minutos, aque- ce material a milhões de graus e despende energia de um bilhão de megatons de TNT. Ocorre perto das manchas (entre N e S). Emitem partículas, matéria e radiação (especialmente R-X). Coroa não é aquecida pela radiação fotosférica, mas sim pela energia turbulenta do envelope convectivo trazida por ondas de Alfvén ao longo de linhas de força do campo magnético.

36 Elmos, Arcos e Plumas Elmo Pluma Arco

37 Elmos são estruturas coronaiscom formato de gorro com pico longo que normalmente estão sobre manchas e regiões ativas. Frequentemente encontram -se proeminências e filamentos em suas bases. São formados por uma rede magnética que conecta manchas e suspende preminências. As linhas de campo fechadas aprisionam gases coronais carregados para formar estas regiões relativamente densas. Seus picos são formados pelo sopro do vento solar. Plumas são faixas que se projetam para for a do Sol nos pólos. São estruturas associadas a linhas de campo abertas nos pólos solares. São forrmados pelo vento solar assim como o pico do elmo. Arcos são encontrados ao redor das manchas, sendo associados a linhas fecha- das de campo na sup. solar. Mudam em dias. Alguns são ssociados a Flares so- lares e são visíveis por pouco tempo. Arcos possuem material mais denso ao seu redor.

38 Linhas de Campo Magnético Campo magnético: movimento de cargas

39 O Sol é tão quente q átomos não conseguem ficar juntos, ficando na forma de íons e formando um estado de plasma. Acredita-se que o campo magnético solar tem origem na interface entre a zona radiativa e a zona convectiva. As mudanças nas velocidades do fluido nesta camada pode esticar as linhas de força do campo magnético, tornando-as mais fortes. Também há uma brusca mudança na composição química nesta camada.

40 Proeminências Nuvens densas de matéria suspensas para além do limbo solar Quiescentes: dura de dias a semanas Explosivas: dura de minutos a horas Acompanham linhas magnéticas Também fazem parte da Coroa

41 São a mesma coisa que os filamentos, só que que com a diferença de que se projetam para além do limbo.

42

43 Buracos Coronais Vento Solar: partículas com cerca de 500 Km/s Alta temperatura coronal gravidade não suficiente

44 Buracos Coronais são regiões onde a Coroa é escura. São associados a linhas abertas de campo magnético e são frequentemente enconcontradas nos pólos. Originam o Vento Solar.

45 Diferentes Camadas Utilizando diferentes tipos de luz podemos observar camadas com diferentes temperaturas. camadas

46 Atividade Solar

47 Hélio-Sismologia

48 O Sol oscila com um período típico de 5 min (obs. em 1962). Explicado em 1970 e confirmado em 75: oscilação devida a ondas sonoras geradas e aprisionadas no interior do Sol. Ondas sonoras são produzidas por flutuações de pressão nos turbulentos movimentos convectivos. Milhões de modos de vibração: modos-p (p de pressão). Figura tem amplitude mil vezes exagerada. O estudo destas ondas trazem informação a respeito do do interior solar. Assim como se estuda a sismologia terrestre para se inferir a respeito do interior da Terra, estuda-se a Helio-sismologia, que pode determinar temperat., dens., composição e movimento no interior solar.

49 Observação Importante! Nunca olhe diretamente para o Sol!!! Galileo Galilei


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