O Sistema Solar:

SolLaura Niehues D. Justina

• laura.niehuesdelajustina@gmail.com

• astronomiaufabc.wordpress.com

• Maio/2018

Maio/2018

http://www.astro.iag.usp.br/~gastao/PlanetasEstrelas/

A Escala de Tamanho

http://www.astro.iag.usp.br/~gastao/PlanetasEstrelas/

A Escala de Tamanho

O Sol no ótico (luz branca)

Estrutura do Sol e

Propriedades Gerais

Distância da Terra: 1 Unidade Astronômica

(aprox. 150 milhões de km ou 8,3 minutos-

luz)

Raio: 700.000km (109,3 raios terrestres)

Temperatura superficial: 5780K ou 5507°CPeríodo de rotação (medido pelo movimento das manchas

solares vistas pela Terra):

• no equador = 26,8 d

• perto dos polos = 31,8 d

Massa: 1,9891 x 1030 kg (99,85% da massa total do Sistema

Solar)

Mas afinal, o que é o Sol?

Uma imagem ultravioleta do sol em

todo o disco tirada pela SDO em 30 de

março de 2010. Cores falsas traçam

diferentes temperaturas do gás. Os

vermelhos são relativamente frios

(cerca de 60.000 Kelvin ou 108.000

Fahrenheit); azuis e verdes são mais

quentes (mais de 1 milhão de Kelvin ou

1,8 milhão de Fahrenheit).

Um sol brilhante, uma porção da Estação Espacial

Internacional e o horizonte da Terra são exibidos nessa

imagem fotografada durante a quarta sessão de atividade

extraveicular (EVA) da missão STS-134. 27 de maio de 2011.

• O Sol é uma bola de gás quente em

equilíbrio hidrostático que realiza

fusão nuclear (slide 11) no seu

interior. É a estrela central do

Sistema Solar.

• Apesar de parecer tão grande e

brilhante (seu brilho aparente é

200 bilhões de vezes maior do que o

de Sirius, a estrela mais brilhante

do céu noturno), na verdade o Sol é

uma estrela bastante comum.

• O Sol tem cerca de 4,6 bilhões de anos e orbita o centro da Via Láctea a

uma velocidade de aproximadamente 2,20×105 m/s e um período orbital

de (2,25–2,50) × 108 anos (um ano galáctico).

Espectro Solar E Composição Geral

Ao começarmos a estudar os elementos que compõem nossa estrela,

surge uma pergunta: como sabemos quais são eles? Análise espectral.

• A Espectroscopia Eletromagnética é a técnica responsável por

determinar a abundância de elementos a partir de uma amostra

de radiação eletromagnética emitida.

Espectro Solar E Composição Geral

O espectro de absorção do Sol possui as chamadas linhas de absorção, que

são ausências na faixa de gama luminosa (linhas escuras/sombras) do

espectro de radiação eletromagnética. Isso acontece devido aos elementos

químicos presentes na composição da atmosfera do Sol que absorvem

certos comprimentos de onda, como por exemplo o He, na faixa de onda dos 587,5618nm.

Espectro solar com as linhas de Fraunhofer (catalogadas por ele em 1814).

Espectro Solar E Composição Geral

Antes acreditava-se que o Sol era quimicamente semelhante à Terra.

Cecilia Payne-Gaposchkin mostrou em 1925 que o Sol é

predominantemente composto de H (73,4% da massa) e He (25,0% da

massa). Os outros elementos correspondem somente a 1,6% da massa!

Hoje sabemos que quem é quimicamente peculiar é a Terra, pois o Sol

tem uma composição química semelhante à do resto do Universo.

Importante: o Sol é tão quente que praticamente todos os

elementos estão na forma de átomos ou íons.

Tabela Periódica de um

astrônomo.

Espectro Solar E Composição Geral

http://solar-center.stanford.edu/vitalstats.html

Composição das partes externas do Sol, que corresponde à composição dele

na hora da formação (e é praticamente igual à composição do Universo).

Energia do Sol: Teoria da Relatividade

Geral e Fusão Nuclear

Nosso Sol é o grande motivo pelo qual há vida na Terra. É responsável

por manter as temperaturas altas, principal fonte de energia para a

fotossíntese, etc. Mas de onde vem toda essa energia?

• Grande problema da astrofísica até o começo do século XX:

Se o Sol tem uma luminosidade de 3,8 x 10^26 W e tem

brilhado já há 4,5 bilhões de anos, de onde ele tira tanta

energia?

Várias sugestões:

- Energia química (alguns milhares de anos, no máximo)

- Energia gravitacional (100 milhões de anos, no máximo)

Hoje sabemos que a energia do Sol é produzida por reações

nucleares em seu interior.

Energia do Sol: Teoria da Relatividade

Geral e Fusão Nuclear

1. A equivalência massa-energia de Einstein

(1915):

E=mc²

2. Em 1920, F. W. Alston descobriu que um

átomo de hélio tem da ordem de 7% menos

massa que 4 átomos de hidrogênio.

3. No mesmo ano, Sir Arthur Eddington levantou a hipótese

que a fonte de energia do Sol poderia ser a transformação de

hidrogênio em hélio por fusão nuclear.

Energia do Sol: Teoria da Relatividade

Geral e Fusão Nuclear

Núcleo do sol (~200.000 km): a

fusão nuclear produz a energia

que faz o Sol brilhar.

No Sol, isto acontece

predominantemente por um

processo chamado cadeia p-p

(próton-próton). Já que,

inicialmente, 74% da massa do

Sol era hidrogênio, ele tinha um

estoque para gerar por “queima”

(fusão nuclear) de hidrogênio uma energia de: Δm・c2 =

0.007・MHc2 = 0.007・0.74・M☉c2 = 9.3・10^44 J, o

suficiente para brilhar por 75 bi. anos a taxa atual, de

10^38 transformações 4H -> He por segundo.

Energia do Sol: Teoria da Relatividade

Geral e Fusão Nuclear

Interação entre prótons:

(a) cargas iguais se repelem, portanto, dois prótons de baixa velocidade

não conseguem vencer a barreira Coulombiana, e nunca chegam perto o

suficiente para que a fusão ocorra.

(b) os prótons mais rápidos podem superar sua repulsão mútua e se

aproximam o suficiente para que a interação forte os una. Assim, se

forma um dêuteron (próton + nêutron) e se liberam um pósitron e um

neutrino.

I. Dois prótons se combinam para

formar um dêuteron.

II. Os pósitrons resultantes se

aniquilam com elétrons,

liberando energia na forma de

radiação gama. Os dêuterons se

combinam com prótons para criar

Energia do Sol: Teoria da Relatividade

Geral e Fusão NuclearO ciclo próton-próton¹

um isótopo do hélio chamado hélio-3 (contendo apenas um

nêutron), liberando energia adicional, mais uma vez sob a

forma de fótons de raios gama.

III. Dois núcleos de Hélio-3 se combinam para produzir Hélio-

4, dois prótons, e mais energia ainda em raios gama.

¹A cadeia próton-próton ocorre em estrelas com temperaturas centrais da ordem de 10*7 K

aproximadamente, suficientemente altas para que a energia cinética dos prótons possa

ultrapassar a barreira coulombiana de potencial repulsivo que existe entre eles.

Equilíbrio Hidrostático do Sol

Sistema estável: equilíbrio

hidrostático

• Se a gravidade vencer, a

camada se contraí

• Se a pressão vencer, a

camada se expande

Se a taxa de reações nucleares diminui:

• o Sol se contrai

• o núcleo aumenta sua densidade e esquenta

• a taxa de reações nucleares aumenta

Se há aumento na produção de energia nuclear:

• o Sol se expande

• o gás no núcleo esfria

• a taxa de reações diminui

Enquanto está queimando hidrogênio, o Sol se mantém em

equilíbrio. Esta fase (a atual) da evolução do Sol se chama

Sequência Principal, e compõe maior parte da sua vida.

Equilíbrio Hidrostático do Sol

Equilíbrio Hidrostático do Sol

No decorrer dos Giga-anos (Ga ou Gyr, bilhões de anos), este equilíbrio

é lentamente alterado:

Apesar da energia gerada no núcleo, ele se contrai lentamente (afinal,

4 átomos são transformadas em um constantemente), assim ganhando

energia potencial. Pelo teorema do virial, metade desta energia é

irradiada para fora, e a outra metade aquece a camada a cima, que

começa a queimar hidrogênio também, gerando mais energia ainda

que assim aquece e faz expandir o envelope.

(Regra geral da evolução estelar: Quando o caroço de uma

estrela se contrai, o envelope se expande, e vice-versa.)

Em consequência:

• Desde a formação do Sol, o raio aumentou por ~15 % e aumentará

por mais ~15 % nos próximos ~3.5 Gyr.

• A temperatura aumentou de ~5620 K para 5777 K,

e aumentará mais um pouco.

• A luminosidade aumentou por ~48 %, e aumentará por

mais ~35 %.

Estrutura Solar

• Núcleo• Zona radiativa• Tacoclina ou zona de

transição• Zona convectiva• Fotosfera• Cromosfera• Coroa

Estrutura Solar

Estrutura Solar

Núcleo

O núcleo solar é a região central, mais massiva e mais quente do

Sol, de acordo com modelos de estrutura estelar. Ele tem uma

temperatura de quase 15 mio.K e é nesta região que se verifica a

fusão nuclear de Hidrogênio em Hélio que proporciona toda a

energia que o Sol produz. Até hoje, a fração de massa em

Hidrogênio no centro se reduziu de 71% a 34%, e a de Hélio

aumentou a 64%.

139.000 km

Estrutura Solar

Zona Radiativa

A temperatura é muito alta. Há colisões violentas entre partículas as quais

deixam o gás completamente ionizado. Os fótons produzidos nas reações

nucleares não são absorvidos por elétrons dentro de átomos neutros (pois

estes não existem). Os fótons são absorvidos e re-emitidos constantemente

pelos íons.

Entre dois choques, os fótons percorrem em média, uma distância 𝜆 (livre

caminho médio). O livre caminho médio depende da densidade de íons, n, e

da seção transversal de choque dos íons para a absorção de um fóton, σ: 𝜆 =

1/nσ. Para as densidades altas na zona de radiação, o livre caminho médio

dos fótons é da ordem de 1 cm. Após cada choque, os fótons são re-emitidos

em direções aleatórias, resultando em um passeio aleatório. Em N choques,

um fóton se desloca, em média, uma distância N1/2𝜆 da sua posição inicial.

Assim, os fótons levam, em média, ~170.000 anos para atravessar a zona de

radiação. No topo da zona de radiação, eles chegam na tacoclina, a zona de

transição entre as zonas de radiação e de convecção.

300.000 km

https://www.youtube.com/watch?v=Z-UO-RZBQ3U&

Estrutura Solar

Zona Convectiva

200.000km

Células convectivas: crescem de tamanho em direção ao interior da

zona convectiva – no topo têm 1000 km de tamanho cada uma.

• T cai – menor numero de colisões e mais elétrons permanecem

ligados nos átomos – absorvem radiação que vem do interior. Gás

era transparente à radiação torna-se opaco na camada convectiva.

Energia é transportada por convecção: ocorre sempre que material

mais frio sustenta-se sobre mais quente – material mais quente

desloca-se para cima e material mais frio afunda para baixo –

através da zona convectiva energia é transportada para a

superfície pelo movimento físico do gás (convecção).

Estrutura Solar

Zona Convectiva

200.000km

Estrutura Solar

Zona Convectiva

200.000km

O topo da zona de convecção é a “superfície

visível” do Sol, onde os astrônomos podem

observar diretamente os tamanhos das

células → se observam granulações de

~1000 km de extensão:

• Parte brilhante: espectroscopia das

linhas indica gás movendo-se para cima

(em nossa direção, espectro desloca-se para

o azul) e material mais quente (emite mais

radiação e é mais brilhante).

• Parte escura: move-se para baixo (afasta-

se de nós, espectro desloca-se para o

vermelho); material mais frio, emite menos

radiação.

Estrutura Solar

Fotosfera

330km

A convecção não avança para a atmosfera

solar. Ali, a densidade é tão baixa que o

gás se torna transparente novamente e a

radiação se torna o mecanismo de

transporte de energia. Assim, os fótons

que atingem a fotosfera escapam mais ou

menos livremente para o espaço. Por ser

semi-opaca, a fotosfera não é uma

superfície nítida, mas uma camada de

~330 km de espessura, com temperatura

variando de 9400 K a 4400 K.

Densidade n= 5 x 10^15 partículas cm-3

ρ= nmH = (5x10^15)(1,67x10^-24 g) =

10-8 g/cm3.

Manchas Solares: com fortes

campos magnéticos: inibem

transporte convectivo de

energia – são por isso regiões

mais frias (T=2000 K) e

escuras!

Estrutura Solar

Cromosfera

1.600 km

A Cromosfera é considerada a parte

inferior da atmosfera solar, são os

~1600 km que seguem em cima da

fotosfera. A sua intensidade é 10^-4

vezes a da fotosfera, i.e. ela é

normalmente invisível. Nela há uma

queda da densidade por um fator maior

que 10000 e um aumento na

temperatura de 4400K a 10000 K.

Durante eclipses solares, a cromosfera

aparece por poucos segundos, e pode-se

tomar um espectro, chamado flashspectrum (“espectro relâmpago”). O espectro é de emissão

com linhas de H, He, Fe, Si, Cr e Ca ionizados. Também se

observam linhas de emissão em raios X, devido ao gás

quente.

Estrutura Solar

Cromosfera

1.600 km

O Sol em Hα

A Cromosfera não é tranquila.

Há supergranulações, similares às

granulações mas com dimensões de

30.000 km. Também aparecem as

espículas. São jatos de gás estreitos que

duram entre 5 e 10 minutos, têm cerca

de 500 km de diâmetro e se

movimentam a uma velocidade de ~100

km/s. As espículas atingem entre 3 mil e

8 mil quilômetros de comprimento. O Sol

tem entre 60 mil e 70 mil espículas em

movimento ao mesmo tempo. Ainda

existem divergências sobre o que gera

este fenômeno solar.

A cor avermelhada vem de uma forte

linha de emissão do H em 656,3 nm.

Estrutura Solar

Zona de Transição

100 km

Estrutura Solar

Coroa

13.000.000 km

A coroa é a parte exterior da

atmosfera solar, ou atmosfera

estendida externa do Sol, que é muito

maior em volume do que o Sol

propriamente dito. A coroa expande

continuamente no espaço, formando o

vento solar, que preenche todo o

interior do Sistema Solar. Ela tem

intensidade 10^-6 vezes mais fraca

que a cromosfera, densidade muito

baixa, 10^15 partículas/m3, e seu

limite exterior não é claramente

definido. Por ter temperaturas de até

1 milhão de K, ela brilha nos raios X.

Coroa Solar. Quando tanto a

fotosfera quanto a cromosfera

são obscurecidas pela Lua

durante um eclipse solar, a

coroa se torna visível.

As regiões brilhantes aparecem onde há

interação entre partículas carregadas,

íons e elétrons. Isto acontece onde há

linhas de campo magnético fechadas →

As partículas carregadas seguem as

linhas de campo magnético que

reentram na cromosfera.

As partículas seguindo as linhas de

campo abertos originam ventos solares

rápidos de ~750 km/s. Por isto, os

ventos solares rápidos se originam nas

partes escuras da coroa, os buracos

coronais (vida média: algumas horas).

Estrutura Solar

Coroa

13.000.000 km

Estrutura Solar

Coroa

13.000.000 km

Nos buracos coronais, as linhas de campo

magnético se estendem até o meio

interplanetário. As partículas carregadas se

movimentam por essas linhas e escapam

formando o vento solar. O vento solar

resulta da alta temperatura da coroa: a R=

10^7 km acima da fotosfera o gás é quente o

bastante para escapar à gravidade e fluir

para o meio interplanetário.

As partículas escapam com v= 500 km/s,

i.e. levam alguns dias para chegar na

Terra. O vento solar carrega 10^6 ton. gás/s:

desde que se formou o Sol (a 4,6 bi de anos):

<0,1 % de matéria foi perdida no vento.

Atividade Solar

Manchas Solares

Galileu Galilei descobriu ~400 anos atrás, que o Sol às vezes

apresenta manchas escuras.

São áreas menos quentes, a partir de 3900 K, que aparecem

em pares ou grupos maiores na fotosfera, e que “vivem” por

até um mês.

O fluxo bolométrico (brilho) na superfície das manchas é um

fator até (5777/3900)^4 = 4.8 menor que no resto da

fotosfera.

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

Atividade Solar

Manchas Solares

• As manchas solares são de coloração avermelhada, e

não negras como as enxergamos. Esta ilusão de

óptica se dá por causa do contraste com as regiões

vizinhas.

• Podem aparecer em diversos tamanhos, geralmente

são maiores que o nosso planeta. Elas são medidas

em milionésimos da área visível do Sol. Uma mancha

é considerada grande quando mede entre 300 e 500

milionésimos do disco solar.

Atividade Solar

Manchas Solares

Manchas solares são

locais de intensos

campos magnéticos

na

superfície do Sol.

Atividade Solar

Manchas Solares

•As manchas solares consistem de uma

parte escura, a umbra e uma menos escura

em torno, com estrutura de filamentos, a

penumbra, região um pouco mais clara e

com estrutura filamentar, que sugere

linhas de campos magnéticos.

•Nos últimos dois séculos, as contagens de

manchas solares, mostram que o número

de manchas oscila com um período de onze

anos. As fases com muitas manchas são

chamadas de fases de atividade solar. Na

verdade, o período é de 22 anos, porque os

campos magnéticos invertem a polarização

entre dois máximos. Este período é

chamado Ciclo Solar.

Atividade Solar

Manchas Solares

Atividade Solar

Ciclo Solar

hJps://www.nasa.gov/mission_pages/sunearth/news/solarcycle-primer.html

Mínimo de Maunder: entre 1645 e 1715 as manchas solares

tornaram-se raras.

Atividade Solar

Ciclo Solar

hJps://solarscience.msfc.nasa.gov/predict.shtml

Atividade Solar

Ciclo Solar

Sol no mínimo de atividade: sem

manchas.

Sol no máximo de atividade:

maior número de manchas.

hJp://www.sciencemag.org/news/2011/06/end-sunspot-cycle

Atividade Solar

Ciclo Solar

Butterfly Diagram (Diagramas de Borboleta)

Começo do ciclo: altas latitudes ±40°. Fim do ciclo: perto do equador.

https://solarscience.msfc.nasa.gov/

O Ciclo Solar é essencialmente um ciclo magnético.

Atividade Solar

Erupções Solares

(Flares)

Flares (explosões) solares:

Resultantes de instabilidades

magnéticas (quando linhas de

polaridade oposta se aniquilam e

reconectam) causando liberação

violenta de energia magnética:

ocorrem em minutos liberando

enormes quantidades de energia.

Flare libera tanta energia quanto

proeminências mais largas: mas em

minutos ou horas e não em dias ou

semanas (como as proeminências).

Atividade Solar

Erupções Solares

(Flares)

Elas liberam energias de

10^17J a 10^25J em ms a

horas, parcialmente na forma

de partículas carregadas, que

podem interromper

comunicações ou causar perigo

para astronautas quando

chegam na Terra meia hora a

4 horas depois.

Atividade Solar

Proeminências

Solares

Proeminências solares são

cortinas de gás ionizado, que se

formam ao longo de linhas do

campo magnético solar.

Uma proeminência típica se

estende por muitos milhares de

quilômetros, a maior delas

observada pelo SOHO foi vista

em 1997 e tinha cerca de

350.000 km (216.000 milhas) -

cerca de 28 vezes o diâmetro da

Terra .

A massa contida dentro de

uma proeminência está

tipicamente na ordem de 100

bilhões de toneladas de matéria.

Atividade Solar

Proeminências

Solares

Elas têm vida média de semanas

ou meses e são observáveis em

linhas de emissão de hidrogênio.

A frequência destes eventos

aumenta durante fases de alta

atividade solar.

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap980830.html

1973 Skylab. One of the "largest eruptive prominences

in recorded history“.

Atividade Solar

Proeminências

Solares

Atividade Solar

Proeminências

Solares

O plasma flui pelas linhas de campo.

Atividade Solar

Vento Solar

Estima-se que o Sol perca dezenas de milhões de toneladas de matéria

por segundo através do vento solar. O vento resulta da alta T da

coroa. O gás é quente o suficiente para escapar da gravidade e fluir

para o meio interplanetário.

•O vento origina-se principalmente nos buracos coronais, pois o vento

pode atravessar mais facilmente estas regiões menos densas.

A Terra é razoavelmente bem protegida do vento solar pela sua

atmosfera e magnetosfera. Entretanto, as partículas do vento são

capazes de penetrar os polos norte e sul da magnetosfera. Quanto

essas partículas atingem a atmosfera, dão origem ao

fenômeno da aurora boreal ou astral.

Atividade Solar

Vento Solar

Aurora em Iowa.

Atividade Solar

Vento Solar

Aurora no Alasca.

Bibliografia e Adradecimentos

• Ao professor Pieter, por suas aulas gentilmente disponibilizadas em

http://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/Astro.html

• Aos ex-professores desse curso, Yuri e Thays

• https://www.nasa.gov/mission_pages/sunearth/science/Sunlayers.html

• http://astro.if.ufrgs.br/esol/esol.htm#

• Jenkins, Francis A.; White, Harvey E. (1981), Fundamentals of Optics, ISBN 0072561912 4th ed. , McGraw-Hill, p. 18

• http://www.if.ufrgs.br/fis02001/aulas/aulasol.htm

• http://www.astro.iag.usp.br/~maciel/teaching/palestras/ventos/ventos.htm

l

• https://solarscience.msfc.nasa.gov/

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

• Amâncio C. S. Friaça; PINO,Elisabete Dal; Vera Jatenco S. Pereira; SODRÉ Jr,Laerte (2001) ASTRONOMIA: Uma Visão Geral do Universo, 2th ed.