1 - CDCC/USP

Palestra o Sol para a Olimpíada de Ciências
Dra. Silvia Calbo Aroca
1. Para que estudar o Sol ?
Por ser nossa principal fonte de luz e calor. Por ser a estrela mais próxima da Terra,
podemos estudar fenômenos interessantes com pequenos telescópios. É também um
laboratório para se estudar fenômenos de alta energia, difíceis de serem replicados da
Terra, como a fusão nuclear. O Sol está conectado com o clima terrestre. O Sol governa
as condições dentro do Sistema Solar, devido entre outros motivos, a sua descarga de
partículas energéticas e carregadas, o denominado vento solar.
2. Características do Sol
É o maior corpo do Sistema Solar, sendo que em seu diâmetro cabem cerca de 111
Terras alinhados. Ocupa mais de 98 % da massa do Sistema Solar. É composto por
gases tendo uma temperatura média em sua superfície de cerca de 6000 graus Celsius e
em seu interior a temperatura chega a aproximadamente 1 500 000 graus Celsius.
3. Como o Sol produz sua energia ?
Esta é uma questão que vem sendo feita há séculos atrás. No passado, muitas
hipóteses foram propostas para explicar sua natureza, pois não se conhecia a fonte de
energia do Sol. No século XIX, houve algumas tentativas de explicar a energia
produzida pelo Sol por combustão de oxigênio e hidrogênio. Sabendo a massa do Sol e
a taxa de produção de calor por combustão, o Sol teria somente 3000 anos. Mesmo
então, já eram conhecidas pinturas rupestres mais antigas que 3000 anos, portanto foi
estranho ter um Sol tão jovem.
Na metade do mesmo século XIX, Hermann von Helmholtz (1821-1894) e Lord
Kelvin (1824-1907) propuseram que o Sol brilhava ao liberar energia gravitacional,
reduzindo seu diâmetro. A contração gravitacional converteria parte da energia em calor
e a outra parte em luz. Segundo os cálculos de Helmholtz e Kelvin, uma contração de
20 m/ano liberaria a energia necessária para o Sol brilhar por aproximadamente 50
milhões de anos. Devido ao desconhecimento do tempo geológico no século XIX, isto
parecia um longo tempo de vida para nossa estrela. Mas, no século XX ficou claro por
datação de fósseis e registros geológicos, que a Terra existiu por pelo menos algumas
centenas de milhões de anos. Foi bastante constrangedor para a comunidade científica
ter um Sol mais jovem do que a própria Terra. Para resolver este problema, James Jeans
(1877-1946) propôs na década de vinte do século passado, que a radioatividade seria
uma possível solução. Hoje sabemos que esta hipótese é incorreta, mas serviu de guia
para os cientistas repensarem a fonte de energia solar como sendo oriunda de
transformações de núcleos atômicos
4. O que seria responsável pela produção de energia no Sol ?
No final da década de 1930, Hans Bethe (1906-2005) propôs que a fonte de energia
solar seria a fusão de prótons em núcleos de carbono, mas hoje se sabe que a principal
fonte de energia solar é a fusão de prótons em núcleos de hélio. Bethe calculou a taxa
de produção de energia associada ao processo proposto e descobriu que depende
fortemente da temperatura, pois com o aumento da temperatura há também um aumento
no número de núcleos atômicos colidindo entre si. Estimou também, que a temperatura
no núcleo solar seria de 40 milhões de graus C, um valor aceitável, se a produção de
energia solar fosse mesmo a partir de carbono. Mas, conforme os estudos avançaram foi
calculado que a produção de energia pelo carbono resultaria em uma luminosidade solar
bem superior à observada. Cálculos demonstraram que incluindo uma pequena
porcentagem de hélio no interior solar diminuiria a temperatura e com isto, a energia
produzida pela fusão de carbono. A partir de 1950, o modelo teórico de produção de
energia solar, passou a considerar aproximadamente 65% de hidrogênio, 30% de hélio e
5% de elementos mais pesados que o hidrogênio e o hélio, resultando numa temperatura
de 19 milhões de graus C no núcleo solar. Com o avanço de técnicas de espectroscopia
e heliosismologia hoje se sabe que a temperatura no núcleo solar é de aproximadamente
15 milhões de graus C e que a fusão por carbono no núcleo solar corresponde à somente
1% da produção de energia, sendo o restante, resultado da fusão nuclear do hidrogênio
em hélio por um processo denominado de cadeia próton-próton.
5. Os átomos
Assim como tudo que está a nossa volta, as estrelas também são compostas por átomos.
6. De onde vem a luz do Sol ?
A luz solar é produto da fusão nuclear que de maneira bastante simples consiste na
transformação de 4 átomos de H em 1 átomo de He. A massa do H é convertida em He
e luz, ou seja, massa pode ser convertida em energia e vice-versa.
7. A energia solar em números
O Sol libera uma quantidade de energia absurda, seria necessário que todas as
usinas termonucleares, nucleares, hidrelétricas levassem milhões de anos para o Brasil
produzir a energia que o Sol libera em 1 segundo.
8. Como podemos saber o que tem no interior do Sol se não podemos ver abaixo de
sua superfície?
Basicamente dois processos a medida do número de neutrinos detectados e a
heliosismologia.
9. Telescópio para detectar neutrinos
Consiste, por exemplo, de um tanque cheio de Cloro colocado a grandes
profundidades. Ao atingir o tanque o neutrino reage com o Cl produzindo Argônio.
O neutrino é uma partícula oriunda do interior solar, que sai do Sol em questões de
segundos, e chega à Terra em minutos. É uma partícula pouco reativa (portanto daí o
fato de podermos colocar os tanques a grandes profundidades). Além disso, estudá-la
permite compreendermos melhor como funciona o interior solar, e com isto desenvolver
modelos de interior para estrelas.
10. Heliosismologia
Consiste de outra maneira de se estudar o interior do Sol. Observando o Sol na
frequência do Sol é possível analisar suas ondulações, que basicamente resultante do
movimento de seus gases. Estudando a velocidade e outros parâmetros, é possível
inferir, por exemplo, as dimensões das camadas internas do Sol.
11. Como é feito o transporte de energia no interior do Sol ?
O interior solar é dividido em três regiões: núcleo, zona de radiação e zona de
convecção. A energia produzida no núcleo solar, a uma temperatura de 15 milhões de
graus C é transportada para seu exterior por processos distintos, determinando a
existência das camadas solares. Na camada denominada de radiativa que corresponde a
70% do raio solar, a energia é transportada por radiação. Além desta camada, a
absorção se torna excessiva devido ao aumento da densidade de gases e este tipo de
transporte deixa de ser eficiente. A partir de então, os processos convectivos passam a
entrar em vigor numa camada denominada de convectiva. É interessante mencionar que
é entre a camada convectiva e a radiativa que se formam os campos magnéticos do Sol,
responsáveis pela atividade solar.
12. Como observar o Sol ?
Os chineses mesmo antes de Cristo já perceberam que a superfície solar não é
homogênea. Tal constatação pode ser feita quando o Sol encontrava-se baixo no
horizonte de preferência encoberta por uma névoa. Tal condição é para que o
observador pudesse olhar para o Sol sem machucar seus olhos. Existem registros
chineses de manchas escuras no Sol. É importante lembrar que antes de Cristo não
havia o telescópio, portanto as observações eram realizadas a olho nu. Hoje em dia
também é possível observar as manchas solares a olho nu, com a condição de que haja
manchas escuras e grandes no Sol e que o mesmo esteja baixo no horizonte. Mas. Como
fazemos hoje em dia para observar o Sol, mesmo quando não há grandes manchas
escuras em sua superfície ?
13. As primeiras observações
Registros antigos, mas mais recentes que o dos chineses são os de Galileo, que
observou assiduamente o Sol com um telescópio no século XVII.
14. O que seriam as manchas solares ?
Uma das hipóteses para explicar o que seriam as manchas solares é de que seriam
luas em volta do Sol. Tal hipótese foi descartada depois de observações sistemáticas do
Sol, em que se notou que as manchas solares quando se encontravam na borda do Sol
ficavam distorcidas. Podemos usar uma analogia para entender isto, imagine que
observamos o Brasil num globo, primeiro o posicionamos bem a nossa frente,
lentamente o movimentamos de maneira que o Brasil vai sumindo (considerando que
não mudamos de posição), o que iremos perceber é que o Brasil não some como um
todo ele parece ficar distorcido, justamente pelo fato de estarmos vendo-o no canto de
uma esfera. É isto que ocorre com as manchas, prova de que elas fazem parte da
superfície solar e, portanto não são objetos orbitando o Sol.
15. Outra hipótese para explicar as manchas solares
Segundo Herschel as machas poderiam ser aberturas na superfície solar semelhante a
buracos.
16. Rotação Solar
Após observar o movimento das manchas solares ao longo de vários dias, é possível
estimar a rotação solar, que dura aproximadamente 28 dias.
17. Como posso observar o Sol ?
O Sol pode ser observado no por projeção que em consiste projetar a imagem do Sol
por um telescópio, tal método necessita de oculares resistentes ao calor, de preferência
compostas por quartzo fundido. Este método possibilita que muitas pessoas possam ver
o Sol ao mesmo tempo. Já, outro método, o de observação direta consiste em colocar
um filtro confiável que barra pelo menos 1/10 de milésimo da luz solar na objetiva do
telescópio, jamais na ocular ! Na ocular é onde ocorre a maior concentração de luz e
calor, portanto é mais fácil de se danificar o filtro. A observação solar deve ser feito
com EXTREMO CUIDADO e com o acompanhamento de um especialista.
18. O que pode ser observado no Sol ?
Por um telescópio é possível ver manchas solares que são regiões mais escuras da
superfície solar. As manchas solares se formam em pares e em grupos, cada grupo
possui seu próprio desenvolvimento independente, podendo formar estruturas
complexas que atingem as dimensões do planeta Urano.
19. Fotosfera
É a camada que vemos quando olhamos para o Sol, significa esfera de luz. Seu
brilho é tanto que ofusca outras camadas do Sol, como a cromosfera e a coroa que se
encontram acima da fotosfera.
20. Características da fotosfera
Além das manchas solares possui regiões mais claras denominadas de fáculas. Estas
são regiões associadas à formação de manchas solares.
21. O que são manchas solares ?
Manchas solares são regiões mais frias da fotosfera com uma temperatura de
aproximadamente 4500 graus Celsius. Se pudéssemos retirar uma mancha solar do Sol
veríamos que possui o brilho da Lua Cheia.
22. Origem de manchas solares (slide 22 e 23)
A origem de manchas solares está relacionada ao campo magnético do Sol. Tanto,
que as manchas apresentam uma configuração semelhante a das linhas de campo de um
imã.
.
23. Rotação Solar
O Sol gira em torno de seu eixo assim como a Terra. Mas, seu período é bem mais
longo ao invés de ser de 24 horas como o terrestre é de aproximadamente 28 dias. Pelo
fato de ser gasoso possui uma rotação diferencia, isto é, seus pólos giram em cerca de
30 dias e o equador em cerca de 25 dias. Se imaginarmos o Sol como um gigantesco
imã, com seu movimento de rotação, as linhas de campo do imã são distorcidas.
24. Animação da formação de manchas solares do SOHO – dynamosm.mpg
25. Desenvolvimento de grupos de manchas
Sequência de desenvolvimento de um grupo de manchas solares. Note que ser formam
em pares como se fossem o pólo Norte e Sul de um imã.
26. Esquema de classificação de manchas solares
Cada grupo de manchas obedece a esta classificação de acordo com sua evolução.
Portanto, os grupos de manchas que são observados obedecem a esta classificação.
27. Animação do campo
SunspotsForm.mpg
magnético
em
manchas
solares
do
SOHO
–
28. Como ocorre o número de manchas solares ao longo dos anos ?
O número de manchas solares não varia de maneira aleatória, ou seja, obedece a um
padrão, que no caso é um ciclo de aproximadamente 11 anos, o Ciclo solar. Durante
este ciclo o número de manchas solares aumenta de durante cerca de 3 a 4 anos chega
num pico e decresce num período de aproximadamente 5 a 6 anos. A atividade solar
está relacionada com o Ciclo Solar, em épocas de baixa atividade solar, de maneira
geral, o Sol encontra-se com poucas manchas solares, e em época de alta atividade o
Sol apresenta um número considerável de manchas.
29. Início de um ciclo
Representação do início de um ciclo solar que corresponde a uma época de baixa
atividade solar, em 2008 e 2009 o Sol encontra-se no inicio de um ciclo.
30. Metade de um ciclo solar
Corresponde a um período de alta atividade solar em que é possível observar muitas
manchas solares. As estimativas atuais apontam que o Sol estará nesta fase por volta de
2012.
31. Fim de um ciclo solar, a atividade solar estará novamente declinando.
32. Série de magnetogramas (slide 33 a 44), Mostrando o magnetismo na região das
manchas solares ao longo do ultimo ciclo solar. Por estas imagens é possível
perceber o inicio, meio e fim do último ciclo solar.
45. Gráfico do número de Wolf
Gráfico mostrando a variação do número de manchas em função do tempo,
evidenciando a presença de ciclos solares.
46. O magnetismo solar produz outros fenômenos no Sol ?
A resposta é sim, e de maneira geral tais fenômenos podem influenciar a Terra mais que
as manchas solares.
47. Coroa e Cromosfera
São as duas camadas externas a fotosfera. A Coroa é a camada mais externa, com uma
temperatura de aproximadamente milhões de graus Celsius. Esta camada é visível a
olho num como um halo branco em volta do Sol durante eclipses solares totais. Logo
abaixo da Coroa, encontra-se a cromosfera que significa esfera de cor com uma
temperatura de cerca de 10000 graus Celsius. Na imagem aparece como uma fina
camada de cor rosa na figura da esquerda.
48. Cromosfera
A cromosfera pode ser regularmente observada por meio de filtros especiais
denominados de hidrogênio-alfa que permitem a passagem somente da radiação com
comprimento de onda de 656,3 nm, referente a uma das transições do elétron do átomo
de hidrogênio. Para que ocorra esta transição, o gás precisa estar a uma temperatura de
pelo menos 10000 graus C. Com este filtro é possível observar fenômenos como
proeminências, espículas e flares que não são visíveis na fotosfera solar. Estes
fenômenos são muitas vezes, mais interessantes de serem estudados que as próprias
manchas solares, pois são dinâmicos e mudam suas estruturas em questão de minutos.
49. Imagem do Sol em Hidrogenioalfa
Imagem de proeminências solares na beirada do Sol. Tais estruturas são arcos de
hidrogênio ionizados que acompanham as linhas do campo magnético. Estas estruturas,
quando não se encontram na borda do Sol, se apresentam como filamentos escuros em
contraste ao fundo brilhante. Próximos ao limbo solar, também podem ser vistas
estruturas que se assemelham a alfinetes que duram de 1 a 20 minutos e sobem alguns
milhares de quilômetros, denominadas de espículas (figura ). Estas estruturas são mais
frias e mais densas que o restante do material da cromosfera.
50. Classificação de proeminências solares
Tais estruturas mudam de aspecto no disco solar em questões de minutos, assim como
as manchas solares também são classificadas.
51. Observando o Sol com outros olhos
O Sol pode ser visto em outras frequências. Conforme a frequência que o observamos,
vemos regiões correspondentes a diferentes profundidades e temperaturas. O estudo em
diferente frequências ou comprimento de onda possibilita obter informações distintas do
Sol que não poderiam ser obtidas somente estudando sua radiação visível.
52. A coroa
A coroa, por exemplo, pode ser melhor estudada em raios X, já que emite maior parte
de sua radiação em raios X e não no visível.
53. Características da coroa
Imagem da coroa em raios X, compare-a com o Sol visto no visível e infravermelho.
Que diferenças podem ser notadas ?
54. Ejeção de massa coronal
O vento solar é uma expansão da coroa solar consistindo de elétrons e prótons em
um plasma supersônico que atua em todas as direções saindo do Sol a velocidades de
aproximadamente 300 a 1 000 km/s. Uma emissão ainda mais densa e com velocidades
superiores ao do vento solar são as ejeções de massa coronal. Ambos os fenômenos
influenciam diretamente as telecomunicações terrestres, como será visto na seção
Relações Terra-Sol.
55. Flares
Os ''flares'' solares são um dos fenômenos mais interessante que existem no Sol. Os
''flares'' podem ocorrer de repente, liberando imensas quantidades de energia
equivalentes a bilhões de bombas de hidrogênio de 100 megatons explodindo ao mesmo
tempo dentro de um período de 100 a 1000 segundos. Dentro deste curto tempo podem
atingir de dezenas a milhares de graus C. Como os ''flares'' não liberam muita energia na
região do visível, eles raramente são vistos na fotosfera. Eles podem, no entanto, ser
observados em raios X e ultravioleta na cromosfera. Na figura pode-se ver a imagem de
um flare, que neste caso atingiu a altura de aproximadamente 588000 km, o equivalente
ao diâmetro de aproximadamente 45 planetas Terra enfileirados.
56. A atividade solar pode influenciar a Terra ?
Sim. Como ?
57. Pequena era do gelo
Como por exemplo, entre 1645 e 1715 quando ocorreu a Pequena Era do Gelo. Neste
período, a Europa passou por invernos rigorosos chegando a ponto de os canais de
Veneza e o Rio Tâmisa de Londres congelarem. Nesta época havia muitos estudiosos
observando o Sol e notando que o mesmo não apresentava quase mancha alguma. Hoje
em dia sabemos que este não foi o único período de baixíssima atividade solar na
história humana. Estudos apontam que houve pelo menos mais duas ocasiões, uma por
volta 1300 que ficou conhecido por mínimo de Wolf e outra em 1400-1530, conhecido
por mínimo de Spörer.
58. Como a atividade solar afeta a Terra ?
Uma das maneiras mais severas que o Sol pode afetar a Terra é pelas tempestades
geomagnéticas, que ocorrem com mais freqüência em épocas de alta atividade solar. O
vento solar interage com o campo magnético da Terra provocando descargas elétricas
em nossa atmosfera que quando intensas originam as tempestades geomagnéticas. Estas
duram tipicamente algumas horas podendo provocar indução de corrente elétrica em
sistemas de fornecimento de energia elétrica provocando variações de freqüência e
voltagem. Por exemplo, houve uma tempestade geomagnética no dia 13 de março de
1989 associada a um flare que causou uma falha completa de transmissão de energia
elétrica em Quebec no Canadá, destruindo transformadores e deixando a população sem
energia elétrica por muitas horas .
59. Animação de uma massa de ejeção coronal atingindo a Terra do SOHO –
recon.mov
60. Camadas da atmosfera terrestre
A camada atmosférica mais atingida é a ionosfera. Esta camada como seu próprio
nome indica é composta por partículas carregadas. O vento solar, também é constituído
por partículas carregadas, quando o vento solar entra em contato com a ionosfera acaba
interagindo com ela, provocando uma mudança em sua densidade e altura.
61. Fenômenos solares que podem afetar a Terra
Os flares e ejeções de massa coronal são fenômenos extremamente energéticos que
podem atingir a Terra em épocas de baixa e alta atividade solar.
62. Tempestades geomagnéticas
As tempestades solares são provocadas por intensas descargas de partículas energéticas
na direção da Terra. Quando tais partículas atingem a Terra são denominadas de
tempestades geomagnéticas.
63. Consequências para a Terra (slides 63-65)
Os satélites são frequentemente afetados pelas tempestades geomagnéticas que
produzem um aumento na densidade de partículas carregadas, provocando um maior
atrito na ionosfera, o que pode frear satélites e causar instabilidades em suas órbitas.
Isto aconteceu em 1979, com o Sky Lab, um laboratório espacial para se estudar o Sol
que acabou caindo prematuramente na Terra devido ao aumento da radiação solar
durante uma época de alta atividade.
Os astronautas em órbita são ainda mais vulneráveis à ação do vento solar, eles não
estão protegidos pela atmosfera terrestre e por isso, estão sujeitos às radiações letais que
podem provocar vários tipos de câncer. Os passageiros que cruzam os pólos terrestre de
avião, durante uma tempestade geomagnética, em alta altitude também estão sujeitos à
ação desta radiação nociva.
A sociedade contemporânea é altamente dependente de GPS (Global Positioning
System ) como sistema de orientação. Durante tempestades geomagnéticas pode haver
perda de comunicação com os satélites que fornecem os dados ao GPS, podendo
provocar perda de orientação de aeronaves e com isto, acidentes aéreos.
66. Mas, a atividade solar pode ser benéfica ?
A radiação solar pode se nociva para astronautas na estação espacial. Mas, existem
radiações ainda mais perigosas que a radiação solar, como, por exemplo, os raios
cósmicos. Em época de baixa atividade solar o vento solar encontra-se mais tênue,
fazendo com que os astronautas sejam mais facilmente expostos aos raios cósmicos. Já
em época de alta atividade o vento solar “sopra” para longe os raios cósmicos.
67. A intensa atividade solar pode nos proporcionar espetáculos
As tempestades geomagnéticas menos intensas produzem espetáculos naturais como as
auroras. Estas aparecem como luzes coloridas no céu que podem durar algumas horas,
sendo provocadas devido à excitação de moléculas e átomos de oxigênio e nitrogênio
da atmosfera terrestre por elétrons energéticos oriundos do vento solar. O nitrogênio
produz uma luz rósea ou azul e o oxigênio é responsável por luzes verdes e vermelhas.
Quando as auroras ocorrem no hemisfério norte são denominadas de boreais e quando
ocorrem no hemisfério sul são austrais. Pelo fato de o campo magnético do pólo norte
ser mais intenso que o do sul, há uma maior incidência de auroras boreais que austrais.
As auroras não são exclusivas do planeta Terra, ocorrendo também, em outros planetas
com campos magnéticos como, Júpiter e Saturno.
68. Animação da produção de auroras na Terra - Solarwind.mpg
69. Auroras visíveis em Saturno. Imagem do Telescópio Espacial Hubble.
70. Como sabemos a composição química do Sol ?
Estudando sua luz. Mas, como ?
71. Arco-íris mostrando que o mesmo é produzido decompondo a luz solar em gotículas
de água.
72. Imagem da luz solar sendo decomposta por um prisma
73. Imagem do aparato experimental do Observatório Astronômico do CDCC/USP
usado para observar o espectro do Sol.
Basicamente consiste de uma fenda, lente colimadora, rede de difração de reflexão.
74. Observação do espectro solar
Ao projetar-se o espectro solar notamos a presença de linhas escuras ou linhas de
absorção. Tais linhas são um indicativo de quais elementos químicos existem no Sol.
75. Espectro do Hidrogênio
Mostrando o espectro do H de emissão e de absorção para ilustrar que a posição das
linhas é a mesma, o que muda é que o espectro de emissão são linhas brilhantes e o de
absorção são linhas escuras.
76. É assim que conhecemos o que existe nas estrelas ...
Decompondo a luz das estrelas é possível estudar seus espectros e com isto saber do
que são formadas.