ASTRONOMIA-PARTE 3-FINAL

UESB-DCE-FÍSICA
INTRODUÇÃO À ASTRONOMIA
PROF. SILVANIO B. DE OLIVEIRA
Final - Parte 3
Saliências, Chamas Trêmulas e a Interação do Vento Solar
com a Atmosfera da Terra
- Quando o Sol é observado numa eclipse solar, a luz emitida pelo hidrogênio
excitado gera colunas brilhantes de gás estendendo-se acima da cromosfera na
coroa, chamadas de saliências (são vistas da Terra).
-.Essas saliências são causadas pela alta densidade do gás ionizado que é suspenso
pelo campo magnético do Sol (Figura no plano de fundo).
- As chamas trêmulas solares originadas na coroa do Sol, são explosões violentas
cuja a energia é obtida 'da quebra' e logo 'reconexão' das linhas do campo
magnético do Sol.
- A energia total está entre 1022 J e 1025 J, lançados durante minutos ou horas,
acelerando elétrons, prótons e íons mais pesados a velocidades relativísticas – isto
é, próximo da velocidade de luz.
- As chamas trêmulas tendem a ocorrer acima das regiões ativas em volta das
manchas solares, onde os campos magnéticos são intensos, tendendo a serem mais
frequentes no máximo solar.
Aurora
Uma bela manifestação da interação do vento solar com a nossa atmosfera é o
colorido observado no céu a noite (Figura no plano de fundo).
- Eles são muitas vezes visto dentro de uma banda centrada nos pólos norte e sul
magnéticos e são conhecidos como aurora Boreal e aurora Austral,
respectivamente.
- (Aurora é a deusa romana da alvorada, Boreas é o nome grego do vento norte, e
Australis é o palavra latina referente ao sul.)
- Muitas vezes chamam Aurora Boreal as luzes do norte tendendo a ser vistas como
uma incandescência verde ou avermelhada no céu do norte.
- Comumente é visto por volta do vernal e dos equinócios outonais, embora não se
sabe o motivo de ser assim.
- As auroras são causadas pelo choque de partículas carregadas com átomos na
atmosfera superior da Terra, as quais são conduzidas pelas linhas de campo da Terra
nas regiões próxima dos pólos magnéticos.
- Lá elas colidem com átomos de gases na atmosfera e com elétrons em níveis mais
altos de energia, em seguida, decaem emitindo luz.
- Grande parte das luzes parecem ser por emissões do oxigênio atômico, resultando
em uma incandescência esverdeado num comprimento de onda de 557.7 nm e uma
incandescência de cor vermelho escuro em 630.0 nm.
- Entre outras cores que são às vezes observadas, é parte da excitação do nitrogênio
atômico gerando a cor azul, enquanto o nitrogênio molecular produz uma cor
purpúrea.
- Muitas vezes a incandescência auroral é na forma 'de cortinas' que tendem a ser
alinhadas em uma direção leste-oeste.
- Às vezes essas cortinas modificam-se lentamente, mas com o tempo, elas parecem
estar em movimento contínuo.
-A sua forma é determinada pela direção do campo da Terra na região do
observador.
- Observações mostraram elétrons do vento solar movendo-se em espiral abaixo
das linhas do campo magnético em direção à Terra.
Eclipses Solares
- Devido às interações de marés entre a Terra e a Lua, a Lua está gradualmente se
afastando da Terra.
- O fato que agora, sua posição orbital entre a Terra e o Sol, dá origem ao mais
espetacular dos eventos celestes – um eclipse solar total.
- Para dar um eclipse total, a Lua deve estar no plano do Sistema Solar (plano que
contém a Terra e o Sol), estar na Lua Nova e ter um tamanho angular maior do que
aquele do Sol.
- A órbita da Lua é inclinada em 5° em relação ao plano do Sistema Solar, portanto
estará acima ou abaixo do plano, por esse motivo não ocorre eclipse solar a cada
mês.
- Tipicamente, haverá um eclipse solar visível em algum lugar na Terra a cada 18
meses.
- Contudo, um eclipse não é necessariamente total. Tanto a Terra como a Lua têm
órbitas elípticas.
- Se a Lua está no apogeu (tamanho angular menor) e a Terra no periélio
(tamanho angular do Sol maior), então a Lua não pode cobrir o Sol
completamente.
- Portanto, é chamado de eclipse anular, quando um anel do Sol é ainda visível em
volta da borda da Lua.
- Às vezes é chamado de ‘anel de fogo’, sendo visto na alvorada ou no crepúsculo.
- Durante um eclipse total a sombra da Lua toca a superfície da Terra em regiões
denominada ‘pista de eclipse’ (Figura 2.10).
- A largura e o comprimento da pista dependerá das posições da Lua e da Terra
nas suas órbitas.
- Perto do equador da Terra, a Lua está mais próxima à superfície da Terra do que
nos pólos, portanto, o seu tamanho angular é maior e a pista de eclipse é mais
larga, por isso é maior o período da totalidade na observação.
Figura 2.10- O traço da eclipse durante o eclipse solar de Março 2006. Image: Fred
Espernak, NASA.
- O eclipse total mais longo dura aproximadamente 7 minuto 30 s. Isto seria
observado no equador quando a Terra está no afélio (ponto mais distante do Sol)
e a Lua está no perigeu (ponto mais afastado da Terra).
- O eclipse mais longo que pode ser observado nos próximos 3000 anos será no
dia 16 de Julho, 2186 com duração de 7 minuto 29 s.
- O mais longo foi observado por muitos no Havaí no dia 11 de Julho de 1991
quando a totalidade durou 6 minuto 53 s.
- O mês de Julho não é uma coincidência. Devido a Terra está no afélio no dia 4 de Julho,
isto torna os períodos mais longos e a totalidade da eclipse ocorrerá sempre próximo desta
data.
- Os antigos observaram que os conjuntos de eclipses, solares e lunares, ocorriam a cada 18
anos 11 dias e 8 h – um período de tempo chamado de Saros.
Duas Eclipses Solares Significantes
- Os eclipses de 1919 e 1922 desempenharam um papel fundamental na história
da ciência.
- Einstein predisse que a massa do Sol alteraria o espaço-tempo em volta dele e
a luz viajaria ao longo de linhas curvadas ao passar próximo.
- A observação deste efeito permitiria que sua teoria fosse testado através das
posições de estrelas quando vistas próximas da direção do Sol, e deslocadas das
suas posições verdadeiras.
- (Deve ser observado que Newton também predisse, por razões diferentes, que
as ondas de luz devem se curvar quando passam próximo ao Sol, mas o efeito
devido a torção do espaço-tempo pela teoria de Einstein é duas vezes mas
precisa do que as observações de Newton.)
- O procedimento na observação era o seguinte: antes de um eclipse solar, as imagens do
céu onde o Sol estaria durante a totalidade era registrada;
- Em seguida, as mesmas imagens durante o eclipse total eram registradas – o
único tempo quando as estrelas podem ser vistas perto da posição do Sol;
- Compare as posições das estrelas. A teoria de Einstein prediz um desvio exato de
1.75 arcsec, enquanto a teoria de Newton sugeriu 0.8 arcsec.
- Arthur Eddington conduziu uma expedição britânica à Ilha Atlântico de Príncipe
para observar o eclipse total do Sol em Maio de 1919, enquanto um segundo
grupo realizavam observações em Sobral no Brasil (Figura 2.11).
- A deflexão anticipada de estrelas próximo o Sol (um máximo de 1.75 arcsec) era
comparada com o tamanho típico de uma imagem estelar quando observado da
Terra (devido a turbulência atmosférica) de 1-2 arcsec.
- O telescópio na Ilha Príncipe foi usado para tomar 16 chapas, mas uma nuvem
parcial reduziu a qualidade, obtendo um desvio médio de 1.62 arcsec.
-Dois telescópios foram usados em
Sobral onde as condições não foram
boas; contudo, o foco do instrumento
principal
ficou
deslocado,
provavelmente devido a temperatura
produzindo um resultado de ~0.93
arcsec.
- Um instrumento menor de 10 cm
realmente, contudo, produziu oito
chapas fotográficas e esses mostraram
um desvio médio de 1.98  0.12
arcsec.
Figura 2.11- Um poster da eclipse solar
em 1919.
- Um teste decisivo da teoria veio da observação feita por William Campbell e sua
equipe do Observatório de Lambidela que observou o eclipse em 1922 na
Austrália.
- Eles determinaram uma deslocamento estelar de 1.72 0.11 arcsec. Campbell
acreditava que as teorias de Einstein estivessem erradas, mas quando o seu
experimento comprovou exatamente o contrário.
- Ele imediatamente admitiu o seu erro e depois disso apoiou a relatividade.
- Resultados mais recentes mostram que a deflexão da luz e ondas de rádio
vindas do satélite Hipparcos apresentam desvio médio na ordem de 4 milliarcsec,
os quais concordam com as previsões de Einstein .
O atraso de Shapiro
- Verificações mais recente das teorias de Einstein foram feitas com a observação
de radar planetária do planeta o Marte.
- Na década de 1960, Irwin A. Shapiro utilizou um modo de testar a teoria de
Einstein com maior exatidão.
- O Shapiro foi o pioneiro da astronomia de radar e idealizou que o tempo que um
pulso de radar levaria para viajar um planeta seria afetado se o pulso passasse
próximo ao Sol.
- A figura 2.12a, mostra inicialmente o caminho que um pulso de radar seguiria até
Marte sem considerar a presença do Sol, por conseguinte, o pulso de radar viajaria
em linha reta.
- A figura 2.12b, devido à curvatura de espaço pelo Sol, um pulso de radar enviado
ao longo deste caminho não conseguiria passar por Marte, e sim a sua esquerda.
- O pulso que passaria por Marte, mostrado na Figura 2.12c, tem de tomar um
caminho ligeiramente para a direita da sua posição verdadeira.
- Portanto, a curvatura do espaço próximo ao Sol deflete o pulso em direção à
Março. O eco seguiria exatamente o mesmo caminho ao contrário.
-Como o pulso seguiu o caminho mais
longo até Marte e voltará pelo mesmo
caminho, o pulso de radar terá assim
um atraso.
- O atraso de Shapiro, como é
chamado, pode atingir até 200 s e
fornece um teste excelente da teoria
de Einstein.
- Além disso, outros testes, com
melhor exatidão usando o atraso de
Shapiro foram feitos controlando os
sinais de sondas espacial passando
próximo ao Sol.
Figure 2.12 O atraso de Shapiro.
Questionário
1- O pico do espectro de uma estrela (como se fosse um corpo negro) é observado num
comprimento de onda de 0.7x10-6 m. Estime a temperatura superfícial da estrela.
2- Uma estrela tem uma luminosidade de 8x1026 W e um diâmetro de 8x108 m. Use a Lei
de Stefan-Boltzmann para estimar a temperatura superficial.
3- Uma estrela tem duas vezes o diâmetro e duas vezes a temperatura superficial do
nosso Sol. Como a sua luminosidade se comparará com aquele do nosso Sol?
4- Um planeta está em uma distância de 3x1011 m da estrela central do seu sistema solar.
A constante de radiação solar é medida para ser 280 Wm-2. Qual é a produção total de
energia da estrela? O diâmetro angular da estrela medido a partir do planeta, é 22
arcmin. Estime a temperatura superficial da estrela.
5- Um eclipse Solar deve ocorrer no dia do equinócio vernal e quando a Terra está a uma
distância de 150 milhões de km do Sol. A pista do eclipse passa por cima do equador em
12:00 Tempo Solar Local. Mostre que, se a Lua está no seu ponto mais extremo da Terra
(no apogeu) naquele dia, o eclipse observado do equador será um anular, e não um
eclipse total. Mostre que, se a Lua estiver mais afastada da Terra naquele dia (no perigeu)
haveria um eclipse total.
(O raio equatorial da Terra é 6378 km. O eixo semi-principal de a órbita da Lua é 384401 km
e a excentricidade da sua órbita é 0.056. O seu diâmetro é 3474.8 km. O diâmetro do Sol é
139 milhões de km.)