estrela densidade

Aula 08 – Sistema Solar
Hipótese de Laplace: como surgiu o sistema solar a partir da Nebulosa
primordial.
(1), (2) A conservação do momento angular requer que uma nuvem em
rotação e em contração, deve girar cada vez mais rápido à medida que seu
tamanho diminui.
(3) Com o passar do tempo, a matéria se distribui em um disco, que pode se
tornar o sistema solar primitivo.
(4) A parte central vai se tornar o Sol e os pequenos lóbulos na parte mais
externa do disco, os planetas jovianos. Grãos de poeira agem como núcleos de
condensação formando a matéria que irá colidir e formar os planetesimais.
(5) Fortes ventos estelares expelem o gás da nebulosa primordial. Os
planetesimais continuam a colidir e a crescer.
(6) Passados ~ 100 milhões de anos, os planetesimais formam planetas em
órbita do Sol.
Sol
O Sol é uma estrela da Seqüência Principal, do Tipo Espectral G2. Por ser a
estrela mais perto da Terra, podemos estudar plenamente suas estruturas e o
seu comportamento, e estender o que aprendemos com ele a todas as estrelas.
Medida
Distância: 1 UA
=149597870km
Massa: 1,9891x1027ton
Diâmetro Angular: 32’
Raio: 696260km
Luminosidade: 3,845x1023
kW
Constante Solar: 1,367Wm-2
Temperatura: 5777 K
Rotação: 24,7 dias
(equatorial)
Sol
Método utilizado para medir
Medindo a posição dos planetas interiores com
radar, e usando a 3a Lei de Kepler.
Utilizando-se também a terceira lei de Kepler.
Basta medir o diâmetro angular, e usar a
distância, já conhecida.
Luxímetro específico
É por definição o fluxo de energia solar que
chega à Terra, que dista 1UA do Sol. É medida
acima da atmosfera terrestre, visto que esta
absorve boa parte da radiação que aqui chega.
Temperatura da superfície do sol com a luz
branca, baseando-se na Luminosidade.
Observando-se o deslocamento de manchas
solares.
Outros números acerca do Sol:
• Concentra 99,866% da massa do Sistema Solar;
• A cada segundo, o Sol perde um milhão de toneladas de matéria na
forma de vento solar;
• A densidade do Sol é de 1,408gcm-3, pouco maior que da água;
• Gravidade na superfície é de 274 ms-2, 28 vezes a gravidade na
superfície terrestre;
• A magnitude bolométrica aparente é -26,74 (vide aula de astronomia
observacional);
• A Constante Solar varia em questão de minutos e de dias, além de ter
aumentado com o tempo;
• O eixo de rotação do Sol está inclinado 7o15’;
• Detém somente 1/200 do momentum angular do Sistema Solar: é freado
pelo campo magnético.
A estrutura do Sol:
Segunda as teorias vigentes, o Sol se formou a 4,6 bilhões de anos. Ele é
composto por Hidrogênio (73%), Hélio (25%) e outros elementos.
Núcleo Solar:
Abrange cerca de 3/10 do raio do Sol, e nele que ocorrem as reações de fusão
nuclear, as quais aquecem o Sol. A principal reação é:
4 H → He 4 + e + + ν e + γ
A energia desprendida por esta reação é proporcional a quarta potência da
temperatura. Como a temperatura é de 15.000.000K, pode-se estimar a
quantidade imensa de energia gerada.
O grande problema da teoria da estrutura solar estava na detecção do neutrinoelétron gerado pela reação de fusão. Como o neutrino possui quase nenhuma
massa, e não possui carga elétrica, ele quase não interage com a matéria,
emergindo assim em questão de segundos do sol, e em grandes quantidades.
Desde da década de 70, alguns experimentos se mostraram capazes de detectar
o neutrino, a partir das seguintes reações:
ν e + Cl 37 → e − + Ar 37
ν e + Ga 31 → e − + Ge 32
Mesmo assim, muito pouco neutrino solar foi detectado, o que favorecia a
desconfiança acerca da teoria da fusão nuclear como fonte de calor para o Sol.
No entanto, em experimentos realizados entre 2001-2002, mostrou-se que os
neutrinos possuem uma propriedade comum a algumas partículas elementares,
chamada de ressonância, em que vários estados do neutrino coexistem. E
como a maior parte dos experimentos somente detecta um destes estados, os
neutrinos simplesmente “escapam” à detecção.
Camada Radioativa
Com a espessura de 4/10 do raio solar, nesta região os fótons gerados no
núcleo vão sendo drenados para o exterior da estrela. Devido a alta densidade
de matéria, os fótons são constantemente absorvidos e re-emitidos pela
matéria, tornando assim o caminho destes bastante aleatório. Eles apenas se
dirigem predominantemente para fora devido ao fato de que a temperatura
decresce a medida que o raio aumenta.
Envelope Convectivo
Com a espessura de 3/10 do raio solar, esta camada já possui uma densidade
suficientemente baixa, assim como uma menor temperatura, o que faz com
que se forme um plasma de íons de hidrogênio (H+ e H-), e estes absorvem
fortemente os fótons, impedindo assim a difusão dos mesmos. Ao absorver a
radiação, o plasma aquece, gerando bolhas de plasma quente que sobem para a
superfície (como na água que ferve), onde esfriam e voltam ao interior solar,
gerando assim um processo de convecção, como ocorre na atmosfera terrestre.
Como a radiação criada no núcleo somente emerge após o processo de
convecção, calcula-se que esta leve vários milhões de anos para fazê-lo (o
neutrino leva segundos).
A camada Convectiva também permite o estudo chamado de Hélio
sismologia, em que se observa e mensura as oscilações do Sol. Este apresenta
cerca de 10 milhões de modos oscilatórios, todos acústicos. Compreender
estes modos significa compreender a estrutura da região (densidade.
Temperatura, composição química, espessura, concentração, etc).
Atmosfera Solar
A primeira camada da atmosfera solar é a fotosfera, com apenas 400km de
espessura, ela causa a impressão de perfeita esfericidade do Sol (se fosse
espessa, o Sol seria difuso como uma nebulosa). A maior parte dos fótons que
chegam a Terra vem desta região, pois a densidade da mesma é baixíssima (5
mil vezes menor que a do ar) e a temperatura é de apenas 4200K. Esta camada
apresenta uma aparência granulada, devido ao processo de convecção que
ocorre sob a superfície. (vide figura do sol em vários comprimentos de onda)
A medida de temperatura, bem como de idade e composição química do sol e
de outras estrelas é feita basicamente com a luz que provém da fotosfera.
Como esta luz é absorvida e re-emitida nas outras camadas da atmosfera,
temos assim um Espectro de Luz não –contínuo (linhas de Fraunhofer):
Cromosfera: Tem espessura de cerca de 2000km, sendo que a temperatura
cresce no seu interior até 25000K. Devido a este aumento (sendo que na
fotosfera diminui) esta é chamada de camada de Inversão. Por outro lado a
densidade cai bruscamente, sendo que esta camada só é visível olhando-se
para a emissão típica do hidrogênio, chamada de Hα. Ou em onda de 10cm.
O Sol em vários comprimentos de onda (visível, Hα, raios-X) :
É na cromosfera que aparecem as supergranulações, as manchas solares e os
espículos, estando estes fenômenos fortemente ligados com perturbações do
campo magnético:
Logo acima da cromosfera, temos uma região de transição, onde rapidamente
a temperatura sobe de 25000K para 2000000K.
Coroa solar: é a parte mais externa e extensa da atmosfera solar. Pode
apresentar uma extensão de vários raios solares, durante máximos da atividade
solar. Mantém a alta temperatura de cerca de dois milhões K de forma
bastante uniforme. Nela a matéria se encontra ionizada, na forma de plasma,
sendo que o Ferro se encontra em geral sem 13 dos seus 26 elétrons. A coroa
pode ser observada a olho nu, durante um eclipse:
A luz proveniente da coroa solar pode ser subdividida em três componentes:
• K – Luz da fotosfera refletida por elétrons livres. É a de parte de maior
brilho. A concentração de elétrons é determinada pela intensidade e pela
distribuição do campo magnético, o qual aprisiona os elétrons. Estimase que há 108 elétrons por centímetro cúbico, em média na coroa solar.
Corresponde também a componente K a emissão em raios-X.
• E – Consiste na luz emitida por átomos altamente ionizados, como é o
caso do Fe e do Ca. A maior parte da emissão está no ultravioleta, além
de raios-X.
• F – É a luz refletida por grãos de poeira, criados pela fragmentação dos
asteróides que passaram muito perto do Sol, que colidiram entre si, ou
se não de cometas. Os grão só existem a uma distância maior que 4
raios solares.
O Campo Magnético Solar: causa das manchas solares e das precipitações de
plasma.
O aparecimento de manchas solares na fotosfera é a manifestação básica da
atividade solar. Cada mancha corresponde a um pólo do campo magnético
solar, sendo 50000 vezes maior que o campo no pólo terrestre. Sendo assim,
as manchas sempre aparecem aos pares. O interior da mancha é bem mais frio
que as partes que a circunda, talvez porque a erupção do campo magnético
cessa o processo convectivo.
As alterações na atmosfera causada pelas manchas solares são as fáculas (vide
figura), e em situações de campo mais intensos, as alterações são vistas como
explosões solares.
Explosões solares:
O acúmulo de energia em regiões de grande atividade magnética causa
explosões, nas quais grande quantidade de energia gera a aceleração de
partículas, como pode ser visto na foto:
Vento Solar
É responsável pelo campo magnético interplanetário, o qual possui a forma de
uma espiral devido a rotação do Sol. Foi previsto no fim dos anos 50, e
detectado nos anos 70 pela MARINER.
•Fluxo contínuo de partículas carregadas (basicamente elétrons e prótons) ao
espaço em todas as direções.
•Próximo à Terra tem uma velocidade de 400 km/s.
• Responsável pelas caudas dos cometas e pelas auroras boreais e austrais na
Terra.
• Dados recentes fornecidos pela sonda Ulisses mostram que o vento solar que
emana das regiões polares desloca-se a uma velocidade quase duas vezes
maior (750 km/s) do que o faz a latitudes mais baixas. A composição do vento
solar também parece diferir nas regiões polares.
• Novos estudos sobre o vento solar serão feitos pela sonda Wind, lançada
recentemente, de um ponto dinamicamente estável situado a cerca de 1,6
milhões de km da Terra, diretamente entre o nosso planeta e o Sol.
• Produz efeitos mensuráveis sobre as trajetórias das sondas espaciais.
• Acredita-se que se estenda para além do último planeta, Plutão, onde ela é
equilibrada pela pressão da matéria interestelar.