Prof. Rodrigo

O Sol na luz visível

Características do Sol

Estrutura do interior solar Núcleo: 10% da massa solar, T=15 milhões K  reações termo-nucleares (4H  He)Núcleo: 10% da massa solar, T=15 milhões K  reações termo-nucleares (4H  He) Camada radiativa: energia flui por radiação (10% até 70% do raio solar)Camada radiativa: energia 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)Camada convectiva: energia flui por convecção T<10,000 K (70% do raio solar até a superfície)

GranulaçãoGranulação

ConvecçãoConvecção 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

FotosferaFotosfera

CromosferaCromosfera

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

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

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

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.

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

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

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)

Atividade Solar

mancha solar

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

Interação com a Terra 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 comunicações de longa distância; picos de correntes nas linhas de alta tensão; comportamento errático de instrumentos de na- vegação; alterações na camada de ozônio; Auroras;

AurorasAuroras Partículas aceleradas 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