apresentação do powerpoint · aurora boreal são fenômenos que ocorrem nas regiões polares...
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Aula Anterior: Sistema Solar – Terra, Lua e Sol
Terra: estrutura, características, estações do ano
Lua: estrutura, características, fases
Eclipses
Relação Terra x Lua
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Estrelas
São objetos celestes gasosos de forma
esferoidal, com interior a pressões e
temperaturas elevadas, particularmente
nas vizinhanças do núcleo aonde
ocorrem reações termonucleares
liberando energia que se propaga para
as camadas externas, na forma de
radiação eletromagnética.
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É uma estrela comum, uma das mais de cerca de 100 bilhões de estrelas que
constituem a nossa galáxia, a Via Láctea. Ele situa-se no centro do Sistema Solar.
O Sol
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O Sol, bem como todo o Sistema Solar, se move com respeito às estrelas mais
próximas a uma velocidade de 220 km/s ou ~800.000 km/h.
Está situado na periferia da Galáxia, a uma distância de 28.000 anos luz do seu
centro.
O Sol
1 ano luz: 9,4605284 × 1015 metros
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Gira em torno de bojo central situada no núcleo da Galáxia. A galáxia possui um
diâmetro de 150.000 anos luz (halos estelar e de matéria escura são maiores ainda)
e é do tipo espiral com 4 braços maiores, o Sistema Solar situa-se no pequeno
braço chamado Órion (também conhecido como Braço Local)
O Sol
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Características
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CDiâmetro = 1.390.000 km.
Em seu interior caberia
1.300.000 vezes o
planeta Terra.
Massa corresponde a
333.000 vezes a massa
da Terra (aprox. 1,98892
× 1030 kg).
Massa correspondente a
cerca de 99.85% da
massa total do Sistema
Solar.
Características
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CMassa solar é uma unidade de medida de massa igual à massa do Sol, usada
em Astronomia para representar a massa de estrelas, galáxias e corpos de
grandes dimensões:
M⊙= 1,98892 × 1030 kg
Mede-se a massa solar através da aplicação da terceira lei de Kepler (“O
quadrado do período de qualquer planeta em torno do Sol é proporcional ao cubo da
distância média entre o planeta e o Sol”), segunda a qual:
𝑇2 =4 𝜋2
𝐺 (𝑀 + 𝑚). 𝑟3
Onde:
m representa a massa de um planeta
M a massa da estrela ao redor ao qual orbita
T é o período orbital do planeta
r a distância média do planeta à estrela
G é constante gravitacional (G = 6,67384 × 10-11 m3 kg-1 s-2 )
Características
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Distância: 1 UA da Terra
Diâmetro: 1.390.000 km (108 vezes o da Terra)
Volume: 1.300.000 vezes o volume da terra
Densidade média: 1410 kg/m³
Características
UA (unidade astronômica) = aprox. 150 milhões de km.
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Ele é muito grande se comparado aos planetas que temos em nosso sistema solar,
porém comparado a outras estrelas no universo observável, vemos que ele é uma
estrela G2.
Características
Cada classe tem 9 subclassificações numéricas
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Júpiter tem 1 pixel
A Terra não é visível a esta escala
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Gira em torno de seu próprio eixo.
Seu período de rotação varia de 25 dias na região equatorial a até 36 dias na
região polar.
Características
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Composição química, com relação à sua massa é de:
74% de hidrogênio
25% de hélio
1% de outros elementos
Características
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A temperatura na sua superfície é de 5.526°C e sua temperatura interna é de
aproximadamente 15x106 °C. Em seu núcleo há reações nucleares que formam
hélio.
Características
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Durante a formação do Hélio há uma perda de 0,7% de massa dos 4 prótons que
o originaram, que se transforma em energia e é carregada até a superfície do Sol
onde é liberada na forma de radiação. Ela demora 1 milhão de anos para chegar
à superfície.
A cada segundo 700 milhões de toneladas de hidrogênio são convertidos
em cinza de hélio. Durante este processo 5 milhões de toneladas de energia pura
são liberados; portanto, com o passar do tempo, o Sol está se tornando mais leve.
Características
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Estrutura
O Sol possui três camadas internas:
Núcleo
Zona Radiativa
Zona Convectiva
E três externas:
Fotosfera
Cromosfera
Coroa Solar
Núcleo
Zona Radiativa
Zona Convectiva
Coroa Solar
Cromosfera
Fotosfera
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O núcleo fica no centro do Sol e ocupa cerca de 30% de seu raio de
circunferência. Ali, a gravidade puxa toda a massa para o interior e cria uma
pressão intensa, chegando a ser 2 bilhões de vezes a da Terra. A pressão é forte o
bastante para forçar os átomos de hidrogênio a se unirem em reação de fusão
nuclear.
Estrutura- Núcleo
Núcleo
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Análises recentes da missão SOHO indicam que a rotação do núcleo solar é mais
rápida que a do restante da zona de radiação.
Atualmente, e durante grande tempo da vida solar, a maior parte da energia
produzida pelo Sol é gerada por fusão nuclear via cadeia próton-próton,
convertendo hidrogênio em hélio. Menos de 2% do hélio gerado no Sol provém
do ciclo CNO.
O núcleo solar é a única parte do Sol que produz energia em quantidade
significativa via fusão.
O restante do Sol é aquecido pela energia transferida do núcleo para as regiões
externas. Toda a energia produzida pela fusão precisa passar por várias camadas
até a fotosfera antes de escapar para o espaço como luz solar ou energia
cinética de partículas.
Estrutura- Núcleo
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CÉ a camada do Sol onde a energia propaga-se da mesma maneira que a luz, ou
seja, através da irradiação e por isso não depende do meio para se propagar. E
como os fótons são absorvidos e reemitidos, pode demorar milhares de anos para
chegar a superfície. Ela ocupa cerca de 40% do raio de circunferência do Sol.
Estrutura- Zona Radiativa
Zona Radiativa
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CSão os 30% finais do raio de circunferência do Sol, é dominada por correntes de
material que levam a energia para o lado externo da superfície.
Estrutura- Zona Convectiva
Zona Convectiva
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Tem de 300 a 500 quilômetros de largura e uma temperatura média de 5.800 kelvins
ou aproximadamente 5.500ºC. É formada por pequenas estruturas chamadas células
de convecção, separados por zonas mais escuras.
Estrutura- Fotosfera
Fotosfera
http://www.youtube.com/watch?v=O-UjQwTfjGg
Célula de convecção é um fenômeno
que ocorre em situações onde existem
diferenças de temperatura dentro de um
corpo líquido ou gasoso. Estas diferenças
fazem com que o líquido ou gás
movimente-se devido à diferenças
de densidade causada pelas diferentes
temperaturas, com o fluido subindo
quando adquirindo uma temperatura
maior, e descendo quando sua
temperatura cai.
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É uma camada que apresenta uma diminuição considerável da densidade (~ 5 x
1015 cm-3) quando comparada às camadas mais internas. Uma densidade menor
favorece a diminuição da opacidade, permitindo que a radiação se propague
livremente. Esta camada tem uma aparência turbulenta devido às erupções
energéticas que lá ocorrem.
Estrutura- Fotosfera
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CSão áreas escuras e frias que aparecem em pares na fotosfera, e são
caracterizadas também como campos magnéticos intensos. O campo
magnético é gerado pelos movimentos dos gases no interior do Sol.
Fotosfera – Manchas Solares
Manchas solares medem até 30.000 km
de diâmetro, e consistem de uma parte
escura, a umbra e uma menos escura
em torno, com estrutura de filamentos, a
penumbra.
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Foram observadas pela primeira vez por Galileu Galilei no início do século XVII:
Fotosfera – Manchas Solares
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A atividade das manchas solares ocorre como parte de um ciclo de 22 anos
chamado ciclo solar em que há períodos de atividade máxima e mínima.
Atualmente, estamos em época de atividade solar máxima.
Fotosfera – Manchas Solares
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CA cromosfera do Sol não é, normalmente, visível, porque a radiação emitida é muito
mais fraca do que a originada na fotosfera. Sua espessura é de aproximadamente
1600 km.
É uma camada irregular, onde a temperatura sobe de 6000 ºC até cerca de 20 000
ºC. Nestas altas temperaturas, o hidrogênio emite luz na cor avermelhada.
Estrutura- Cromosfera
Cromosfera
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CA cromosfera solar torna-se visível durante um eclipse total do Sol, nos momentos
iniciais e finais, como um anel avermelhado, causado pelos átomos de hidrogênio
super aquecidos.
Para além dos eclipses, é ainda possível observar a cromosfera recorrendo à
análise espectral. Com a utilização de filtros de banda estreita (filtro de Lyot), ou de
um espectro-heliógrafo.
Estrutura- Cromosfera
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Plages (francês para praias) são
regiões na cromosfera brilhantes
perto de manchas solares, que
surgem pouco antes do
aparecimento das manchas e
somem logo depois do sumiço das
manchas naquela região.
Estrutura- Cromosfera
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CA coroa é a parte mais externa da atmosfera do Sol. A região exterior da coroa se
estende ao espaço e inclui partículas viajando para longe do Sol. A coroa pode ser
vista durante eclipses solares totais. Sua temperatura é de aproximadamente 2
milhões de graus Celsius.
É nesta região que as proeminências aparecem.
Estrutura- Coroa Solar
Coroa Solar
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CSão imensas nuvens de gás aquecido e brilhante que explodem da alta cromosfera.
As proeminências podem durar de dois a três meses atingindo até 50 mil
quilômetros de extensão ou mais, acima da superfície do Sol. Ao atingir essa altura
acima da superfície, podem entrar em erupção, algo que pode durar de alguns
minutos a algumas horas, e jogar grandes quantidades de material através da
coroa, que cairão no espaço a mil km/s.
Essas erupções são chamadas de ejeção da massa coronal. Frequência das
proeminências é ligada ao ciclo solar.
Coroa Solar - Proeminências
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Às vezes, em grupos complexos de manchas solares, explosões violentas e abruptas
ocorrem, chamadas de fulgurações solares. Acredita-se que sejam causadas por
alterações repentinas no campo magnético em áreas nas quais ele está
concentrado.
As fulgurações solares são acompanhadas por liberação de gás, elétrons, luz visível,
raios ultravioleta e raios-X. Quando esta radiação e estas partículas atingem o
campo magnético da Terra, interagem com ele nos polos para produzir as auroras
(boreais, austrais).
Coroa Solar – Fulgurações Solares
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Ainda não se sabe exatamente como é formado, o que se sabe é que há a
variação da intensidade dele devido a variações na coroa solar. O vento solar é
constituído de plasma que sofre aceleração pelo campo magnético do Sol, com
velocidade aproximada de 400 Km/s e quando chega perto da Terra pode chegar
a 800 Km/s .
Variação na coroa solar (causadas pela rotação irregular do Sol).
Coroa Solar – Vento Solar
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Aurora Boreal - Austral
Aurora boreal são fenômenos que ocorrem nas regiões polares do norte do planeta
Terra, além de outros, como Júpiter, Saturno e Marte. A aurora boreal pode ser vista
durante a noite ou no final da tarde, ocorre com periodicidade de 11 anos.
A altura da aurora boreal oscila entre os 100-120 km, embora nas regiões ainda
iluminadas pelo sol possam aparecer abaixo dos 80 km ou acima de 1000 km.
A aurora boreal ocorre devido ao contato dos ventos solares com o campo
magnético do planeta. Aurora boreal foi um nome criado pelo cientista Galileu
Galilei, no ano de 1619, por causa de uma deusa romana do amanhecer, chamada
de Aurora, e de seu filho, chamado Bóreas.
No hemisfério sul, a aurora boreal é conhecida como aurora austral. A aurora boreal
pode ser reproduzida artificialmente, por exemplo, através de explosões nucleares ou
em laboratório.
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Aurora Boreal
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Aurora Austral
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CÉ uma região periférica do Sol, preenchida pelo vento solar, e é o limite de
alcance do campo magnético. A Heliosfera nos protege da entrada de raios
cósmicos vindo de fora do Sistema Solar, ou seja uma intervenção galáctica no
nosso sistema.
Heliosfera
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Sua Magnitude Aparente é -26,74 e a sua Magnitude absoluta é de +4,8.
Chamamos de Magnitude aparente (Mp) o brilho que um determinado objeto
celeste possui quando observado a partir da superfície da Terra. Chamamos de
Magnitude absoluta (Ma) o brilho que o objeto teria se estivesse em uma distância
padronizada.
A escala é definida como a Magnitude aparente que um corpo deveria ter se
fosse visto da distância de 10 parsecs (32,6 anos-luz). Quanto menor for o número
da Magnitude, mais brilhante será o objeto.
Magnitude
A escala de magnitude é logarítmica (umadiferença de 5 magnitudes corresponde a um
fator 100 em luminosidade)
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Sondas de Exploração Solar
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O Skylab completou quase 2 mil horas de experimentos médicos e científicos,
incluindo oito experimentos solares. Instalado no alto do veículo, o módulo
experimental remoto fotografou uma explosão na superfície do Sol em 1974. Os
buracos coronais solares foram descobertos durante as observações do Skylab.
Sondas - Skylab
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Os satélites Solar TErrestrial RElations Observatory (STEREO) da NASA são sondas
quase idênticas. Lançadas em 2006, as sondas estão analisando o Sol pela
primeira vez em 3-D. Os cientistas da missão esperam que sua revolucionária
tecnologia de captação de imagens irá descobrir a causa e o mecanismo por
trás das ejeções de massa coronal (CME).
STEREO
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Desenvolvido pela Nasa americana e a ESA europeia, tem objetivo o estudo do
Sol tanto as camadas internas de sua coroa quanto os ventos solares.
Projeto SOHO (Solar and Heliopheric Observatory)
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Relação Sol- Terra
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Relação Sol- Terra
A partir do momento em que a energia e luz do Sol são liberadas ao espaço,
começa a relação entre o Sol e o nosso Planeta.
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Só há vida na Terra devido a algumas condições, dentre elas uma localização
em zona habitável, pois é essa distância que garante a água em estado líquido.
Relação Sol- Terra
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A vida na Terra é garantida pela incidência “ideal” de energia solar nela. Que só é
considerada “ideal” devido à atmosfera que a Terra desenvolveu.
Relação Sol- Terra
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Troposfera – onde vivemos
Estratosfera – Ozonosfera proteção raios UV, onde situa-se a camada de ozônio.
Mesosfera – combustão de meteoros
Termosfera - É a camada onde ocorrem as auroras e onde orbita o ônibus espacial
Exosfera – limite entre espaço e atmosfera.
Relação Sol- Terra - Camadas da Atmosfera Terrestre e proteção solar
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Relação Sol- Terra - Camadas da Atmosfera Terrestre e proteção solar
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Energia Solar
A energia solar é hoje vista como novo meio de gerar energia em Terra,
principalmente para substituir métodos que poluem ou modifiquem o ambiente.
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Ficção científica
Projeto Japonês - 2013
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Morte do Sol
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CO Sol entrará numa fase, onde as fusões de hidrogênio começarão a acabar e
darão lugar à queima de Hélio que ele produz.
Fazendo com que o Sol comece a liberar mais energia no Sistema Solar e o
transformando em uma gigante vermelha.
Morte do Sol
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CEsta será a possível aparência da Terra daqui a 5
bilhões de anos, quando o Sol estará a meio
caminho da morte.
O que um dia foram os oceanos terá se
transformado em vastas planícies. E os antigos
continentes terão se tornado planaltos, por causa
do Sol ter aumentado em 40% o seu brilho,
secando de vez o planeta e varrendo a atmosfera
para o espaço.
Morte do Sol
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CApós se transformar em uma gigante vermelha, o Sol terá seu brilho ao máximo em 5
bilhões de anos. Seu raio ficará mais de 200 vezes maior, chegando próximo à Terra.
Seu brilho será 5 mil vezes mais intenso.
Isso quer dizer que a estrela estará lançando sobre o sistema solar 5 000 vezes mais
energia do que hoje. O calor na Terra será muito superior ao de Vênus atualmente,
que é de 500 graus Celsius. O antigo planeta-água virará uma imensa caldeira, com
temperatura capaz de derreter chumbo (podendo ficar mais quente).E poderia
até ser destruída nesse inferno dantesco.
Morte do Sol
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A medida que o brilho for aumentando, o vento solar irá liberar mais energia e
matéria ao espaço, esse efeito causará a redução da massa do astro e
consequentemente a sua força gravitacional, até o ponto onde os planetas se
lançarão para outros pontos do Sistema Solar.
Possivelmente Vênus irá para a órbita atual da Terra e a Terra pra órbita atual de
Marte. Os planetas exteriores, como Júpiter e Saturno, terão suas órbitas dobrando
de diâmetro.
Morte do Sol
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Na tentativa de reacender o seu interior, ele
terá se expandido e contraído quatro vezes no
total. A cada expansão ele perde mais
matéria, o que causa o enfraquecimento e a
perda de brilho. Ele se torna uma Anã Branca.
O que um dia foi astro-rei amarelo e gigante
vermelha não passará de uma anã branca -
um corpo carcomido, com metade da massa
atual espremida numa esfera com diâmetro
17 vezes menor que hoje e sem forças para
liberar energia. Uma nebulosa, nuvem de
poeira e gases resultante do desgaste estelar,
envolverá o sistema solar mumificado. Os
planetas, com exceção de Mercúrio,
continuarão a longa e fria jornada em torno
da anã branca.
Morte do Sol
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Após se tornar uma anã branca, o Sol levará bilhões de anos para esfriar.
Diminuindo o seu brilho, se tornando apenas uma massa fria, inerte e sem luz. A
esta altura, o mundo, como o conhecemos, já terá acabado.
Morte do Sol
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OBRIGADA!
Próxima Aula (05/04): Sistema Solar:
Planetas Internos