Sistema Solar – O Sol

Universidade Federal do ABC – Ensino de Astronomia na UFABC

Yuri Fregnanifregnani@gmail.com

Na aula passada...

• Na última aula falamos sobre os asteroides e cometas que cercam epermeiam o Sistema Solar.

• Também vimos como o próprio Sistema Solar nasceu, dando origem atodos esses corpos.

• Um dos membros mais importantes e um dos responsáveis pela vidana Terra, é o Sol.

O Sol

• Talvez o conhecimento mais básico que a humanidade tem sobre oSol é que ele é uma bola queimando no céu, cuja presença cria o dia,e a ausência cria a noite.

• Durante várias eras o Sol foi tido como um deus, ou divindade, tendofestivais e cerimônias feitas em seu nome.

O nascimento do Sol• Vimos que René Descartes, filósofo, físico e matemático francês (1596-1650), ImmanuelKant, filósofo prussiano (1724-1804) e o Marquês de Laplace, matemático, astrônomoe físico francês (1749-1827) propuseram que o Sol e os planetas se formaramsimultaneamente da mesma nuvem de material, a Nébula Solar.

• Este material já continha cerca de 2% de elementos mais pesados que H e He, formadaspor estrelas que precediam o Sol.

René Descartes Immanuel Kant Marquês de Laplace

O nascimento do Sol

• A Nébula Solar sofreu um colapsogravitacional cerca de 4.6 bilhõesde anos atrás.

• Como vimos anteriormente, aacumulação de matéria (gás epoeira), formou os proto-planetase o proto-Sol.

• Foi no meio dessa acumulação dematéria, chamada disco deacreção, que o Sol começou a seformar.

O nascimento do Sol

• O Sol foi acumulando massa e gerando calor, enquanto sua gravidadeaumentava e influenciava os outros corpos, como os planetas, na suaformação.

• O sentido rotação do Sol foi mantida pela conservação do momentoangular, assim como os planetas também mantiveram seu sentidooriginal.

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Energia do Sol

• De onde vem a energia do Sol?

• Sabemos que o Sol é uma bola de gás muito quente, então estaria ele, pegandofogo? E se ele está pegando fogo, de onde vem o combustível para queimar?

• Durante muito tempo, a fonte de energia do Sol foi ummistério. Uma das primeiras sugestões para explicarisso veio de Lord Kelvin, que descreveu o Sol como umcorpo celeste líquido, em resfriamento gradual, queemitia energia através de uma fonte interna de calor.Essa explicação dizia que o Sol teria 20 milhões anos, oque não condizia com a idade calculada , de 300milhões de anos na época.

Energia do Sol

• Em 1904 Ernest Rutherford, físico e químico neozelandês naturalizadobritânico, sugeriu que houvesse desintegração radioativa no interiordo Sol, o que funcionaria como fonte da energia solar.

Ernest Rutherford

Energia do Sol

• Uma explicação definitiva veio em 1915, com Albert Einstein, atravésda sua famosa Teoria da Relatividade Geral e sua equivalência massa-energia:

E=m∙c²

Albert Einstein

Energia do Sol

• Em 1920, F. W. Aston, físico equímico britânico, descobriu queum átomo de hélio tem da ordemde 7‰ menos massa que 4 átomosde hidrogênio.

• Ainda no mesmo ano, ArthurEddington, astrofísico britânico,propôs que a pressão e atemperatura do núcleo solarpoderiam produzir uma reação defusão nuclear.

Arthur EddingtonF. W. Aston

Energia do Sol

• A fusão nuclear que ocorre no Sol é predominantemente do tipocadeia p-p (próton-próton).

• Para ocorrer a fusão, os prótons têm que ser jogados um contra ooutro a uma velocidade muito alta, para superar a repulsão deCoulomb, que é a repulsão eletromagnética entre eles. Essa condiçãosó é encontrada em ambientes de altas temperaturas e pressão, nonúcleo do Sol.

Cadeia p-p

Energia do Sol

• Já que, inicialmente, 74% da massa do Sol era hidrogênio, ele tinhaum estoque para gerar energia pela fusão nuclear de hidrogênio.

• A energia é liberada em forma de dois pósitrons (as antipartículas doselétrons, e+ ) e dois fótons (γ).

• Os pósitrons logo se aniquilam com elétrons, gerando mais doisfótons.

Evolução do Sol• No decorrer de bilhões de anos, as propriedades do

Sol mudam lentamente. Ele está atualmente dentroda sequência principal, sendo uma estrela do tipoG2. Isso será melhor explicado nas aulas de evoluçãoestelar.

• As mudanças observadas desde a formação do Sol,são o aumento do raio em aproximadamente 15 %,com previsão de aumento de mais 15 % nospróximos 3,5 bilhões de anos.

• A temperatura também aumentou, passando de5640 K para 5777 K (5504°C), e aumentará mais umpouco.

• Também houve aumento na luminosidade em 40 %,e de mais 35% no futuro.

A estrutura do Sol

• Para entendermos, como a energia produzida no centro do Sol chega nasuperfície, temos que olhar para a sua estrutura:

• No núcleo acontece a queima de hidrogênio. Com temperatura, pressão edensidade altíssimas, cria as condições para que a fusão de Hidrogênio em Hélioaconteça.

• Após a liberação dos fótons pela fusão, eles passampela zona de radiação, onde podem passar milharesde anos, sendo absorvidos e reemitidos por íons de He He.

• Na tacoclina, a zona de transição entre as zonas deradiação e de convecção, os fótons esquentam o gás.

A estrutura do Sol

• Na camada seguinte, o transporte de energiaacontece por convecção: o gás se esquentado lado inferior, se expande, sobe, chega nafotosfera, se esfria emitindo fótons, secontrai e desce de novo.

• Da fotosfera, a maioria dos fótons chegamaté o espaço. São estes que observamos. Afotosfera é tida como a superfície do Sol.

• Em cima da fotosfera ainda há a atmosferasolar, consistindo da cromosfera, de umazona de transição e da coroa solar, todascom baixíssimas densidades, e só visíveis sobcondições especiais, como eclipses solares.

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O Núcleo do Sol

• Com uma densidade de até 150g/cm³ e umatemperatura de 13.600.000°C a fusão deHidrogênio em Hélio acontece aqui.

• Sua temperatura cai drasticamente fora donúcleo, chegando a 7 milhões de Kelvin, juntocom a pressão, com menos de 10% do valorencontrado no núcleo.

• O Núcleo é relativamente grande, seestendendo por até 30% do raio do Sol econtém 60 % da sua massa.

• Até hoje, a fração de massa em Hidrogênio nocentro se reduziu a 34%, e a de Hélioaumentou a 64%.

http://neutrino.aquaphoenix.com/un-esa/sun/images/sun-core.gif

Zona de Radiação

• A Zona de Radiação vem logo depois do núcleo se estendendo de 0.3RSol a 0.7RSol.

• Aqui a temperatura cai de 7 milhões de kelvin até 2 milhões kelvin e a densidade de 20 g/cm³para 0,2 g/cm³.

• Nesta zona, a energia é transportada por fótons, que são absorvidos e reemitidosconstantemente pelos íons nos seus caminhos.

• Entre dois choques, os fótons percorrem, em média, uma distância, é o livre caminho médio. Eladepende da densidade e nessa região, com densidades altas, o percurso livre médio dos fótons éda ordem de 1cm.

• Como a cada colisão os fótons seguem uma trajetória aleatória, eles podem demorar muito parasaírem dessa região. Em média, 170000 anos para atravessarem a zona de radiação!

Zona de Radiação

http://www.astro.iag.usp.br/~carciofi/aulas_aga0210/aula6.pdf

Zona de Convecção

• Essa camada corresponde a 30% do caminho entre o núcleo e asuperfície. Aqui, o transporte de energia acontece por convecção:

• Gás se esquenta do lado inferior destazona, se expande, sobe, chega nafotosfera, se esfria emitindo fótons, secontrai e desce de novo.

Zona de Convecção

• É possível observar as colunas de gáschegando e descendo da fotosfera.Isso faz com que a superfície do Solesteja em mudança constante.

• Pode-se ver uma granulação nasuperfície do Sol, as regiões maisclaras sendo gás quente subindo, e asmais escuras, gás frio descendo.

• O diâmetro típico de uma célula deconvecção é 700 km, e ela “vive” daordem de 5 a 10 minutos.

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Rotação do Sol

• O Sol não é um corpo estático, ele, assimcomo os planetas, gira em torno de umeixo perpendicular a eclíptica, seguindo omesmo sentido de rotação dos demaiscorpos.

• Contradizendo a ideia de perfeição, deque os corpos celestes teriam superfíciesperfeitamente lisas e imóveis, Galileupercebeu a rotação do Sol observandosuas manchas.

• A rotação não é uniforme, variando doequador (25 dias) até os polos (36 dias).Também varia dependendo da distânciado centro. O núcleo e a zona de radiaçãogiram com um corpo rígido, tendo umarotação diferente da zona de convecção.

http://www.nasa.gov/images/content/656472main_solar-rotation_946-710.jpg

Fotosfera

• É dessa zona que veem a luz quechega em nós, é a “superfície” doSol, e fica no topo da zona deconvecção.

• É uma região semiopaca, e a regiãomais profunda que pode serobservada. Ela não é umasuperfície nítida, mas uma camadade aproximadamente 600 km deespessura, com temperaturavariando de 9400 K a 4400 K.

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Fotosfera

• Devido ao fato de que a partesuperior da fotosfera ser maisfria do que a parte inferior, umaimagem do Sol aparenta sermais brilhante no centro do quenas laterais do disco solar, essefenômeno é conhecido comoescurecimento de bordo.

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Fotosfera

• Durante os primeiros estudos doespectro óptico da fotosfera,observou-se que havia umelemento químico até entãodesconhecido. Em 1868,Norman Lockyer, cientista eastrônomo inglês, chamou essenovo elemento de "hélio", emreferência ao Deus grego Hélio.O Hélio só seria isolado na Terra25 anos mais tarde.

Norman Lockyer

Cromosfera• É considerada a parte inferior da

atmosfera solar, estandoaproximadamente 1600 km a cima dafotosfera. Tem uma intensidade muitomenor do que a fotosfera, o que a deixanormalmente invisível.

• A densidade também diminui em até 10mil vezes, entretanto a temperaturasobe de 4400K para 10000 K.

• Durante eclipses solares, a cromosferaaparece por poucos segundos, e pode-se estudar seu espectro, chamado flashspectrum, espectro relâmpago.

http://s2.thingpic.com/images/zx/zq9A2hnHvjWLNEyMx2w2UzsW.jpeg

Flash Spectrum

Cromosfera

Cromosfera

• O estudo desse espectro revelaelementos como H, He, Fe, Si, Cr e Caionizados, além da emissão de raios X, oque indica que se trata de gás muitoquente.

• Através de filtros que isolam a luz desseselementos, é possível ver a cromosferasem a necessidade de eclipse.

• Espículas são filamentos de gás que seestendem por 10 mil km a cima dacromosfera, com uma vida-média decerca de 15 min.

Espículas

Zona de Transição

• Entre a cromosfera e a coroa existe uma zona de transição, onde a temperatura aumenta na ordem de mais de 10 vezes, dentro de apenas 100 km.

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Coroa• Podendo ser vista durante um eclipse

total, é a parte exterior da atmosfera. Elatem uma intensidade até 1 milhão devezes mais fraca que a cromosfera e comuma densidade muito baixa, seu limiteexterior não é claramente definido.

• Tendo uma temperatura de até 1 milhãode kelvin, ela brilha emitindo raios X.

• As regiões brilhantes vistas na coroa, sãocausadas pela interação de partículascarregas com o campo magnético. Ondeas linhas de campo magnético sãofechadas, surgem ventos solares lentos,mais ou menos 300 km/s, além de serembrilhantes.

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Coroa• Já as linhas de campo magnético abertas,

causam as áreas escuras, com ventos solaresrápidos de 750 km/s.

• As partículas do vento solar possuem energiascinéticas que correspondem a temperaturasde 40000 K , para os íons e 100000 K para oselétrons. Com uma densidade média é de7·106 íons/m³ e velocidade de 500 km/h, issoleva a uma taxa de perda de massa 3·10-

14MSol/ano.

• Com essa taxa de perda de massa, o Sollevaria mais de 1013 anos para se dissipar.Essa perda é tão lenta que não influencia nosmodelos solares usados para estudar o Sol.

Manchas Solares

• Galileu Galilei descobriu as manchas solares 400 anos atrás. Essasmanchas escuras são áreas com temperaturas mais baixas, a partir de3900 K, que aparecem em pares ou grupos na fotosfera. Elas durampor até um mês.

• As manchas solares são de coloração avermelhada, e não negrascomo as enxergamos. Esta ilusão de óptica se dá por causa docontraste com as regiões vizinhas.

• Podem aparecer em diversos tamanhos, geralmente são maiores queo nosso planeta. Elas são medidas em milionésimos da área visível doSol. Uma mancha é considerada grande quando mede entre 300 e500 milionésimos do disco solar.

Manchas Solares

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http://www.orbit.zkm.de/files/orbit/ss708-l.gif

Desenho original de Galileu

https://www.youtube.com/watch?v=UkDpZm7oOYk

Manchas Solares

• As manchas solares consistem de umaparte escura, a umbra e uma menosescura em torno, com estrutura defilamentos, a penumbra.

• Nos últimos dois séculos, as contagensde manchas solares, mostram que onúmero de manchas oscila com umperíodo de onze anos. As fases commuitas manchas são chamadas defases de atividade solar. Na verdade, operíodo é de 22 anos, por que oscampos magnéticos invertem apolarização entre dois máximos. Esteperíodo é chamado Ciclo Solar.

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https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d4/Sun_poster.svg

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Ciclo Solar

• Um dos fenômenos associado com a atividade das manchas solaressão as erupções solares. Elas podem medir até 100000 km e liberammuita energia, podendo chegar a metade da energia que a Terrarecebe em 1 segundo. Essa energia é parcialmente formada departículas carregadas, que podem interromper comunicações oucausar perigo para astronautas quando chegam na Terra, cerca demeia hora a 4 horas depois que ocorrem.

• As erupções surgem em cima de grupos de manchas solares, quandoo campo magnético é perturbado. A reconexão de linhas de campomagnético libera a energia armazenada no campo, produzindo fótonse, às vezes, acelerando raios cósmicos (partículas) solares.

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Até mais, e obrigado pelos peixes!

Referências

• Aula do Professor Pieter Westera sobre o Sol - http://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/AstroAula06.pdf

• Aula do IAG sobre o Sol - http://www.astro.iag.usp.br/~carciofi/aulas_aga0210/aula6.pdf

• Artigo da Wikipédia sobre o Sol - https://pt.wikipedia.org/wiki/Sol

• Infográfico sobre o Sol e o Sistema Solar (Inglês) - http://visual.ly/solar-system-sun-and-8-planets

• Superfície do Sol (03/08/2010) - https://www.youtube.com/watch?v=O-UjQwTfjGg

• Quanto Tempo a Luz do Sol REALMENTE Leva Para Chegar na Terra? - https://www.youtube.com/watch?v=MeAYlgnzSQs

• É POSSÍVEL APAGAR O SOL COM ÁGUA? - https://www.youtube.com/watch?v=pI4ZY1jg_Ck