ALO-Sol-b

O Sol

As várias faces do Sol

Estrutura Geral

Sol Visível => Fotosfera

Nota:

Europa

satélite

de Júpiter com

órbita distando

671 000 km do

planeta

Estrutura Geral

Tamanho

Tamanho

Raio= 6,96 x 108 _m 696 000 km

Europa é satélite de Jupiter, Com orbita de 628 300 000 km,

FORMAS DE TRANSPORTE DE ENERGIA

Existem três formas de transportar-se energia: por condução, convecção e radiação.

Condução:

Quando uma colher de metal se aquece ao ser mergulhada em uma xícara de chá quente, a energia está sendo transportada por condução do chá para a colher.

Convecção:

Quando você esquenta um bule de água para fazer café, inicialmente a energia é transmitida através da água pelo modo condutivo. Porém, em um dado momento, a água de baixo fica muito mais quente que a da superfície e a condução sozinha não dá conta do transporte. Daí a água começa a ferver, isto é, bolhas de água quente sobem do fundo para a superfície. Nesse ponto, temos o transporte convectivo de energia.

Radiação:

Uma outra maneira de transportar energia é através da radiação. Imagine-se em uma praia tomando refrigerante em uma latinha em um dia quente de verão. Você deixou a latinha no sol e quando foi recolhêla, ela estava muito quente. Nesse caso, foi a radiação (no caso solar) que aqueceu a lata, transportando calor do sol para a lata.

http://www.das.inpe.br/ciaa/cd/HTML/sistema_solar/3_3_1.htm http://www.das.inpe.br/ciaa/cd/HTML/estrelas/ESTRELAS.htm

Ver também o Curso do INPE, de Hugo Capelato:

Estrutura Geral

# Interior Solar

Zona de Radiação

: 200 000 < R < 500 000 km

Zona de Convecção

: 500 000 < R < 700 000 km

# Núcleo => Raio = 200 000 km

# Atmosfera Solar

Fotosfera

: Espessura = 500 km

Cromosfera

: Espessura = 1 500 km

Região de Transição

: Espessura = 8 500 km

Coroa Solar

: Espessura = Milhões de km

Características Físicas do Sol

Propriedades Sol Terra Sol/Terra

Raio _{6,96 x 10}8 _{m 6,38 x 10}6 _{m 109}

Massa _{1,99 x 10}30 _{kg 5,97 x 10}24 _{kg 332.830}

Densidade Média _{1410 kg/m}3 _{5520 kg/m}3 _0,26

Período de Rotação _{24,9 dias (Equador)}

29,8 dias (Pólos)

0,997 dias 24,97 29,89

Temperatura superficial _{5780 K 290 K 19,9}

-Características Físicas do Sol

# Luminosidade

“Quantidade de energia irradiada por segundo, pelo Sol, em todas as direções”

# Constante Solar

É a quantidade de energia solar que alcança uma área de 1 m2 _{no topo da}

atmosfera da Terra, em um segundo. Valor  1 400 W/m2_/s

Superfície da esfera S = 4 r2 Raio da esfera r = 1 ua  1,5 x 1011 _m S = 4 r2 _{ 2,8 x 10}23 _m2 Luminosidade = S.1400  4 x 1026 W/s A Terra intercepta 2 x A Terra intercepta 2 x 10101717 _{W/s W/s}

1 W = 1 J / s

1 W = 1 J / s

Interior Solar

# Modelo Solar Padrão

Interior Solar

# Zona de Radiação

Energia transportada por fótons

# Zona de Convecção

Interior Solar

Núcleo do Sol : 130 bilhões de reações de fusão

por metro cúbico por segundo (ver

Ryan &

Norton

-2010- p.68).

A vida-média do próton antes de se fundir com

outro próton é de mais de 5 bilhões de anos

(p.68).

10^6 = um milhão

10^9 = um bilhão

Fusões Termonucleares com

O tempo das etapas

Bilhões de anos

Bilhões de anos

Sol

A

zona radiativa

estende-se até cerca de três quartos do raio do

Sol e nela, como o seu nome sugere, a energia é transportada por

irradiação – muito lentamente. Estima-se que

um fóton possa

levar em média mais de150 mil anos

desde que deixa o núcleo

até atravessar toda a zona radiativa.

Na

zona convectiva

a temperatura é relativamente muito mais

baixa: cerca de 2 milhões de graus. O

plasma nesta zona

continua a ser demasiado denso e opaco

para que a radiação

passe livremente por transmissão. Por isso, a energia é

transportada por imensas correntes de convecção, de modo que o

plasma muito aquecido junto à zona radiativa se move em direção

à superfície mais fria.

Ions mais pesados, de carbono, nitrogênio, oxigênio, cálcio e ferro, prendem alguns de seus elétrons. Isso faz com que o material mais opaco de modo que é mais difícil para a radiação de passar.

Sol

A fotosfera é a superfície visível do Sol. É fria, só

cerca de 5800 K. Logo acima da fotosfera encontra-se

uma camada,

a cromosfera, só detectável por

espectroscopia

, dado que emite numa zona do

vermelho típica da dissociação do hidrogênio. A

cromosfera e a coroa são como que a “atmosfera”

solar.

A coroa é constituída por um plasma muito difuso

(cerca de 0.1 microbar de pressão) e, estranhamente,

muito quente – cerca de 2 milhões de graus, e ainda

mais quente nas zonas onde há erupções. Um dos

objectivo da missão SOHO é esclarecer estes factos.

Unidades de Pressão

  Pa bar at atm Torr psi

1 Pa ≡ 1 N/m² = 10−5 _bar ≈ 10,2·10−6  at ≈ 9,87·10 −6  atm ≈ 7,5·10 −3  Torr ≈ 145·10 −6  psi

1 bar = 100 000 Pa ≡ 10_dyn/cm²6  ≈ 1,02 at ≈ 0,987 atm ≈ 750 Torr ≈ 14,504 psi 1 at = 98 066,5 _Pa = 0,98 bar ≡ 1 kgf/cm² ≈ 0,968 atm ≈ 736 Torr ≈ 14,223 psi 1 atm = 101 325 Pa = 1,01325 _bar ≈ 1,033 at ≡ 101 325 Pa = 760 Torr ≈ 14,696 psi 1 Torr ≈ 133,322 Pa ≈ 1,333·10_bar −3  ≈ 1,360·10_at −3  _atm≈ 1,316·10−3  ≡ 1 mmHg ≈ 19,337·10−3 

psi 1 psi ≈ 6894,757 _Pa ≈ 68,948·10−3  bar ≈  70,307·10−3  at ≈  68,046·10−3  atm ≈ 51,7149  Torr ≡ 1 lbf/in²

Unidades de Pressão

1 bar ~ 1 atm

  Pa bar at atm Torr psi 1 Pa ≡ 1 _N/m² = 10_bar −5  ≈ 10,2·10− 6 _at ≈  9,87·10− 6 _atm ≈  7,5·10−3  Torr ≈  145·10−6  psi 1 bar = 100 _000 Pa ≡ 10_dyn/cm²6  ≈ 1,02 _at ≈ 0,987 _atm ≈ 750 _Torr ≈ 14,504 

psi 1 at = 98 066,5 

Pa

= 0,98 

bar ≡ 1 kgf/cm² ≈ 0,968 atm ≈ 736 Torr ≈  14,223  psi 1 atm = 101 _325 Pa = 1,01325  bar ≈ 1,033  at ≡ 101 325 Pa = 760 Torr ≈  14,696  psi 1 Torr ≈ 133,322  Pa ≈  1,333·1 0−3 _bar ≈  1,360·1 0−3 _at ≈  1,316·1 0−3 _atm ≡ 1  mmHg ≈  19,337· 10−3 _psi 1 psi ≈ 6894,75 7 Pa ≈  68,948· 10−3 _bar ≈  70,307· 10−3 _at ≈  68,046· 10−3 _atm ≈  51,7149  Torr ≡ 1  lbf/in²

Interior – Fotosfera

Interior – Fotosfera

Grãos com diâmetros de 100 km

Observando-se a superfície solar

com grande ampliação os padrões

de granulação se assemelham às

bolhas de gás quente

transportando a energia do

interior para a superfície.

Atmosfera Solar

#

Fotosfera

Espectro Solar permite a

identificação de 67 elementos Elemento Abundância (% do n0 total de átomos) Abundância (% da massa total) Hidrogênio _91,2 71,0 Hélio _8,7 27,1 Oxigênio 0,078 0,97 Carbono 0,043 0,40 Nitrogênio 0,0088 0,096 Silício 0,0045 0,099 Magnésio 0,0038 0,076 Néon 0,0035 0,058 Ferro 0,0030 0,14 Enxofre 0,0015 0,040

Ver em http://astro.if.ufrgs.br/rad/espec/espec.htm

Es

pe

Leis de Kirchhoff

1) Um corpo opaco quente, sólido, líquido ou gasoso, emite um

espectro contínuo.

2) Um gás transparente produz um espectro de linhas brilhantes (de emissão). O número e a posição destas linhas depende dos elementos químicos presentes no gás.

3) Se um espectro contínuo passar por um gás à temperatura mais baixa, o gás frio causa a presença de linhas escuras (absorção). O número e a posição destas linhas depende dos

elementos químicos presentes no gás.

http://www.on.br/ead_2013/site/conteudo/c ap11-espectro/espectro-geral.html

Espectro sem as raias de absorção

Contínuo

-1

lei

• um corpo opaco e quente, produz um espectro contínuo. 

• o corpo opaco e quente pode ser um sólido, um líquido  ou um gás altamente comprimido, e portanto denso.  •o espectro contínuo é um verdadeiro "arco-íris", um conjunto completo de cores sem qualquer linha espectral traçada sobre ele. 

•%%%%%%%%%%%%%%%%%%

2

lei

•o número e as cores destas linhas depende de quais os elementos que estão presentes no gás.

%%%%%%%%%%%%%%%%%%

3

lei

• se colocamos um gás transparente e frio na frente de  uma fonte de espectro contínuo, o gás mais frio provoca o aparecimento de uma série de linhas escuras

riscadas entre as cores do espectro contínuo. 

• a este espectro damos o nome de espectro de linhas de absorção.  •as cores e o número das linhas de absorção depende dos  elementos presentes no gás frio. 

Leis de

Kirchhoff

É muito importante notar que as

linhas brilhantes que aparecem em

um espectro de emissão

ocorrem

exatamente nos mesmos

comprimentos de onda

que as

linhas escuras no seu espectro de

absorção

linhas brilhantes de emissão

linhas escuras de absorção

linhas brilhantes de emissão

linhas escuras de absorção

Atmosfera Solar

# Cromosfera (

500 – 2000 km

)

Pequenos jatos de matéria quente que se elevam com velocidades de  100 km/s

Atmosfera Solar

Atmosfera Solar

# Coroa Solar

Regiões com densidades 10 vezes menores do que no resto da Coroa

Atmosfera Solar

# Vento Solar

• Meio extremamente tênue, eletricamente neutro, composto por partículas carregadas

• Fluxo de plasma de alta velocidade carregando campos magnéticos com ele • Velocidade na órbita da Terra ~ 500 km/s

Atmosfera Solar

Vento Solar

Sol Ativo

# Manchas Solares

Eventos do Sol Ativo são eventos de curta duração localizados sobre ou próxima à superfície

Sol Ativo

# Campos Magnéticos

Até 1 000 vezes mais

intenso do que nas regiões vizinhas

Sol Ativo

# Ciclo das Manchas Solares

Período de 11 anos => Número de Manchas

Sol Ativo

# Regiões Ativas

Proeminências

Grandes massas de gás ejetadas das regiões ativas, com comprimentos médios de 100 000 km, que podem durar dias ou semanas (vídeo)

Flares

Explosão violenta que ocorre Dentro de uma região ativa, que libera uma enorme quanti-dade de energia em poucos minutos => T  100 000 000 K

Magnetosfera da Terra

# Cinturões de Van Allen

Interno: Altitude = 3 000 km; Prótons Externo: Altitude = 20 000 km; Elétrons

A convecção, com movimentos um

milhão de vezes mais rápido no líquido

do núcleo exterior do que no manto

sólido, são tão rápidos que agitam

correntes elétricas para cima no ferro e

criam o geodínamo com um campo

magnético forte.

Um dínamo é um motor que produz eletricidade através da rotação de uma bobina de condutores, através de um campo magnético. campo magnético pode vir de um ímã permanente ou ser gerado

O geodínamo no núcleo externo da Terra opera com a mesma princípios básicos, com exceção de que o trabalho vem de convecção alimentado pelo calor interno do núcleo. Dínamos são previstos para gerar os campos magnéticos fortes

observada em Júpiter eo Sol .

Em segundo lugar, a convecção faz movimentos um milhão de vezes mais rápido no líquido do núcleo exterior do que no manto sólido. Estes movimentos rápidos agitam correntes elétricas para cima no ferro para criar uma geodínamo com um campo magnético forte.

Magnetosfera da Terra

# Linhas Magnéticas

Partículas carregadas ficam retidas nas linhas magnéticas dos Cinturões de Van Allen.

As partículas escapam do cinturões próximo dos pólos norte e sul magnéticos => Auroras

Formação do Sistema Solar

# Fatos conhecidos

1. Cada planeta está relativamente isolado no espaço.

2. As órbitas dos planetas são aproximadamente circulares, com a exceção de Mercúrio.

3. Todas as órbitas dos planetas estão praticamente no mesmo plano, com exceção da órbita de Mercúrio.

4. A direção do movimento dos planetas em torno do Sol é a mesma direção na qual o Sol gira em torno do seu eixo.

5. A direção na qual a maior parte dos planetas gira no seu eixo é a mesma direção na qual o Sol gira no seu eixo, com exceção de Vênus, Urano.

Formação do Sistema Solar

# Fatos conhecidos

6. A direção na qual a maior parte das luas conhecidas giram em torno dos seus planetas é a mesma direção na qual os planetas giram no seu eixo. 7. Nosso sistema planetário é altamente diferenciado. Os planetas terrestres são caracterizados por altas densidades, atmosferas moderadas, rotações lentas e poucas ou nenhuma lua. Os planetas jovianos tem baixas

densidades, atmosferas finas, rotações rápidas e muitas luas.

8. Os Asteróides são muito antigos e exibem uma quantidade de propriedades não características dos planetas terrestres ou jovianos ou suas luas.

9. Os Cometas são fragmentos gelados, primitivos, que não orbitam

necessariamente no plano da Eclíptica e estão primariamente a grandes distâncias do Sol, no Cinturão de Kuiper e na Nuvem de Oort.

O Sistema Solar tem

~4,5 bilhões

de anos e o Universo

cerca de

~14 bilhões

de anos

Formação do Sistema Solar

# Teoria da Condensação

> Fragmento de nuvem interestelar com grãos de poeira medindo alguns anos luz.

> Influência externa inicia a contração da vem até cerca de 100 ua - (a)

> A proporção que a nuvem colapsa ela gira mais rápido e começa a se achatar - (b)

> Grãos de poeira formam núcleos de sação => pequenos pedaços + material => grandes pedaços => objetos com poucas centenas de km => Planetésimos - (c, d)

Formação do Sistema Solar

# Teoria da Condensação

> Força gravitacional entre os planetésimos causam colisões e fusões => Protoplanetas > Colisões entre planetésimos e protoplanetas levam a fragmentação de objetos menores => fragmentos 10-100 km (Asteróides e metas) - (e)

> Após 100 milhões de anos o Sistema Solar evoluiu em 8 protoplanetas, dezenas de luas e uma protoestrela.

> 4 maiores protoplanetas agregam enormes massas de gás da nebulosa solar para formar os Planetas Jovianos. Os protoplanetas nores não conseguiram agregar mais massas de gás e permaneceram com baixas massas (Planetas Terrestres) - (f)

Formação do Sistema Solar

A teoria condensação de formação de

planetas que está artisticamente ilustrada ao lado, foi concebida para explicar as

propriedades observadas de nosso próprio sistema solar. Mas agora os astrónomos têm a oportunidade de testá-la com

observações de sistemas planetários em outras partes do universo.

Com a descoberta de inúmeros planetas extrasolares, orbitando outras estrelas, astrônomos agora têm a oportunidade de fato, de testar as teorias de formação do sistema solar.

Atualmente há cerca de 3000 planetas extrasolares.