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18/03/2013
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USP- ATI2013
O SOL
Astronomia para a Terceira Idade2013
Nelson Vani Leister
Imagens solar: Efeito Doppler (15/06/1960) Leighton, R.B e colaboradores
Por que estudar o Sol?
Por que estudar o Sol?
d) O Sol como um laboratório de física
a) Conexão com o clima.
b) Interação com o meio interplanetário.
c) O Sol como uma estrela.
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Efeitos globais
• O equilíbrio da temperatura da Terra é mantido pelo balanço da entrada e saída da radiação.
Energia Absorvida = Energia Emitida
(1 -A)πRp2 R�
2 σT�
4 4πRp2σ(fTp)4dp
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f - correção para o efeito estufaA – albedo (~0.4).
Conexão o clima
A cobertura de nuvens podem mudar.
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Como se processam as mudanças globais na Terra?
Como se processam as mudanças globais na Terra?
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Como se processam as mudanças globais na Terra?
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Efeitos globais
• O equilíbrio da temperatura da Terra é mantido pelo balanço da entrada e saída da radiação.
• Atividade solar pode ser responsável pela metade dos 0,6 graus de aquecimento global da Terra nos últimos 110 anos.
• Buraco na camada de ozônio pode ser afetada pela oscilação dos níveis da radiação UV.
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Efeitos globais
• Atividade solar pode ser responsável pela metade dos 0,6 graus de aquecimento global da Terra nos últimos 110 anos.
(1) O mundo está se aquecendo a uma velocidade como nunca visto, e
(2) Os seres humanos são o principal motivo da Terra estar se aquecendo.
Desde a revolução industrial, que começou em meados de 1800, os seres humanos alcançaram a magnitude de uma força geológica capaz de mudar o ambiente da Terra e afetar seu sistema climático.
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Efeitos globais
• O equilíbrio da temperatura da Terra é mantido pelo balanço da entrada e saída da radiação.
• Atividade solar pode ser responsável pela metade dos 0,6 graus de aquecimento global da Terra nos últimos 110 anos.
• Buraco na camada de ozônio pode ser afetada pela oscilação dos níveis da radiação UV.
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Por que estudar o Sol?
d) O Sol como um laboratório de física
a) Conexão o clima.
b) Interação com o meio interplanetário.
c) O Sol como uma estrela.
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O Programa
a) Aurorab) Raios Cósmicosc) Geomagnetismod) Glaciologiae) Gravidade
f) Ionosferag) Determinação latitude
e longitudeh) Meteorologiai) Sismologiaj) Atividade Solarh) Atmosfera Superior
1957 - Ano Geofísico Internacional
• (IGY) 01/julho/1957 - 31/dezembro/1958
O programa espacial
O programa espacialUSP- ATI2013
1957 - Ano Geofísico Internacional
O Explorer:
O programa espacial
Cronologia04/10/57 - URSS Sputnik 103/11/57 - URSS Sputnik 206/12/57 - USA Vanguard (*)31/01/58 - USA Explorer I
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Entre o Sol e a Terra – Van Allen Belts
GEO
HEO
MEO
LEO
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Missão do TRACE é obter imagens da corona solar e a região de transição em alta resolução angular e temporal.
O principal objetivo científico do RHESSI é compreender como o vento solar é acelerado e qual o mecanismo de liberação de energia explosiva em plasmas magnetizados.
HINODO é um projeto conjunto Japão - Estados Unidos com objetivo de estudar a origem da emissão de luz “flares” solar.
Os bjetivos do programa Skylab foram: provar que os seres humanos poderiam viver e trabalhar no espaço por longos períodos, e expandir nosso conhecimento da astronomia solar além das observações de solo.
SDO objetiva obter informações a fim de entender onde a energia do Sol é produzida no interior, e como esta energia é armazenada e liberada na atmosfera do Sol
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ACRIM tem por objetivo monitorar a irradiância integrada do Sol (12/1999A).
O CLUSTER é uma missão com objetivo de investigar a magnetosfera da Terra, usando quatro naves idênticas simultaneamente a fim de estudar a interação entre o vento solar e a magnetosfera (07/2000A).
Os objetivos científicos da missão WIND são proporcionar um estudo completo do plasma das partículas energéticas e do campos magnéticos para os estudos da magnetosfera e ionosfera e estudar os processos básicos que ocorrem no vento solar próximo da Terra (11/2004A).
Advanced Composition Explorer (ACE) tem objetivo de observar as partículas de origem solar, interplanetária, interestelar e galáctica que medidas no intervalo de energia dos íons do vento solar aos dos raios cósmicos dos núcleos das galácticos (08/1997A).
ERBS foi concebido para investigar como a energia do sol é absorvida e re-radiada pela Terra. Compreender este processo ajuda a revelar padrões no tempo da Terra (10/1984 a 10/2005).
O TIMED tem como objetivo estudar as influências do Sol e dos seres humanos sobre a região da atmosfera terrestre - a mesosfera e a baixa termosfera/Ionosfera.
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Investigações científicas
• Pesquisa do campo magnético• Investigação das partículas de
baixa energia• Pesquisa do plasma• Pesquisa sobre os Raios cósmicos• Estudo das ondas de Plasma
Lançamento:
Voyager 1: 05/setembro/1977Voyager 2: 20/agosto/1977
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Por que estudar o Sol?
UlyssesLançamento 06/10/1990Massa 371 kgPeríodo 6 anos
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Por que estudar o Sol?
Lançamento:02/dezembro/1995Instrumentação:
12 detectoresMDI - The Michelson (Doppler Imager)
- MagnetômetroEIT – Ultravioleta extremo
LASCO - coronógrafo
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Por que estudar o Sol?
SOHO - Proeminências
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Por que estudar o Sol? SOHO - Flare
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Por que estudar o Sol?
Objetivos:a) Compreender as causas e mecanismos da ejeção
de massa coronalb) Caracterizar a propagação através da heliosferac) Descobrir o mecanismo e o local da aceleração das
partículasd) Estudar a estrutura do vento solar.
Estudo da conexão Sol-Terra(25/10/2006)
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STEREO - Regiões ativas
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APOD 2007 April 24Por que estudar o Sol?
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Por que estudar o Sol?
STEREO - EUVI 304 A
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STEREO - Regiões ativas
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STEREO - Regiões ativas
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STEREO - Proeminências
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Por que estudar o Sol?
Perda de massa ≈ 106 ton/s
Idade ≈ 5,0x109 anos
Massa ≈ 2,0 x 1030 kg
∆m m
% = 0,008%___
Como a Terra e a heliosfera respondem?
Como a Terra e a heliosfera respondem?
USP- ATI2013 Quais são os impactos sobre a Terra?
Quais são os impactos sobre a Terra?
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As Auroras
Quais são os impactos sobre a Terra?
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Aurora em Saturno Aurora em Júpiter
Quais são os impactos sobre os planetas?
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Por que estudar o Sol?
d) O Sol como um laboratório de física
a) Conexão o clima.
b) Interação com o meio interplanetário.
c) O Sol como uma estrela.
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Investigações Contemporâneas• Em 1980, o satélite Nimbus 7 levou um conjunto de
Experimentos para efetuar medidas de radiação. Radiômetros eletricamente Calibrado (ECR) monitorou o Sol
• Outras missões incluem:• Satélite para pesquisas da atmosfera(SRVAS)• Observatório Solar e Heliosférico (SOHO)• ACRIMSAT• Solar Radiation and Climate Experiment (SORCE)
24 Oct 1978
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Investigações Contemporâneas
• Dados do ACRIM mostram flutuações a curto prazo da TSI (Total Solar Irradiance) devido ao ciclo de 11 anos solares.
• Durante 11 anos do ciclo solar, a TSI varia anualmente entre 0,1% -1,4 W/m2.
• Irradiância espectral causa essa dependência com o comprimento de onda.
• nos comprimentos de onda UV, raios-X, e de rádio do espectro as variações são mais significativas.
ACRIM (12/1999A).
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Limitações das Recentes Observações
• Instrumentos atuais estão sujeitos a incertezas.
• Absorções pela atmosfera terrestre, oceanos e pela terra não têm sido medidas com precisão.
• Atmosfera absorve 20-25% da radiação.• A Terra absorve 45-50% da radiação.• o restantes de quase 30% é refletido pelas nuvens.
• Quantidade de dados disponíveis abrange apenas 33 anos.
• A maioria dos dados existentes da medida da TSI não contemplam informação sobre a Irradiância Espectral.
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A radiação solar e suavariabilidade
Por que estudar o Sol?
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Por que estudar o Sol?
A radiação solar tem duas componentes:
a) CONSTANTEb) VARIÁVEL
Os efeitos da componente CONSTANTE, por definição, não afetam as “mudanças globais”. Sua compreensão é importante, mas apenas acadêmica.
O Sol é uma estrela magnética variávelUSP- ATI2013
Fontes da Variabilidade
• A atividade Solar se origina de um ciclo do fluxo magnético causado por um dínamo gerado na parte inferior da zona de convecção a 0,7RSol.
• Manchas solares afetam (diminui) a irradiância solar local.
• Faculae melhora (aumenta) a irradiância solar local.
• A cotização entre os efeitos devidos as manchas solares e as Facula determinam a variabilidade da irradiância solar.
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GONG - Network
Por que estudar o Sol?http://gong.nso.edu/
I. O Sol como uma estrela.USP- ATI2013
Campo de velocidades na atmosfera solar (Leighton 1959)
Característica:a. Diâmetro ~ 1,6x104 kmb. Separação (centro) ~ 3,0x104 kmc. Velocidade (fluxo) ~ 0.5 km/sd. Tempo de vida ~ 104 – 105 seg.
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GONG – Network (dados)
Por que estudar o Sol?http://gong.nso.edu/
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Por que estudar o Sol?
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A Heliosismologia
A origem solarHart - 1954
Leighton - 1962
Frazier - 1968
Deubner - 1975USP- ATI2013
A Heliosismologia
No solo
Constata-se variações daordem de 0,1” no diâmetro.(1/104 por ano)
TeoricamentePrevê-se 1/1011 por ano
O diâmetro solar
L = 4πR2σT4
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d) O Sol como um laboratório de física
a) Conexão o clima.
b) Interação com o meio interplanetário.
c) O Sol como uma estrela.
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A origem do ciclo dasmanchas
Quais são os impactos sobre a Terra?
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A natureza magnética das manchas solares
Efeito Zeeman
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A mancha solar(estrutura magnética)
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O centro do Sol
MSol= 1,99x1030 kg
Composição do Sol
ElementosAbundância
(no. de átomos)Abundância(% em mass)
Hidrogênio 91,2 71,0Hélio 8,7 27,1
Oxigênio 0,078 0,97Carbono 0,043 0,40
Nitrogênio 0.0088 0.096Silício 0.0045 0.099
Magnésio 0.0038 0.076Neon 0.0035 0.058Ferro 0.0030 0,14
Enxofre 0.0015 0.040
MH = 70% MSol�
MN = 15% MH
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4x1,00794 1x4.002602 + ∆m
∆m/m = 0,0292/4.0318 = 0.007
* Um grama de H transmuta-se em He, com perda de 0,007g
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Sendo L = 3,8x1033 ergs/s
Então: L/E � 3,8x1033/6,3x1018
massa transformada por seg.
600.000.000 toneladas/segundo
E = 0.007x (3x1010)2 E = 6,3x1018 ergs (por grama)
E = mc2
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Duração de vida do Sol
Msol = 2x1027ton (70% de H sendo 15% no núcleo)
Tvida = Massa(disponível)/Consumo
Tvida = 2x1027x0,70x0,15/600x106
Tvida = 3,5x1017 seg � 1010 anos
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Por que estudar o Sol?
I. O Sol como uma estrela.
Algumas características do Sol Diâmetro (fotosfera) 1.391.980 km Massa 1.99 × 1030kg Densidade média 1410 kg/m3 Luminosidade 3.86 × 1026 W Período de rotação 25 dias (equador)
30 dias (pólos)
Temperatura superficial 5800 K Tipo espectral G2V
Magnitude -26.7 (visual aparente) + 4.8 (visual absoluta)
Distância média (Terra) 149.597.892 km
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Princípios básicos da estrutura estelar
• Princípios físicosa) equilíbrio hidrostáticob) equação do gás perfeitoc) transporte de energiad) fontes gravitacional e termonuclear de
energia.
• Parâmetros
a) temperatura T(r)b) massa M(r)c) densidade ρ(r)
d) pressão P(r)e) luminosidade L(r)f) taxa de produção de
energia ε(r) g) composição química
µ(r) I. O Sol como uma estrela.USP- ATI2013
Equações básicas
• Equilíbrio hidrostáticodP/dr = -GMρ/r2
• Equação de continuidade da massadM/dr = 4πr2ρ
• Taxa de produção de energia (Eq.Térmico)dL/dr = 4πr2[ρε – ρd(µ/ρ)/dt + P/ρ dρ/dt]
• Transporte de energiadT/dr = T/P dP/dr
∆
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I. O Sol como uma estrela.USP- ATI2013 I. O Sol como uma estrela.USP- ATI2013
I. O Sol como uma estrela.USP- ATI2013 I. O Sol como uma estrela.USP- ATI2013
Equações básicas(Os modelos)
O sucesso da modelagem depende dos parâmetros:
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Ra(no de Reyleigh)
Ra = ∆ρgllll3
Dµ____
Convecção
I. O Sol como uma estrela.
1. Abundância inicial de Hélio (M�)2. Luminosidade inicial3. Neutrinos solaresUSP- ATI2013 Como se processam as mudanças globais na Terra?
Como se processam as mudanças globais na Terra?
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