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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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1 Nossa Estrela: O Sol Adriana Válio Roque da Silva Centro de Rádio Astronomia e Astrofísica Mackenzie Universidade Presbiteriana Mackenzie

2 O Sol Parâmetros físicos do sol Estrutura solar Evolução solar Campo magnético solar Atividade solar: explosões solares ejeção de massa coronal relações Sol-Terra

3 O Sol na luz visível

4 Características do Sol

5 Estrutura Solar

6 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)

7 Granulação

8 Convecção Clique na figura acima para ver a animação das células convectivas na superfície do Sol.

9 Atmosfera Solar

10 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

11 Fotosfera

12 Cromosfera

13 Coroa Observada a olho nu durante eclipses sola- res Bastante difusa (baixa densidade) Inomogênea T=2 a 4 milhões K

14 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?

15 Espectro Eletromagnético èOndas eletro- magnéticas: des- de pequenos com- primentos de onda (raios gama) até km (rádio) comprimento de onda visível

16 O Sol em vários comprimentos de onda Cromosfera (H Fotosfera (luz branca) Baixa coroa (17 GHz)

17 O Sol em vários comprimentos de onda Cromosfera (ultra-violeta) Baixa coroa (UV extremo) Coroa (raio-X)

18 Camadas Clique na figura acima para ver a animação das camadas da atmosfera do Sol.

19 Evolução Solar

20 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

21 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

22 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 Futuro do Sol

23 Estágios finais Nebulosa planetária: 1/3 da massa é ejetada camadas internas são expostas Nebulosa da Hélice

24 Anã Branca núcleo da nebulosa planetária (carbono) raio igual ao da Terra T = 10,000 K até esfriar completamente (trilhões de anos)

25 Vida do Sol

26 Atividade Solar

27 mancha solar

28 Ciclo de atividade solar Ciclo de atividade: percebeu-se que o número de manchas solares era cíclico duração de 11 anos medidas desde 1600 atualmente estamos em um máximo

29 Máximo de atividade èPróximo máximo de atividade solar por volta de

30 Ciclo solar em raio-X Montagem de imagens tomadas a cada 6 meses durante 6 anos.

31 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)

32 Campo magnético arcos magnéticos observados no UV pelo satélite TRACE região ativa (mancha solar)

33 Atividade Solar Devido ao campo magnético Duração de 11 anos Manifestações: Manchas solares Explosões solares Ejeções de massas coronais

34 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

35 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.

36 Explosão (UV) Clique na figura para ver a animação da explosão.

37 Ejeção de Massa Coronal Associadas às proe- minências solares matéria (elétrons, prótons e íons) é arremessada para o meio interplanetário pode atingir a Terra

38 Ejeção de Massa

39 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

40 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

41 Auroras Partículas acelera- das do sol entram na atmosfera solar pelos pólos Interagem com os átomos da alta at- mosfera causando emissão colorida

42 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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