P ROTUBERÂNCIAS ( PROTUBÉRANCES ) 2 (F IGURA 4): São arcos gigantescos de matéria em suspensão, e surgem segundo as linhas de campo magnético solar. Este.

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1 P ROTUBERÂNCIAS ( PROTUBÉRANCES ) 2 (F IGURA 4): São arcos gigantescos de matéria em suspensão, e surgem segundo as linhas de campo magnético solar. Este fenómeno ocorre na cromosfera. (ce sont de gigantesques arches de matière en suspension, elles apparaissent sur les lignes du champ magnétique. Ce phénomène se déroule dans la chromosphère) P ROTUBERÂNCIAS ( PROTUBÉRANCES ) 2 (F IGURA 4): São arcos gigantescos de matéria em suspensão, e surgem segundo as linhas de campo magnético solar. Este fenómeno ocorre na cromosfera. (ce sont de gigantesques arches de matière en suspension, elles apparaissent sur les lignes du champ magnétique. Ce phénomène se déroule dans la chromosphère) Escola Secundária Padre Benjamim Salgado http://www.esec-joane.rcts.pt/ Ciências Físico-Químicas Projecto SEF Ano lectivo 2009/2010 João silva Pedro Salgado Luís Silva 7ºA BIBLIOGRAFIA / WEBGRAFIA 1.http://images.google.pt/imgres?imgurl=http://... 2.Almeida I., 2009, “Características dos principais astros do Sistema Solar” 3.http://massa.coronal.ejetada.googlepages.com/home 4.M. Neli et al, 2009, FQ7 Terra no espaço Terra em transformação, Edições Asa, pg 46-47 5. www.kalipedia.com/ecologia/tema/fotos-protube... Manchas Solares(figura 3) As manchas solares são as zonas activas na fotosfera com a temperatura aproximadamente 4000 Kelvin mais frias que a restante superfície circundante. As manchas aparecem devido a uma modificação do campo magnético do Sol que, no local da mancha pode chegar a ser milhares de vezes mais potente que o campo magnético do próprio Sol ou a Terra Manchas Solares(figura 3) As manchas solares são as zonas activas na fotosfera com a temperatura aproximadamente 4000 Kelvin mais frias que a restante superfície circundante. As manchas aparecem devido a uma modificação do campo magnético do Sol que, no local da mancha pode chegar a ser milhares de vezes mais potente que o campo magnético do próprio Sol ou a Terra CURIOSIDADES: Quando o Sol está num ciclo de máxima actividade, há alturas em que é expelido da estrela massa (constituída por uma sopa de partículas (neutrinos, electrões e outros tipos de partículas que constituem o plasma solar)), essa matéria é encaminhada ao longo das linhas de campo da estrela que por actividade da mesma se “rompem” há projecção de toda essa matéria para fora da estrela, este fenómeno e chamado de "ejecção de massa coronal (CME)". Quando esta matéria chega perto da magnetosfera da Terra (figura 2) provoca um desvio na mesma.Uma pequena parte da CME pode chegar à ionosfera terrestre, causando assim, as tempestades geomagnéticas. Vistas da Terra são os fenómenos das auroras boreais (no pólo Norte) (figura 2) e austrais (no pólo Sul) apenas visíveis nos pólos terrestres 3. O Sol 4 tem movimento de translação: move-se em conjunto com as outras estrelas da via láctea á volta do centro da galáxia. Demora 225 milhões de anos a dar uma volta completa. O Sol também roda sobre si mesmo: tem movimento de rotação. Como é gasoso, não tem limites definidos e não roda todo á mesma velocidade! As zonas do equador demoram 25 dias para efectuar uma rotação completa, enquanto as zonas polares precisam de 30 dias. C ROMOSFERA (C HROMOSPHÈRE ) 2 : Camada inferior da atmosfera solar onde decorre toda a actividade da estrela (protuberâncias, erupções…) (Couche inférieure de l’atmosphère solaire ou se déploie toute l’activité de l’étoile (protubérances, éruption…) C ROMOSFERA (C HROMOSPHÈRE ) 2 : Camada inferior da atmosfera solar onde decorre toda a actividade da estrela (protuberâncias, erupções…) (Couche inférieure de l’atmosphère solaire ou se déploie toute l’activité de l’étoile (protubérances, éruption…) F OTOSFERA ( PHOTOSPHÈRE ) 2 É a zona mais brilhante do astro e é uma zona fina entre a estrela e a sua atmosfera, a sua superfície tem um aspecto granulado. (C’est la zone la plus brillante de l’astre. C’ est une mince couche entre l’étoile et son atmosphère, sa surface a un aspect granulé) F OTOSFERA ( PHOTOSPHÈRE ) 2 É a zona mais brilhante do astro e é uma zona fina entre a estrela e a sua atmosfera, a sua superfície tem um aspecto granulado. (C’est la zone la plus brillante de l’astre. C’ est une mince couche entre l’étoile et son atmosphère, sa surface a un aspect granulé) Z ONA RADIACTIVA (Z ONE RADIATIVE ) 2 : É nesta zona que toda a energia libertada pelo núcleo solar é transportada sob a forma de radiação (fotões). (c’est dans cette zone que toute l’énergie dégagée par le coeur y est transportée sous forme de radiations (photons)) Z ONA RADIACTIVA (Z ONE RADIATIVE ) 2 : É nesta zona que toda a energia libertada pelo núcleo solar é transportada sob a forma de radiação (fotões). (c’est dans cette zone que toute l’énergie dégagée par le coeur y est transportée sous forme de radiations (photons)) N ÚCLEO (C OEUR OU N OYAU ) 2 : Central nuclear da estrela onde ocorre a transformação do hidrogénio (H 2 ) noutros elementos, primeiro em hélio (He) e depois em elementos mais pesados. (C’est la centrale nucléaire de l’étoile qui transforme l’hydrogène (H 2 ) en hélium et après dans d’ autres éléments plus lourds) N ÚCLEO (C OEUR OU N OYAU ) 2 : Central nuclear da estrela onde ocorre a transformação do hidrogénio (H 2 ) noutros elementos, primeiro em hélio (He) e depois em elementos mais pesados. (C’est la centrale nucléaire de l’étoile qui transforme l’hydrogène (H 2 ) en hélium et après dans d’ autres éléments plus lourds) Z ONA CONVECTIVA (Z ONE CONVECTIVE ) 2 : Aqui o transporte de energia já não é assegurado pelos fotões, mas sim através dos movimentos de convecção da matéria. (Ici, le transport de l’énergie n’est plus assuré par les photons, mais par les mouvements de convection de la matière) Z ONA CONVECTIVA (Z ONE CONVECTIVE ) 2 : Aqui o transporte de energia já não é assegurado pelos fotões, mas sim através dos movimentos de convecção da matéria. (Ici, le transport de l’énergie n’est plus assuré par les photons, mais par les mouvements de convection de la matière) Figura 1: Estrutura interna do Sol 1 Figura 2: CME e formação de aurora boreal 3 Figura 3: mancha solar 5 Figura 4: Protuberância solar 5