As várias faces do Sol
As várias faces do Sol
5.800 K
10.000 K acima de
1.000.000 K
Diâmetro : 1.390.000 km (109,3 D
terra)
Massa
Massa: 1,99××10
27t (333.000 M
terra)
H ≈≈ 73,46%
He ≈≈ 24,86%
O ≈≈ 0,77%
C ≈≈ 0,29%
Fe + Ne + N + Si + Mg + S ≈≈ 0,59%
Demais ≈≈ 0,11%
Densidade:
Densidade:
núcleo
núcleo
= 160 g/
= 160 g/
cc
cc
média
média
= 1,41 g/cc
superfície = 1 bilionésimo g/cc
Período de rotação
Período de rotação: equador = 26,8 d
Física estelar
Espaço circunvizinho
Física de plasma em laboratório
Implicações no clima
TERRA SO L
Hidr ogênio
Hidr ogênio P ósit ron (elétron com carga elétrica positiva)
Neut rino (partícula subatômica)
Deutér io
Hidr ogênio Hélio-3
Ener gia Ener gia Hidr ogênio Hélio Hélio-3 4H ⇒⇒ He + energia F usão nuclear F usão nuclear
Núcleo
(15.000.000
oC)
Fusão nuclear
Núcleo
(15.000.000
oC)
Fusão nuclear
4H
→ He + 2ν + energia
Zona radiativa
energia transportada
através de absorção
e reemissão
Enos PicazzioZona convectiva
energia transportada
por convecção
Núcleo
(15.000.000
oC)
Fusão nuclear
4H
→ He + 2ν + energia
Zona radiativa
energia transportada
através de absorção
e reemissão
Enos PicazzioNúcleo
(15.000.000
oC)
Fusão nuclear
4H
→ He + 2ν + energia
Zona radiativa
energia transportada
através de absorção
e reemissão
Zona convectiva
energia transportada
por convecção
Interface
camada com
campo
magnético
complexo
Enos PicazzioSuperfície
(5.530
oC)
a luz pode
a luz pode
demorar
demorar até até 1,5 1,5 milhão
milhão dede anosanos
para
para chegar à chegar à superfície! superfície!
Interface
camada com
campo
magnético
complexo
Zona convectiva
energia transportada
por convecção
Zona radiativa
energia transportada
através de absorção
e reemissão
Núcleo
(15.000.000
oC)
Fusão nuclear
Mais rápido que a média
Mais lenta que a média
Mais lenta ainda
Velocidade do fluxo meridional de matéria
Rotação diferencial
• O Sol é gasoso, por isso não gira como corpo rígido
• Período de rotação:
pólos ~35 dias (máximo) equador ~28 dias (mínimo)
• Abaixo da zona convectiva essa variação praticamente desaparece.
Espessura ~500 km Espessura ~500 km Temp ~5800 K Temp ~5800 K Muito rarefeita Muito rarefeita Caracter
Caracteríísticas principais: sticas principais: I. Obscurecimento do limbo I. Obscurecimento do limbo.. N a luz branca o brilho
N a luz branca o brilho éé m
mááximo no centro do disco ximo no centro do disco solar, caindo para cerca de
solar, caindo para cerca de
20% nos bordos. N o centro
20% nos bordos. N o centro
do disco vemos as camadas
do disco vemos as camadas
mais profundas, por isso
mais profundas, por isso
mais quentes. N os bordos
mais quentes. N os bordos
vemos as camadas
vemos as camadas
superficiais mais frias, por
superficiais mais frias, por
isso menos brilhante.
isso menos brilhante.
P
Palavraalavra de de origem grega que significa origem grega que significa esferaesfera de de luzluz..
A superfície solar
A superfície solar
htt p:// www .h ar m sy .fr ee uk .c om/ fr aunh of er .h tm l
Linha Elemento lambda (ang) Linha Elemento lambda (ang)
Linhas de Fraunhofer
Figuras típicas da fotosfera
Espessura ~500 km Espessura ~500 km Temp ~5800 K Temp ~5800 K Muito rarefeita Muito rarefeita Caracter
Caracteríísticas principais: sticas principais: III. M anchas.
III. M anchas. regiregiõões escuras que giram es escuras que giram com o mesmo per
com o mesmo perííodo da rotaodo da rotaçãção solar, o solar, associadas a fortes campos magn
Umbra Umbra Penumbra Penumbra Penumbra A
A manchamancha é é mais fria quemais fria que a a fotosfera
fotosfera, , por isso parece por isso parece mais escura
mais escura. . Isto decorre por Isto decorre por ação do
ação do campo campo magnéticomagnético alí alí conce
conce intensosintensos..
A mancha circunda o Sol com a velocidade de rotação solar típica da latitude em que se encontra. A
A mancha circundamancha circunda o Sol com a o Sol com a velocidade
velocidade de de rotaçãorotação solar solar típica típica da
Grânulos tamanho: ~700 km, vida: 10-20 minutos veloc. de convecção: ~7 km/s Grânulos tamanho: ~700 km, vida: 10-20 minutos veloc. de convecção: ~7 km/s Espessura ~500 km Espessura ~500 km Temp ~5800 K Temp ~5800 K Muito rarefeita Muito rarefeita Caracter
Caracteríísticas principais: sticas principais: IV.
IV. textura granuladatextura granulada. . Cada granula
Cada granulaçãção representa o representa uma c
uma céélula convectiva O lula convectiva O centro
centro éé mais brilhante porque mais brilhante porque é
é o topo da coluna ascendente o topo da coluna ascendente de g
de gás aquecido. Os bordos ás aquecido. Os bordos s
sãão escuros porque o escuros porque éé por eles por eles que o g
que o gás frio imerge ás frio imerge novamente para as camadas novamente para as camadas mais profundas.
mais profundas.
Desdobramento de linhas espectrais
Desdobramento de linhas espectrais
Desdobramento de linhas espectrais
http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/light/zeeman-split.html
Os níveis de energia atômicos, e os correspondentes comprimentos de onda, são calculados sem a presença de campo magnético. Quando presente, o campo magnético desdobra os níveis atômicos em subníveis, aumentando o número de
linhas espectrais. Este desdobramento é conhecido por Efeito Zeeman. N a
presença de campo elétrico há fenômeno semelhante (Efeito Stark).
Pieter Zeeman
Pieter Zeeman
Zeeman Effect Ν Ν Ν Ν Ν Ν Ν Ν S
Polaridade magnética das manchas.
A ordem é invertida nos hemisférios.
Polaridade magnética
Polaridade magnética
das
das
manchas
manchas
.
.
A
A
ordem
ordem
é
é
invertida nos hemisférios
invertida nos hemisférios
.
.
S S S Ν Ν Ν Ν S O campo magnético altera os níveis de energia atômicos, dividindo as linhas espectrais. A separação entre as componentes é proporcional à intensidade do campo. Isto permite verificar a presença de campo magnético, determinar sua intensidade e construir um magnetograma. EFEITO ZEEMAN Enos Picazzio
Como no equador a velocidade de rotação é maior que nos pólos, as linhas do campo magnético “ se enrolam” com a rotação, e as direções tornam-se opostas nos hemisférios.
Por esta razão, os arcos magnéticos associados às manchas apresentam polaridades invertidas nos hemisférios.
Como no
Como no equadorequador a a velocidadevelocidade de de rotaçãorotação é é maior que nos pólosmaior que nos pólos, as , as linhaslinhas do do campo
campo magnéticomagnético “ se “ se enrolamenrolam” com a ” com a rotaçãorotação, e as , e as direções tornamdireções tornam--se se opostas opostas nos hemisférios
nos hemisférios. . Por esta razão
Por esta razão, , osos arcos arcos magnéticos associados às manchas apresentam magnéticos associados às manchas apresentam polaridades invertidas nos hemisférios
polaridades invertidas nos hemisférios..
Imagem filtrada em 656,3 nm Imagem filtrada em
Imagem filtrada em 656656,,3 3 nmnm
Em grego, significa
Em grego, significa esfera coloridaesfera colorida. .
Enos Picazzio
Baixa atmosfera
Baixa atmosfera, situada logo , situada logo
acima da fotosfera.
acima da fotosfera.
Cor avermelhada:
Cor avermelhada: luz emitida pelo luz emitida pelo
í
íon negativo do hidrogon negativo do hidrogêênio (Hnio (Halfaalfa--1a. 1a. linha da s
linha da séérie de Balmer, 656,3 nm)rie de Balmer, 656,3 nm). .
Cor alternativa:
Cor alternativa: luz ultravioleta nas luz ultravioleta nas
linhas H (393,3 nm) e K (396,8 nm) do
linhas H (393,3 nm) e K (396,8 nm) do
CaII (c
CaII (cáálcio ionizado).lcio ionizado).
Espessura:
Espessura: ~ 2.000 km; ~ 2.000 km;
Temperatura:
Temperatura: de 4.800K atde 4.800K atéé25.000K25.000K
Aquecimento:
Aquecimento: provprovéém da dissipam da dissipaçãção o
de energia de ondas de natureza
de energia de ondas de natureza
magn
Praias
Regiões ativas, por
isso mais quentes e
mais brilhantes.
Elas estão acima das
fáculas (regiões
fotosféricas ativas que
circundam as
manchas).
São vistas na linha
H_alfa, nas linhas H e
K do CaII (1 vez
ionizado), no
ultravioleta e em
microondas.
Praias
Praias
Regiões ativas, por
Regiões ativas, por
isso mais quentes e
isso mais quentes e
mais brilhantes.
mais brilhantes.
Elas estão acima das
Elas estão acima das
fáculas (regiões
fáculas (regiões
fotosféricas ativas que
fotosféricas ativas que
circundam as
circundam as
manchas).
manchas).
São vistas na linha
São vistas na linha
H_alfa, nas linhas H e
H_alfa, nas linhas H e
K do CaII (1 vez
K do CaII (1 vez
ionizado), no
ionizado), no
ultravioleta e em
ultravioleta e em
microondas.
microondas.
Enos Picazziosupergranulação
supergranulação
tamanho tamanho: ~ 30000 km; : ~ 30000 km; vida vida: : ~~1212 hhPossui um padrão celular semelhante ao fotosférico. Mas as dimensões e o tempo de vida das células cromosféricas são bem maiores.
Possui um padrão celular semelhante ao
Possui um padrão celular semelhante ao
fotosférico. Mas as dimensões e o tempo de
fotosférico. Mas as dimensões e o tempo de
vida das células cromosféricas são bem maiores.
vida das células cromosféricas são bem maiores.
Apresenta estruturas altamente complexas e magnetizadas (supergr
Apresenta estruturas altamente complexas e magnetizadas (supergranulaanulaçãção). O go). O gáás s aquecido sobe pelo centro da supergranula
aquecido sobe pelo centro da supergranulaçãção, flui horizontalmente para os bordos, e o, flui horizontalmente para os bordos, e imerge novamente.
imerge novamente.
Os bordos são contornados por estruturas finas, alongadas, escuras e quase verticais (espículos), com ~ 700 km de diâmetro e ~ 7.000 km de altura. Por eles plasma aquecido flui com velocidade de até 100 km/s
Espículos
Espículos
Protuberâncias
Protuberâncias::
arcadas magnéticas
arcadas magnéticas vistas no limbovistas no limbo.. P
Por or elas circulamelas circulamo plasma o plasma cromosféricocromosférico
Filamentos
Filamentos: topos de arcadas vistos contra o disco solar, : topos de arcadas vistos contra o disco solar,
são mais frios e brilham menos
são mais frios e brilham menos
bases
bases magnmagneetitizadas com zadas com polaridades
polaridades opostasopostas
3. As dimensões podem ser enormes, e a duração pode atingir horas.
4. Essas figuras cromosféricas permeiam a coroa solar, que é muito mais quente.
1. A configuração de uma protuberância é muito complexa.
2. Suas bases estão apoiadas sobre regiões com polaridades magnéticas opostas, formando um arco magnético por onde circula a matéria cromosférica.
Fina camada que separa a calma zona radiativa da agitada zona convectiva. Observações hélio-sismológicas sugerem que o campo magnético solar é gerado nessa região por um dínamo magnético. Mudanças de velocidade do fluído dessa camada podem provocar o estiramento das linhas de força do campo magnético tornando-o mais intenso. Há ainda indícios de que a composição química varia ao longo da camada.
ZONA DE TRANSIÇÃO
ZONA DE TRANSIÇÃO
Alta
Alta atmosferaatmosfera Visível a olho nu apenas durante
Visível a olho nu apenas durante osos eclipses totaiseclipses totais
É a É a luz luz fotosférica fotosférica espalhada espalhada apenas pelos apenas pelos elétrons elétrons, , confinados no confinados no campo campo magnético magnético (espalhamento (espalhamento Thomson) Thomson)
COROA NA LUZ BRANCA
Como
Como os elétrons interagemos elétrons interagem com o campo com o campo magnéticomagnético, a , a configuração da coroa
configuração da coroa é a do campo é a do campo magnéticomagnético global.global.
protuberância protuberância
N a luz branca a coroa brilha tanto quanto a Lua Cheia. Ainda assim, é cerca de 1 milhão de vezes mais fraca que a fotosfera. Vista quando se bloqueia o disco solar ( em um eclipse ou com um coronógrafo) . Como sua temperatura é elevada ( milhões K) , ela pode ser vista diretamente em linhas espectrais.
Não há o que temer com observação direta da coroa!
Não há o que temer com observação direta da coroa! Mas precaução nunca é demais...
Mas precaução nunca é demais...
Enos Picazzio
Fe IX (171 Å) Fe XII (195 Å)
Fe XV (284 Å) He II (304 Å)
significa 14 vezes ionizado (perdeu 14 elétrons)
A
A temperatura elevada temperatura elevada da coroa excita os
da coroa excita os
átomos
átomos dos dos elementos elementos químicos presentes
químicos presentes, , que que passam
passam a a emitir luz em emitir luz em comprimentos
comprimentos de de onda onda característicos
característicos do do nívelnível de
de excitaçãoexcitação.. O
O brilho aumentabrilho aumenta com a com a temperatura
temperatura local.local.
Estes são apenas alguns exemplos das inúmeras coroas de emissão.
Coroa E,
( de emissão)
Coroa E,
( de emissão)
IMAGENS SIMULTÂNEAS IMAGENS SIMULTÂNEAS Enos PicazzioEstas regiões giram
Estas regiões giram com a com a rotação típica darotação típica da latitude solar latitude solar em queem que se se encontramencontram. . As
As temperaturas locais podem ultrapassartemperaturas locais podem ultrapassar 2.000.000 K2.000.000 K..
Coroa em raio X
Coroa em raio X
Regiões
Regiões de campo de campo magnético magnético fechado
fechado, , por ondepor onde o plasma o plasma quente circula
quente circula
Buracos coronais
Buracos coronais, , regiõesregiões de de campo
campo magnético abertomagnético aberto; plasma ; plasma flui para
flui para o o espaço interplanetárioespaço interplanetário
Plumas coronais
Plumas coronais
vistas nas proximidades dos pólos
vistas
vistas
nas proximidades
nas proximidades
dos
dos
pólos
pólos
•
• Raios brilhantes vistos nos Raios brilhantes vistos nos buracos coronais (BC).
buracos coronais (BC).
•
• Estruturas enraizadas em Estruturas enraizadas em concentrações magnéticas de
concentrações magnéticas de
fluxo na fotosfera.
fluxo na fotosfera.
•
• ExpandemExpandem--se radialmente se radialmente acima dos buracos coronais por
acima dos buracos coronais por
até 15 raios solares, seguindo
até 15 raios solares, seguindo
provavelmente as linhas abertas
provavelmente as linhas abertas
do campo.
do campo.
A formação parece ser devida reconecção de linhas do campo magné
A formação parece ser devida reconecção de linhas do campo magnético, fato que parece tico, fato que parece
explicar os valores extremamente baixos da razão de abundância N
explicar os valores extremamente baixos da razão de abundância Ne/Mg.e/Mg.
Arcos coronais
Arcos coronais
Uma visão detal
Uma visão detal
hada
hada
revela
revela
uma
uma
configuração
configuração
complexa
complexa
e
e
diversificada
diversificada
,
,
e
e
mostra que eles são
mostra que eles são
formados
formados
por
por
inúmeros
inúmeros
arcos
arcos
mais finos
mais finos
.
.
Esta é uma configuração instantânea.
Esta é uma configuração instantânea.
Formação da arcada Visão integrada
coroa CARPETE MAGNÉTICO E O AQUECIMENTO CORONAL CARPETE MAGNÉTICO CARPETE MAGNÉTICO E O E O AQUECIMENTO CORONAL AQUECIMENTO CORONAL A energia magnética liberada nas interações entre inúmeras regiões pequenas de polaridades magnéticas opostas pode
explicar o aquecimento coronal
A energia magnética liberada nas interações entre inúmeras regiões pequenas de polaridades magnéticas opostas pode
explicar o aquecimento coronal
Vista do topo
Vista do topo Vista da baseVista da base
Vista aérea
ASSOCIAÇÃO ENTRE
ASSOCIAÇÃO ENTRE
FENÔMENOS CORONAIS E
FENÔMENOS CORONAIS E
CROMOSFÉRICOS
CROMOSFÉRICOS
COROA CROMOSFERA AsAs imagens mostram queimagens mostram que as as zonas zonas ativas cromosféricas estão
ativas cromosféricas estão
associadas às zonas ativas
associadas às zonas ativas
coronais
coronais. .
Esse “vento ” carrega cerca 1 milhão de toneladas de plasma aquecido (~100.000 K) e eletricamente carregado, a cada segundo. A velocidade varia entre 300 e 1000 km/s, a densidade entre 1 e 10 particulas/cm3.
O vento solar é composto principalmente de prótons (H+), mas também de
núcleos de hélio (He2+) e elétrons que equilibram eletricamente os íons
positivos. Cerca de 0,1% do vento é composto de íons de outros elementos incluindo carbono, nitrogênio, oxigênio, neônio, magnésio, silício, ferro e outros. A missão Genesis foi dedicada à análise dos elementos entre o lítio (3L) e o urânio (92U).
O vento origina-se de sistemas de correntes elétricas coronais e comporta-se como um fluído eletricamente condutor. Esse gás extremamente diluído e superaquecido alcança distâncias imensas: Voyager 1 detectou vento a 85 UA.
O movimento é sincronizado com a atividade solar. Das estrias coronais surge a componente densa e de baixa velocidade do vento solar. Durante o período de baixa atividade solar, uma componente de alta velocidade flui dos “buracos coronais” situados nas proximidades de pólos solares.
Fluxo
Fluxo de de prótonsprótons (~96%), (~96%), núcleosnúcleos de
de héliohélio (~4%) e (~4%) e resquíciosresquícios de de núcleos
núcleos de de elementos mais pesados elementos mais pesados proveniente
proveniente do Sol.do Sol.
Núcleos atômicos ionizados chocam
Núcleos atômicos ionizados chocam--se se com a magnetosfera, provocando um
com a magnetosfera, provocando um
influxo de partículas carregadas sobre a
influxo de partículas carregadas sobre a
Terra, através
Terra, através dos dos pólospólos. No choque . No choque com com a
a atmosferaatmosfera excitamexcitam o o gás atmosféricogás atmosférico. . A
A retornar ao estadoretornar ao estado normal o normal o gás emite gás emite luz produzindo
luz produzindo as auroras as auroras polarespolares..
Duas imagens do satélite SoHO:
a da direita foi tomada durante uma tempestade solar. A aparente má qualidade da imagem é na realidade o resultado das partículas do vento atingindo o detector
do instrumento.
Duas imagens
Duas imagens do do satélite SoHOsatélite SoHO: : a
a da direita foi tomada durante uma tempestadeda direita foi tomada durante uma tempestade solar. A solar. A aparente má qualidade aparente má qualidade da imagem
da imagem é é na realidadena realidade o o resultadoresultado das das partículaspartículas do do vento atingindovento atingindo o detector o detector do
do instrumentoinstrumento..
Tempestade solar de 30/10/2003
SOHO: http://sohowww.nascom.nasa.gov/ visível visível 700 Å - 1,5 a 6 RSOL 470 Å - 3,5 a 30 RSOL 284 Å Fe XII - 195 Å Halfa- 6563 Å 28-31/10 28-31/10 12-31/10 Enos PicazzioA área relativa das zonas ativas aumenta com a atividade
A área relativa das zonas ativas aumenta com a atividade
O Sol têm um ciclo de atividade da ordem de 11 anos.
Durante esse tempo o número de manchas solares varia, e o campo magnético global se inverte.
Portanto o ciclo magnético tem cerca de 22 anos.
O Sol têm um ciclo de atividade da ordem de 11 anos.
Durante esse tempo o número de manchas solares varia, e o campo magnético global se inverte.
Portanto o ciclo magnético tem cerca de 22 anos.
Little Ice Age
Durante esse período o Sol esteve em atividade mínima, praticamente sem
manchas.
Durante esse período
Durante esse período o Sol o Sol esteve em esteve em atividade mínima
atividade mínima, , praticamente sem praticamente sem manchas
manchas..
O clima da Terra foi fortemente afetado por esse fenômeno.
O
O clima daclima da Terra Terra foi fortemfoi fortemeente afetado nte afetado por esse fenômeno
por esse fenômeno..
Minimo
Minimo de Maunderde Maunder
Estudo recente associa morte coletiva de baleias com atividade solar
Enos Picazzio
A
A magnetosfera terrestre fica mais magnetosfera terrestre fica mais carregada
carregada com com partículas solares partículas solares eletricamente carregadas
eletricamente carregadas à à medida medida que
que a a atividadeatividade solar solar aumentaaumenta. . Quanto mais carregada
Quanto mais carregada a a magnetosfera
magnetosfera, , menos raios cósmicos menos raios cósmicos penetram atmosfera
penetram atmosfera. . Ou sejaOu seja, a , a taxataxa de
de incidênciaincidência de de raios cósmicos na raios cósmicos na superfície depende da atividade
superfície depende da atividade solar.solar.
Consequência: 14N + raio cósmico →→ 14C . .
O
O 1414C é C é instávelinstável e e decai novamente emdecai novamente em 1414N. N. MetadeMetade do do 1414C C decai emdecai em 1414N a N a cadacada 5.700 5.700
anos
anos ((meia vidameia vidado do 1414C). C).
Analisando
Analisando a a razãorazão 1414N/N/1414C C nos materiaisnos materiais, , porpor ex. ex. nos troncosnos troncos de de árvores antigasárvores antigas, , podepode--se se
avaliar
avaliar a data de a data de ocorrênciaocorrência. Com a . Com a abundância relativaabundância relativa e a data e a data podepode--se se inferirinferir a a atividade
atividade solar solar da época analisadada época analisada..
raios cósmicos × atividade solar
DATAÇÃO ATRAVÉS DO 14C
DATAÇÃO ATRAVÉS DO
DATAÇÃO ATRAVÉS DO 1414CC
A quantidade de manchas aumenta com a atividade solar. As manchas são escassas na fase de mínima atividade e aparecem próximas às latitudes 30o norte e sul. Com a evolução do ciclo, a
quantidade aumenta e elas surgem em latitudes menores, até o pico de máxima atividade. A partir dai, elas desaparecem gradativamente e começam a surgir novamente próximas às latitudes 30o.
A
A quantidadequantidade de de manchas aumentamanchas aumenta com a com a atividadeatividade solar. As solar. As manchas são escassas na fasemanchas são escassas na fase de de mínima atividade
mínima atividade e e aparecem próximas àsaparecem próximas às latitudes 30latitudes 30oo nortenortee e sulsul. Com a . Com a evoluçãoevolução do do ciclociclo, a , a
quantidade aumenta
quantidade aumenta e e elas surgem emelas surgem em latitudes latitudes menoresmenores, , atéaté o o picopico de de máxima atividademáxima atividade. A . A partir dai
partir dai, , elas desaparecem gradativamenteelas desaparecem gradativamente e e começamcomeçam a a surgir novamente próximas àssurgir novamente próximas às latitudes 30
latitudes 30oo..
O CICLO DAS MANCHAS
O CICLO DAS MANCHAS
O CICLO DAS MANCHAS
Diagrama da borboleta
Diagrama da borboleta
Máximo 11/08/99 Mínimo
24/10/95
APARÊNCIA DA COROA E O CICLO SOLAR
Instabilidades magnéticas liberam violentamente quantidades enormes
de energia causando erupções de brilho. Essas erupções podem liberar mais energia que as grandes protuberâncias . Observações em raios X e ultravioleta mostram que as áreas mais compactas, localizadas nas regiões centrais dos “flares”, podem atingir temperaturas da ordem de 100.000.000 K. A violência desses eventos ejeta partículas com tanta energia que o campo magnético local é incapaz de contê-las. Essa matéria é lançada ao espaço com muita violência.
Instabilidades magnéticas liberam
Instabilidades magnéticas liberam
violentamente quantidades enormes
violentamente quantidades enormes
de
de energia causando erupçõesenergia causando erupções de de brilho
brilho. . Essas erupções podem liberar mais
Essas erupções podem liberar mais
energia que
energia que as as grandes grandes protuberâncias
protuberâncias ..
Observações em raios
Observações em raios X e X e
ultravioleta mostram que
ultravioleta mostram que as as áreas áreas mais compactas
mais compactas, , localizadas nas localizadas nas
regiões centrais
regiões centrais dos “flares”, dos “flares”, podem podem atingir temperaturas da ordem
atingir temperaturas da ordem de de
100.000.000 K.
100.000.000 K.
A
A violência desses eventos ejeta violência desses eventos ejeta partículas
partículas com com tanta energia quetanta energia que o o campo
campo magnéticomagnético local é local é incapazincapaz de de contê
contê--laslas. . Essa matéria Essa matéria é é lançada ao lançada ao
espaço
espaço com com muita violênciamuita violência.. Esses eventos ocorrem entre a alta cromosfera
e baixa coroa.
Esses eventos ocorrem entre a alta cromosfera e baixa coroa.
ERUPÇÃO (“FLARE”)
ERUPÇÃO (“FLARE”)
ERUPÇÃO (“FLARE”)
Enos Picazzio
Técnica que aproveita os sismos solares para estudar o interior do Sol, de forma semelhante à sismologia terrestre.
Técnica que a
Técnica que aproveita os sismos solares para estudarproveita os sismos solares para estudar o interior do Sol, o interior do Sol, de forma
de forma semelhante semelhante à sismologiaà sismologia tterrerrestreestre..
Um
Um modelo paramodelo para as as oscilaçõesoscilações de 5 de 5 minutosminutos de de períodoperíodo..
movimento ascendente
movimento descendente
Enos Picazzio
retrógrada direta ou prógrada estacionária
Enos Picazzio
SOHO (Solar & Heliospheric Observatory)
http://sohowww.nascom.nasa.gov/
Transition Region and Coronal Explorer
http://vestige.lmsal.com/TRACE/
Yohkoh Public Outreach Project
http://www.lmsal.com/YPOP/homepage.html
GOES Solar X-ray Imager
http://sxi.ngdc.noaa.gov/
Stanford Solar Center: highlight and contents
http://solar-center.stanford.edu/roadmap.html
Marshall Solar Physics
http://science.nasa.gov/ssl/PAD/SOLAR/default.htm
The Virtual Solar Observatory
http://vso.nso.edu/vsow_files/frame.htm
NSO National Solar Observatory
http://www.nso.edu/
CRÉDITOS, REFERÊNCIAS E SUGESTÕES
CRÉDITOS, REFERÊNCIAS E SUGESTÕES
Current Solar Data
http://www.maj.com/sun/index.html
HASTA Search Facility (imagens e filmes)
http://www2.plasma.mpe-garching.mpg.de/hasta/hastasearch.html
Helio- and Asteroseismology
http://bigcat.obs.aau.dk/helio_outreach/english/engrays.html
Estrutura
http://solar.physics.montana.edu/YPOP/Spotlight/SunInfo/Structure.html
Solar Activity Monitor
http://www.maj.com/sun/status.html
Astronomy Today
http://www.prenhall.com/chaisson/
CRÉDITOS, REFERÊNCIAS E SUGESTÕES
CRÉDITOS, REFERÊNCIAS E SUGESTÕES