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FIS02010 - Fundamentos de Astronomia e Astrofísica - Profa. Maria de Fátima O. Saraiva

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O Sol

Dados gerais

Maior objeto do sistema solar
Diâmetro (da fotosfera): 1 391980 km (100 X diâmetro da Terra)
Massa: 1,99 x 10³⁰ kg (300 000 x massa da Terra)
Temperatura superficial: 6000 K
Distância média à Terra:149 597 892 km
Temperatura central: 10 milhões K
Luminosidade: = 3,9 x 10²⁶ Watts = 3,9 x 10³³ ergs/s
Fluxo na Terra (constante solar): 1367 watts/m² (equivale a ter 14 lâmpadas de 100w iluminando uma área de 1 metro quadrado)
Densidade média: 1400 kg/m³ (parecida com a da água)
Densidade central: 160000 kg/m³ (aprox. 15 vezes a densidade do chumbo)
Período de rotação: 25 dias no equador, 34 dias nas regiões polares
Composição: gás (H e He) incandescente
Geração de energia: reações termonucleares

Estrutura

Núcleo: região mais interna, onde se produz a energia
Zona radiativa: zona onde a energia se propaga radiativamente
Zona convectiva: zona onde a energia se propaga por convecção
Fotosfera: "superfície" visível, opaca, de cor amarela
Cromosfera: zona estreita da atmosfera, logo acima da fotosfera
Coroa: zona externa e extensa da atmosfera, extremamente rarefeita

Estrutura do Sol

A fotosfera

foto da fotosfera em luz branca (esquerda) e com filtro na linha Halfa do hidrogênio (à direita) mostrando a fotosfera, com manchas, granulações e filamentos escuros

temperatura = 6000 K.
espessura = 500 km
vista em luz branca, aparece lisa e amarela, com algumas manchas escuras superpostas (as manchas solares).
imagens de alta resolução revelam as granulações fotosféricas

Manchas solares:

são regiões mais frias da fotosfera (4000 K), por isso aparecem mais escuras.
têm uma parte central mais escura (umbra), circundada por uma região mais clara ( penumbra).
duram em torno de 1 semana.
tendem a se formar em grupos
estão associadas a intensos campos magnéticos
aumentam e diminuem de número num ciclo de 11 anos (ciclo de atividade solar)

Detalhes da imagem

Ciclo das manchas solares

Granulações

pequenas regiões brilhantes (mais quentes) circundadas por regiões escuras (mais frias) que dão à fotosfera uma aparência granular ;
são bolhas de gás que assomam à superfície no topo da camada convectiva: gás quente sobe, gás frio desce.
diâmetro das bolhas ≈5000 km
duração ≈ 15 minutos

Cromosfera

É uma camada estreita e rarefeita que só aparece quando a fotosfera é coberta, como em eclipses.

espessura: 10000 km
temperatura: varia de 4300 K na base a mais de 40 000 K no topo.

Espículas: colunas de gás frio dentro da cromosfera

Proeminências : grandes jatos de gás que se elevam acima da fotosfera

Coroa

Estende-se de 2 até 10 raios solares.
temperatura: até 10⁶K.
perda de massa: vento solar e ejeção de massa coronal(durante flares)

Flares (fulgurações)

grandes explosões na superfície do Sol
causa: armazenamento de energia em campos magnéticos; que é liberada quando o campo fica muito denso.
grandes flares liberam gás junto com a energia (ejeção de massa coronal)
energia liberada ≈ 100 milhões de bombas nucleares

Vento solar

partículas (principalmente prótons e elétrons) emanadas das regiões ativas do Sol
velocidade: 300-800 km/s
causa perda de massa do Sol em torno de 10^-13 massas solares por ano
na Terra, causa as auroras.
Auroras
- fenômeno luminoso provocado pela interação do vento solar com atmosfera superior da Terra, tipicamente a 100 km de altura.
- As auroras existem em grande variedade de cores, desde tonalidades de azul até tonalidades de vermelho. As mais comuns são verdes. Isso se deve a que diferentes gases emitem luz em diferentes cores. O oxigênio emite luzes no vermelho e no verde, o nitrogênio emite luz vermelho escuro.

As partículas do vento solar chegam às imediações da Terra e são capturadas pelo campo magnético terrestre, formando o cinturão de Van Allen (primeira figura). Espiralando ao longo das linhas do campo, os prótons e elétrons atingem a alta atmosfera nas regiões dos pólos (segunda figura). Aí, colidem com as partículas da atmosfera, causando efeitos como dissociação, excitação e ionização. Quando as partículas se recombinam ou voltam ao seu estado anterior, elas emitem luz (terceira figura).

Constante solar

quantidade de energia solar que chega, por unidade de tempo e por unidade de área, a uma superfície perpendicular aos raios solares, à distância média Terra-Sol
valor: 1367 W/m² (medido por satélites logo acima da atmosfera terrestre)
varia, dependendo da época no ciclo de 11 anos, de 1364,55 a 1367,86 Watts/m2

Ver mais em: O céu na ponta dos dedos

Luminosidade do Sol

é obtida multiplicando-se a constante solar pela área da esfera compreendida pela órbita da Terra em torno do Sol
valor: 3,9×10²⁶ watts = 3,9×10³³ ergs/s.
equivale à queima de 2×10²⁰ galões de gasolina por minuto, ou mais de 10 milhões de vezes a produção anual de petróleo da Terra.

Fonte de energia do Sol

reações termo-nucleares (Hans Bethe, 1937)
fusão termonuclear: 4 núcelo de hidrogênio (4 prótons) se fundem para formar 1 núcleo de hélio (partícula α)
O processo é descrito pela equação:

O sol hoje

:
Exercícios

Questões de revisão auto-teste Fazer os problemas 1, 2, 3, 5, 6, 8 e 11 desta lista.

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