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PublicouElisa Vieira Alterado mais de 10 anos atrás
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Nossa Estrela: O Sol Adriana Válio Roque da Silva
Centro de Rádio Astronomia e Astrofísica Mackenzie Universidade Presbiteriana Mackenzie
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O Sol Parâmetros físicos do sol Estrutura solar Evolução solar
Campo magnético solar Atividade solar: explosões solares ejeção de massa coronal relações Sol-Terra
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O Sol na luz visível
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Características do Sol
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Estrutura Solar
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Estrutura do interior solar
Núcleo: 10% da massa solar, T=15 milhões K reações termo-nucleares (4H He) Camada radiativa: ener-gia flui por radiação (10% até 70% do raio solar) Camada convectiva: energia flui por convecção T<10,000 K (70% do raio solar até a superfície)
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Granulação
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Convecção Clique na figura acima para ver a animação das células convectivas na superfície do Sol.
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Atmosfera Solar
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Atmosfera solar Fotosfera: superfície até 300 km, T=5800 K, manchas solares Cromosfera: 10,000 km acima da superfície, T=15,000 K, cor aver-melhada em eclipses Coroa: até 2 raios solares, T=2-4 milhões K, vento solar
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Fotosfera
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Cromosfera
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Coroa Observada a olho nu durante eclipses sola-res
Bastante difusa (baixa densidade) Inomogênea T=2 a 4 milhões K
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Aquecimento da coroa Na atmosfera, a temperatura das ca-madas mais exter-nas aumenta. Ainda é um proble-ma em aberto qual é a fonte de energia?
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Espectro Eletromagnético
visível Ondas eletro-magnéticas: des-de pequenos com-primentos de onda (raios gama) até km (rádio) comprimento de onda
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O Sol em vários comprimentos de onda
Fotosfera (luz branca) Cromosfera (Ha) Baixa coroa (17 GHz)
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O Sol em vários comprimentos de onda
Cromosfera (ultra-violeta) Baixa coroa (UV extremo) Coroa (raio-X)
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Camadas Clique na figura acima para ver a animação das camadas da atmosfera do Sol.
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Evolução Solar
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Formação do Sol Formação: 10 milhões de anos
nuvem molecular em forma de disco o proto-sol no centro e proto-planetas ao redor formaram-se simulta-neamente quando temperatura no centro alta suficiente nasce uma estrela Clique na figura acima para ver a animação da formação do sistema solar
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Maturidade do sol Seqüência principal: 10 bilhões de anos
Hoje: estrela comum com idade de 4.6 bilhões de anos conversão de H em He no núcleo pelas reações nucleares equilíbrio hidrostático: pressão do gás = pressão gravitacional
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Futuro do Sol Gigante vermelha: 1.5 bilhões de anos
esgota-se o H do núcleo inicia-se a fusão do He em C raio 3 vezes maior Super gigante vermelha: 250 milhões de anos esgota-se o He no núcleo queima de He em C em casca esférica ao redor do núcleo raio é 100 vezes maior engloba a órbita da Terra
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Estágios finais Nebulosa planetária: 1/3 da massa é ejetada
camadas internas são expostas Nebulosa da Hélice
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Anã Branca núcleo da nebulosa planetária (carbono)
raio igual ao da Terra T = 10,000 K até esfriar completamente (trilhões de anos)
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Vida do Sol
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Atividade Solar
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Atividade Solar mancha solar
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Ciclo de atividade solar
percebeu-se que o número de manchas solares era cíclico duração de 11 anos medidas desde 1600 atualmente estamos em um máximo
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Máximo de atividade Próximo máximo de atividade solar por volta de
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Ciclo solar em raio-X 1996 Montagem de imagens tomadas a cada 6 meses durante 6 anos. 1991
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Campo magnético solar Campo tradicional de dipolo
Rotação diferencial: 28 (equador) e 31 dias (pólos) Campo responsável pelas regiões ativas B inverte de polaridade a cada 22 anos (ciclo de Babcock)
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Campo magnético região ativa (mancha solar)
arcos magnéticos observados no UV pelo satélite TRACE
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Atividade Solar Devido ao campo magnético Duração de 11 anos
Manifestações: Manchas solares Explosões solares Ejeções de massas coronais
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Manchas solares Manchas escuras nas imagens do sol em luz visível
mais frias do que a superfície ao redor regiões de altas concentrações de campo magnético
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Explosão solar Súbita liberação de grandes quantidades de energia (segundos a minutos) aquece o plasma local acelera partículas a al-tas energias e produz grande quantidade de radiação e partículas fonte de energia campo magnético Clique na figura acima para ver a animação da explosão.
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Explosão (UV) Clique na figura para ver a animação da explosão.
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Ejeção de Massa Coronal
Associadas às proe-minências solares matéria (elétrons, prótons e íons) é arremessada para o meio interplanetário pode atingir a Terra
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Ejeção de Massa
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Interação com a Terra Quando a radiação e partículas produzidas pela atividade solar alcançam a Terra, estas podem causar: doses letais de ra-diação X para as-tronautas alteração nas ór-bitas de satélites
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Tempestade eletromagnética
alterações na ionosfera afetam as comunica-ções de longa distância picos de correntes nas linhas de alta tensão comportamento errático de instrumentos de na-vegação alterações na camada de ozônio auroras
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Auroras Partículas acelera-das do sol entram na atmosfera solar pelos pólos Interagem com os átomos da alta at-mosfera causando emissão colorida
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Questões em aberto Aquecimento da coroa solar
Previsão de quando ocorrerão: explosões solares ejeções de massa coronal Causas da atividade solar configuração do campo magnético como e onde energia das explosões é armazenada mecanismo de aceleração das partículas
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