Sistema Solar – O Sol - Ensino de Astronomia

Universidade Federal do ABC – Ensino de Astronomia na UFABC
Sistema Solar – O Sol
Yuri Fregnani
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Na aula passada...
• Na última aula falamos sobre os asteroides e cometas que cercam e
permeiam o Sistema Solar.
• Também vimos como o próprio Sistema Solar nasceu, dando origem a
todos esses corpos.
• Um dos membros mais importantes e um dos responsáveis pela vida
na Terra, é o Sol.
O Sol
• Talvez o conhecimento mais básico que a humanidade tem sobre o
Sol 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, tendo
festivais e cerimônias feitas em seu nome.
O nascimento do Sol
• Vimos que René Descartes, filósofo, físico e matemático francês (1596-1650), Immanuel
Kant, filósofo prussiano (1724-1804) e o Marquês de Laplace, matemático, astrônomo
e físico francês (1749-1827) propuseram que o Sol e os planetas se formaram
simultaneamente da mesma nuvem de material, a Nébula Solar.
• Este material já continha cerca de 2% de elementos mais pesados que H e He, formadas
por estrelas que precediam o Sol.
René Descartes
Immanuel Kant
Marquês de Laplace
O nascimento do Sol
• A Nébula Solar sofreu um colapso
gravitacional cerca de 4.6 bilhões
de anos atrás.
• Como vimos anteriormente, a
acumulação de matéria (gás e
poeira), formou os proto-planetas
e o proto-Sol.
• Foi no meio dessa acumulação de
matéria, chamada disco de
acreção, que o Sol começou a se
formar.
O nascimento do Sol
• O Sol foi acumulando massa e gerando calor, enquanto sua gravidade
aumentava e influenciava os outros corpos, como os planetas, na sua
formação.
• O sentido rotação do Sol foi mantida pela conservação do momento
angular, assim como os planetas também mantiveram seu sentido
original.
http://2.bp.blogspot.com/-C1aNwBcKPAM/Tqiu_5aer2I/AAAAAAAAAD4/Ih986CD7dss/s1600/1.bmp
http://www.space.com/images/i/000/012/167/original/protoplanetary-disk-gap.jpg?interpolation=lanczos-none&downsize=*:1000
Energia do Sol
• De onde vem a energia do Sol?
• Sabemos que o Sol é uma bola de gás muito quente, então estaria ele, pegando
fogo? E se ele está pegando fogo, de onde vem o combustível para queimar?
• Durante muito tempo, a fonte de energia do Sol foi um
mistério. Uma das primeiras sugestões para explicar
isso veio de Lord Kelvin, que descreveu o Sol como um
corpo celeste líquido, em resfriamento gradual, que
emitia energia através de uma fonte interna de calor.
Essa explicação dizia que o Sol teria 20 milhões anos, o
que não condizia com a idade calculada , de 300
milhões de anos na época.
Energia do Sol
• Em 1904 Ernest Rutherford, físico e químico neozelandês naturalizado
britânico, sugeriu que houvesse desintegração radioativa no interior
do Sol, o que funcionaria como fonte da energia solar.
Ernest Rutherford
Energia do Sol
• Uma explicação definitiva veio em 1915, com Albert Einstein, através
da sua famosa Teoria da Relatividade Geral e sua equivalência massaenergia:
E=m∙c²
Albert Einstein
Energia do Sol
• Em 1920, F. W. Aston, físico e
químico britânico, descobriu que
um átomo de hélio tem da ordem
de 7‰ menos massa que 4 átomos
de hidrogênio.
• Ainda no mesmo ano, Arthur
Eddington, astrofísico britânico,
propôs que a pressão e a
temperatura do núcleo solar
poderiam produzir uma reação de
fusão nuclear.
F. W. Aston
Arthur Eddington
Energia do Sol
• A fusão nuclear que ocorre no Sol é predominantemente do tipo
cadeia p-p (próton-próton).
• Para ocorrer a fusão, os prótons têm que ser jogados um contra o
outro a uma velocidade muito alta, para superar a repulsão de
Coulomb, que é a repulsão eletromagnética entre eles. Essa condição
só é encontrada em ambientes de altas temperaturas e pressão, no
núcleo do Sol.
Cadeia p-p
Energia do Sol
• Já que, inicialmente, 74% da massa do Sol era hidrogênio, ele tinha
um estoque para gerar energia pela fusão nuclear de hidrogênio.
• A energia é liberada em forma de dois pósitrons (as antipartículas dos
elétrons, e+ ) e dois fótons (γ).
• Os pósitrons logo se aniquilam com elétrons, gerando mais dois
fótons.
Evolução do Sol
• No decorrer de bilhões de anos, as propriedades do
Sol mudam lentamente. Ele está atualmente dentro
da sequência principal, sendo uma estrela do tipo
G2. Isso será melhor explicado nas aulas de evolução
estelar.
• As mudanças observadas desde a formação do Sol,
são o aumento do raio em aproximadamente 15 %,
com previsão de aumento de mais 15 % nos
próximos 3,5 bilhões de anos.
• A temperatura também aumentou, passando de
5640 K para 5777 K (5504°C), e aumentará mais um
pouco.
• 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 na
superfície, temos que olhar para a sua estrutura:
• No núcleo acontece a queima de hidrogênio. Com temperatura, pressão e
densidade altíssimas, cria as condições para que a fusão de Hidrogênio em Hélio
aconteça.
• Após a liberação dos fótons pela fusão, eles passam
pela zona de radiação, onde podem passar milhares
de anos, sendo absorvidos e reemitidos por íons de H
e He.
• Na tacoclina, a zona de transição entre as zonas de
radiação e de convecção, os fótons esquentam o gás.
A estrutura do Sol
• Na camada seguinte, o transporte de energia
acontece por convecção: o gás se esquenta
do lado inferior, se expande, sobe, chega na
fotosfera, se esfria emitindo fótons, se
contrai e desce de novo.
• Da fotosfera, a maioria dos fótons chegam
até o espaço. São estes que observamos. A
fotosfera é tida como a superfície do Sol.
• Em cima da fotosfera ainda há a atmosfera
solar, consistindo da cromosfera, de uma
zona de transição e da coroa solar, todas
com baixíssimas densidades, e só visíveis sob
condições especiais, como eclipses solares.
http://sse.royalsociety.org/2014/media/8865/setcontrolsgallery800x800_5.jpg
O Núcleo do Sol
• Com uma densidade de até 150g/cm³ e uma
temperatura de 13.600.000°C a fusão de
Hidrogênio em Hélio acontece aqui.
• Sua temperatura cai drasticamente fora do
núcleo, chegando a 7 milhões de Kelvin, junto
com a pressão, com menos de 10% do valor
encontrado no núcleo.
• O Núcleo é relativamente grande, se
estendendo por até 30% do raio do Sol e
contém 60 % da sua massa.
• Até hoje, a fração de massa em Hidrogênio no
centro se reduziu a 34%, e a de Hélio
aumentou 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/cm³
para 0,2 g/cm³.
• Nesta zona, a energia é transportada por fótons, que são absorvidos e reemitidos
constantemente pelos íons nos seus caminhos.
• Entre dois choques, os fótons percorrem, em média, uma distância, é o livre caminho médio. Ela
depende da densidade e nessa região, com densidades altas, o percurso livre médio dos fótons é
da ordem de 1cm.
• Como a cada colisão os fótons seguem uma trajetória aleatória, eles podem demorar muito para
saírem 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 a
superfície. Aqui, o transporte de energia acontece por convecção:
• Gás se esquenta do lado inferior desta
zona, se expande, sobe, chega na
fotosfera, se esfria emitindo fótons, se
contrai e desce de novo.
Zona de Convecção
• É possível observar as colunas de gás
chegando e descendo da fotosfera.
Isso faz com que a superfície do Sol
esteja em mudança constante.
• Pode-se ver uma granulação na
superfície do Sol, as regiões mais
claras sendo gás quente subindo, e as
mais escuras, gás frio descendo.
• O diâmetro típico de uma célula de
convecção é 700 km, e ela “vive” da
ordem de 5 a 10 minutos.
http://www.oocities.org/talcientec/sol1aa.gif
Rotação do Sol
• O Sol não é um corpo estático, ele, assim
como os planetas, gira em torno de um
eixo perpendicular a eclíptica, seguindo o
mesmo sentido de rotação dos demais
corpos.
• Contradizendo a ideia de perfeição, de
que os corpos celestes teriam superfícies
perfeitamente lisas e imóveis, Galileu
percebeu a rotação do Sol observando
suas manchas.
• A rotação não é uniforme, variando do
equador (25 dias) até os polos (36 dias).
Também varia dependendo da distância
do centro. O núcleo e a zona de radiação
giram com um corpo rígido, tendo uma
rotação 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 que
chega em nós, é a “superfície” do
Sol, e fica no topo da zona de
convecção.
• É uma região semiopaca, e a região
mais profunda que pode ser
observada. Ela não é uma
superfície nítida, mas uma camada
de aproximadamente 600 km de
espessura,
com
temperatura
variando de 9400 K a 4400 K.
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/89/Solar_internal_structure.svg/2000px-Solar_internal_structure.svg.png
Fotosfera
• Devido ao fato de que a parte
superior da fotosfera ser mais
fria do que a parte inferior, uma
imagem do Sol aparenta ser
mais brilhante no centro do que
nas laterais do disco solar, esse
fenômeno é conhecido como
escurecimento de bordo.
http://www.nasa.gov/sites/default/files/thumbnails/image/20160418_003000_4096_hmiic.jpg
Fotosfera
• Durante os primeiros estudos do
espectro óptico da fotosfera,
observou-se que havia um
elemento químico até então
desconhecido.
Em 1868,
Norman Lockyer, cientista e
astrônomo inglês, chamou esse
novo elemento de "hélio", em
referência ao Deus grego Hélio.
O Hélio só seria isolado na Terra
25 anos mais tarde.
Norman Lockyer
Cromosfera
Flash Spectrum
• É considerada a parte inferior da
atmosfera
solar,
estando
aproximadamente 1600 km a cima da
fotosfera. Tem uma intensidade muito
menor do que a fotosfera, o que a deixa
normalmente invisível.
• A densidade também diminui em até 10
mil vezes, entretanto a temperatura
sobe de 4400K para 10000 K.
• Durante eclipses solares, a cromosfera
aparece por poucos segundos, e podese estudar seu espectro, chamado flash
spectrum, espectro relâmpago.
Cromosfera
http://s2.thingpic.com/images/zx/zq9A2hnHvjWLNEyMx2w2UzsW.jpeg
Cromosfera
• O estudo desse espectro revela
elementos como H, He, Fe, Si, Cr e Ca
ionizados, além da emissão de raios X, o
que indica que se trata de gás muito
quente.
• Através de filtros que isolam a luz desses
elementos, é possível ver a cromosfera
sem a necessidade de eclipse.
• Espículas são filamentos de gás que se
estendem por 10 mil km a cima da
cromosfera, com uma vida-média de
cerca 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.
http://www.novacelestia.com/images/solarsystem_solar_anatomy_medium.jpg
Coroa
• Podendo ser vista durante um eclipse
total, é a parte exterior da atmosfera. Ela
tem uma intensidade até 1 milhão de
vezes mais fraca que a cromosfera e com
uma densidade muito baixa, seu limite
exterior não é claramente definido.
• Tendo uma temperatura de até 1 milhão
de kelvin, ela brilha emitindo raios X.
• As regiões brilhantes vistas na coroa, são
causadas pela interação de partículas
carregas com o campo magnético. Onde
as linhas de campo magnético são
fechadas, surgem ventos solares lentos,
mais ou menos 300 km/s, além de serem
brilhantes.
http://hypescience.com/wp-content/uploads/2010/07/eclipsesolar.jpg
Coroa
• Já as linhas de campo magnético abertas,
causam as áreas escuras, com ventos solares
rápidos de 750 km/s.
• As partículas do vento solar possuem energias
cinéticas que correspondem a temperaturas
de 40000 K , para os íons e 100000 K para os
elétrons. Com uma densidade média é de
7·106 íons/m³ e velocidade de 500 km/h, isso
leva a uma taxa de perda de massa 3·1014M /ano.
Sol
• Com essa taxa de perda de massa, o Sol
levaria mais de 1013 anos para se dissipar.
Essa perda é tão lenta que não influencia nos
modelos solares usados para estudar o Sol.
Manchas Solares
• Galileu Galilei descobriu as manchas solares 400 anos atrás. Essas
manchas escuras são áreas com temperaturas mais baixas, a partir de
3900 K, que aparecem em pares ou grupos na fotosfera. Elas duram
por até um mês.
• 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.
Manchas Solares
Desenho original de Galileu
http://www.orbit.zkm.de/files/orbit/ss708-l.gif
https://www.youtube.com/watch?v=UkDpZm7oOYk
http://www.wired.com/images_blogs/wiredscience/2014/02/sunspot1.gif
Manchas Solares
• As manchas solares consistem de uma
parte escura, a umbra e uma menos
escura em torno, com estrutura de
filamentos, a penumbra.
• 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, por que os
campos magnéticos invertem a
polarização entre dois máximos. Este
período é chamado Ciclo Solar.
http://www.apolo11.com/imagens/2011/manchas_solares.jpg
https://alteatequieroverde.files.wordpress.com/2014/10/spot-ar12192-largestofsc24-001.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d4/Sun_poster.svg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/43/The_solar_interior.svg/2000px-The_solar_interior.svg.png
http://www.thunderbolts.info/thunderblogs/images/10on/sun_temps_ebook_772x593.jpg
Ciclo Solar
• Um dos fenômenos associado com a atividade das manchas solares
são as erupções solares. Elas podem medir até 100000 km e liberam
muita energia, podendo chegar a metade da energia que a Terra
recebe em 1 segundo. Essa energia é parcialmente formada de
partículas carregadas, que podem interromper comunicações ou
causar perigo para astronautas quando chegam na Terra, cerca de
meia hora a 4 horas depois que ocorrem.
• As erupções surgem em cima de grupos de manchas solares, quando
o campo magnético é perturbado. A reconexão de linhas de campo
magnético libera a energia armazenada no campo, produzindo fótons
e, às vezes, acelerando raios cósmicos (partículas) solares.
http://72abfb7c1a8a71411901-4a3d306595cd09781b35fe13ebdb4f63.r27.cf2.rackcdn.com/CC414BC6-6B8D-49F6-96D1-CD3B90862ECF.jpg
http://nineplanets.org/the_sun.jpg
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