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

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

O Sol na luz visível

Características do Sol

Estrutura Solar

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)

Granulação

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

Atmosfera Solar

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

Fotosfera

Cromosfera

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

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?

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

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

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

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

Evolução Solar

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

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

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

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

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

Vida do Sol

Atividade Solar

Atividade Solar mancha solar

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

Máximo de atividade Próximo máximo de atividade solar por volta de 2000-2001

Ciclo solar em raio-X 1996 Montagem de imagens tomadas a cada 6 meses durante 6 anos. 1991

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)

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

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

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

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.

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

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

Ejeção de Massa

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

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

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

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