Aprendendo Sobre O Sol
Por: iluminathe • 2/4/2023 • Seminário • 2.917 Palavras (12 Páginas) • 145 Visualizações
Página 1 de 12
Aprendendo sobre o Sol Learning about the Sun M. Tavares Instituto de Fsica, Universidade Federal Fluminense 24210-340, Niteroi, Rio de Janeiro, Brazil Recebido em 12 de maio, 1999 Todos sabemos que o Sol e de import^ancia sem limites para a vida na Terra, mas poucos t^em uma noc~ao basica da nossa estrela e como ela in uencia a Terra. O caroco do Sol e muito denso e o tamanho do Sol e t~ao grande que a energia liberada no seu centro leva 50.000.000 anos para chegar a sua superfcie atraves de inumeraveis processos de absorc~ao e emiss~ao. Neste artigo, apresentamos algumas das mais importantes caractersticas do Sol. We all know that the Sun is overwhelmingly important to the life on Earth, but few have a good knowledge of our star, its characteristics and how it in uences the Earth. The Suns's core is so dense and the size is so huge that the energy released at its center takes about 50,000,000 years to reach the surface, undergoing countless absorption and emission processes. In this paper, we present some important features of the Sun. I Introduc~ao O Sol e uma estrela media, semelhante a milhares de outras no Universo. E uma poderosa m aquina de energia, produzindo cerca de 4; 0 1023 quilowatts de pot^encia por segundo. Vamos fazer uma pequena comparac~ao: se o Sol tivesse sua energia canalizada por um segundo isto daria energia su
ciente para abastecer o nosso pas nos proximos 9.000.000 anos. A fonte de energia basica do Sol e a fus~ao nuclear. Devido as altas temperaturas e densidades do seu interior ocorre a fus~ao do hidrog^enio, criando energia e produzindo o helio como um subproduto. Se o Sol parasse hoje de produzir energia seriam necessarios 50:000:000 anos para que os efeitos fossem sentidos na Terra. O Sol produziu energia radiante e termica nos ultimos quatro ou cinco bilh~ oes de anos, e tem hidrog^enio su
ciente para continuar produzindo tal energia por outras centenas de bilh~oes de anos [6]. No futuro, a superfcie do Sol estara se expandindo e englobara os planetas internos (inclusiveaTerra!) e o Sol se tornara uma enorme estrela vermelha [9]. Apos isso, devido ao seu tamanho medio, o Sol provavelmente se contraira e se tornara uma estrela relativamente pequena e fria conhecida como an~a branca. Um das observac~oes mais antigas que conhecemos a respeito do Sol e, sem duvida, a exist^encia de manchas solares. No ano de 325 A.C., Theophrastus identi
- cou as primeiras manchas no Sol. Manchas solares s~ao areas escuras temporarias na superfcie do Sol onde se concentram campos magneticos. Constituem o aspecto mais visvel da superfcie do Sol pois uma mancha de tamanho medio e do tamanho da Terra. Manchas se formam e se dissipam em perodos de dias ou semanas. Elas ocorrem quando um campo magnetico forte aparece na superfcie do Sol e provoca um ligeiro resfriamento na area, de um valor de 6:000
C para digamos 4; 200
C, tal que esta area aparecera mais escura em comparac~ao com o resto da superfcie solar. A area mais escura no centro da mancha e chamada umbra, onde o campo magnetico e mais intenso. A area menos escura, uma area com estrias em torno da umbra e chamada penumbra. As manchas giram com a superfcie solar, levando 27 dias para fazer uma rotac~ao completa vista da Terra. Manchas perto do equador do Sol tendem a rodar mais rapidas do que as situadas em latitudes mais altas. As manchas no incio de um ciclo comecam a aparecer entre 450 de latitude, a medida que o ciclo avanca, as manchas se movem para o equador do Sol, alcancando cerca de 50 no
nal do ciclo. Grupos de manchas com con
gurac~ao de campo magnetico complexa fazem frequentemente parte do fen^omeno conhecido como chamas solares [11]. O numero de manchas e maximo no meio de um ciclo, o que signi
ca que o campo magnetico interno do Sol esta mais caotico. Ainda que a produc~ao de energia total durante os anos de maximo seja apenas cerca de 0; 1 % maior do que para os anos de mnimo, a variabilidade solar e re etida atraves do vento solar na atividade geomagnetica [12]. Nos ultimos 300 anos, o numero medio de manchas tem aumentado e diminuido em ciclos de eventos de manchas de 11 anos. Na Fig. 1, e mostrado um ci- M. Tavares 79 clo solar de 1986 a 1997. O eixo vertical representa o numero de manchas enquanto enquanto no eixo horizontal est~ao os anos observados. A linha contnua mais escura mostra o numero observado de manchas e a mais clara o numero previsto. O Sol, como a Terra, tem suas estac~oes mas seu ano e igual a 11 dos nossos. O ultimo maximo solar foi em 1989 e o proximo maximo sera em 2000. Figura 1. Numero de manchas solares por ciclo solar de 1986 a 1997, a linha em negrito e o numero de manchas solares observado, a outra delineada e o numero de manchas solares previsto. Para ilustrac~ao, a Fig. 2 mostra a coleta de dados do uxo de protons e do uxo de eletrons durante a trajetoria do Satelite Goes entre os dias 14 de marco e 17 de marco de 1999. As medidas terrestres s~ao indicadas na parte inferior do gra
co. Figura 2. Amostra de dados obtidos em um satelite e de magnet^ometros terrestres, os dados foram recolhidos durante tr^es dias. Outro fen^omeno variavel s~ao os buracos coronais que podem permanecer por anos ou meses. Eles s~ao vistos como grandes buracos escuros quando o Sol e observado atraves de comprimentos de onda dos raios x [10]. Esses buracos se iniciam em grandes celulas de campos magneticos unipolares na superfcie do Sol. Suas linhas de campo se estendem para longe do sistema solar e permitem um uxo contnuo externo de alta velocidade do vento solar. Os buracos coronais t^em um ciclo longo mas n~ao correspondem exatamente a um ciclo de manchas e s~ao mais numerosos nos anos apos o maximo solar. Durante alguns estagios do ciclo solar, os buracos s~ao visveis continuamente nos polos sul e norte. Um fen^omeno solar muito interessante s~ao as proemin^encias solares (observadas como
lamentos escuros no disco solar). S~ao nuvens imoveis de materia solar mantidas acima da superfcie do Sol por campos magneticos. Muitas proemin^encias subitamente lancam grandes quantidades de materia solar no espaco. Chamas solares s~ao intensas descargas de energia. Vistas por observatorios terrestres aparecem como areas brilhantes no Sol e detectadas na regi~ao de comprimentos de onda opticos e suas esplos~oes ruidosas na regi~ao de ondas de radio. Elas podem permanecer por minutos ou horas [8, 10]. S~ao os maiores eventos do nosso sistema solar, os mais explosivos, equivalentes a 40 bilh~oes de bombas at^omicas de Hiroshima. A fonte primaria de energia para a produc~ao dessas chamas pode ser proveniente da reconex~ao (termo tecnico de Fisica de Plasmas para designar a situac~ao quando dois campos magneticos com direc~oes diferentes se encontram, por exemplo, o campo magnetico interplanetario e o campo magnetico da Terra) ou do rompi- mento dessas reconex~oes devido a uma mudanca subita na direc~ao de um dos campos, causado pelos intensos campos magneticos [4, 5]. As chamas irradiam na regi~ao compreendida entre os raios gama e os raios X do espectro eletromagnetico, bem como na regi~ao visvel e de longos comprimentos de onda [1, 2, 7]. Na atmosfera solar, a coroa e estruturada por fortes campos magneticos. Na regi~ao onde as linhas de campo s~ao fechadas, que geralmente se situa acima dos grupos de manchas, a atmosfera solar con
nada pode subita e violentamente lancar bolhas ou lnguas de gas criando campos magneticos que s~ao ejec~oes da massa coronal. Um grande evento pode conter 1017 gramas (um bilh~ao de toneladas) de materia que pode ser acelerada por varios milh~oes de quilometros por hora causando uma explos~ao espetacular. Materia solar e lancada atraves do meio interplanetario indo chocarse com planetas ou naves espaciais em sua trajetoria. Esses extraordinarios eventos algumas vezes coincidem com as manchas mas, em geral, s~ao independentes. II Entre o Sol e a Terra A area entre o Sol e a Terra e os demais planetas tem sido chamada de meio interplanetario e ja foi considerada um vacuo perfeito, mas atualmente e reconhecida como sendo uma area de alta turbul^encia dominada pelo vento solar que ui a velocidades que variam entre 250 a 1000 km/s. Outra caracterstica do vento solar e depender das condic~oes do Sol. A primeira indicac~ao de que o Sol emitia um vento veio da cauda dos cometas. O seu efeito sobre os mesmos faz com que a cauda 80 Revista Brasileira de Ensino de Fsica, vol. 22, no. 1, Marco, 2000 destes aponte em direc~ao contraria a do Sol. Kepler, no incio de 1600, achou que os cometas eram dirigidos pela press~ao da luz solar e sua predic~ao ainda e verdadeira para muitas caudas de cometas que se constituem de \poeira". O Halley-Boop, um cometa proeminente cujo maior brilho foi de marco a abril de 1996; exibia claramente duas caudas g^emeas. A cauda de poeira era mais brilhante e a outra cauda tinha uma cor diferente tendendo para o azul. Esse cometa foi observado muito claramente no hemisferio norte. A press~ao do Sol n~ao explica tal comportamento mas, em 1943, Ho
meister, e mais tarde Biermann [3], prop^os que alem da luz solar, o Sol emitia um feixe estacionario de partculas, que pressionaria os ons. Eugene Parker da Universidade de Chicago sugeriu em 1959, que o Sol lancava um uxo de partculas chamado vento solar. O Sol arremessa um milh~ao de toneladas de materia dentro do espaco a cada segundo. Se voc^e adicionar tudo durante um dia sera comparavel a massa de um grande lago ou ate mesmo da Baa de Guanabara. E isto acontece todos os dias, dia apos dia, ano apos ano. Essa massa perdida e chamada de vento solar. O vento solar e formado pela camada super
cial do Sol que sopra dentro do espaco preenchido de campos magneticos ainda presos ao Sol. O vento arrasta o campo magnetico externo, formando o que e chamado de campo magnetico interplanetario . A regi~ao do espaco na qual o campo magnetico solar domina e chamada heliosfera.Ovento solar de plasmas consiste primeiramente de eletrons e protons quentes com uma frac~ao pequena de helio e alguns outros ons pesados. O vento solar originario dos feixes de partculas e vagaroso enquanto que o proveniente dos buracos na coroa e rapido. Isto cria a chamada regi~ao de interac~ao de co-rotac~ao no espaco interplanetario. Os campos magneticos observados na magnetosfera n~ao s~ao apenas gerados pelo Sol, mas tambem pela Terra que, com seu caroco lquido, gera seu proprio campo magnetico, fator tambem importante para a vida humana. Os cientistas usam dados coletados de varias partes do mundo para calcular o campo magnetico da Terra. Uma comparac~ao e feita entre as utuac~oes observadas desde 1600 ate 2000 para determinar se o campo magnetico total esta diminuindo de valor. Os resultados demonstram uma utuac~ao entre 25; 583 G ate 88; 31 G onde as regi~oes mais fortes se situam proximas aos polos. A Fig. 3 ilustra o fen^omeno conhecido como aurora boreal. Esse evento ocorre apenas para as altas latitudes proximas ao polo norte e a precipitac~ao de partculas na atmosfera se manifesta como se uma imensa cortina verde ondulasse no ceu escuro e algumas vezes tambem muito estrelado. Existem ainda as auroras vermelhas mas, essas s~ao mais raras. A aurora da Fig. 3 esta sobre a cidade de Copenhague e ocorre raramente, porque implica que as partculas desceram a latitudes muito mais baixas do que o usual para serem observadas. Figura 3. Aurora vista atraves de um trabalho artstico, a nanquim, de um dinamarqu^es. Chegou-se a conclus~ao que os campos magneticos est~ao em declnio mas que nos polos mant^em ainda o nvel mais alto de intensidade. De qualquer forma s~ao muito mais fracos do que em anos passados. O contorno magnetico entre o campo da Terra e o vento solar e chamado magnetopausa. Sua sec~ao reta e aproximadamente circular. As dist^ancias na magnetosfera em geral s~ao medidas em unidades de raios terrestres, i.e. RT = 6371 km. Nessas unidades, a dist^ancia entre o centro da Terra para o \nariz" da magnetosfera e cerca de 10; 5 RT e para a cauda e cerca de 60 RT . Esses s~ao apenas valores medios pois a press~ao do vento solar au- menta e diminui da mesma forma que a magnetopausa expande e encolhe. Por exemplo, quando a magnetopausa e atingida por um uxo rapido da massa da coroa, o nariz da magnetopausa e pressionado ocasionalmente e ent~ao a magnetosfera
ca com um tamanho em torno de 6; 6 RT . Em torno de 2 RT acima da magnetopausa situa-se a frente de choque, que e formada como a de um avi~ao supers^onico em movimento. Quando o vento solar passa por essa fronteira parte de sua energia cinetica e transformada em calor. Os ons que uem atraves da magnetopausa fazem parte de um fen^omeno conhecido como aurora boreal. As auroras se encontram entre 60 e 80 graus de latitude. Se ha uma forte tempestade no Sol, a aurora pode chegar ate o equador. Durante uma tempestade fortssima em 1909; a aurora foi vista em Singapura, que se situa no equador magnetico. Existe ainda um outro fen^omeno que n~ao pode ser detectado pelos olhos humanos, mas somente por c^amaras de satelites. Trata-se de um anel de fogo rodeando as calotas polares da Terra. Em geral, este anel e formado por eletrons que se aproximam da Terra, devido as tempestades solares. A aurora difusa foi des- M. Tavares 81 coberta pelo satelite canadense ISIS 2 em 1972 e au- menta e contrai-se devido a variac~oes no vento solar e seu campo magnetico. Vemos na Fig. 4 as diferentes regi~oes do campo magnetico em torno da Terra e est~ao rotuladas por numeros: (1) magnetosfera do lado dia que pode alcancar ate 10 RT : (2) regi~ao onde o vento solar encontra a magnetopausa; (3) regi~ao correspondente ao campo magnetico interplanetario; (4) linha de campo interplanetario conectando-se aos polos; (5) cauda da magnetosfera que e o campo magnetico da Terra deformado pelo vento solar. (6) ponto onde acredita-se que o campo magnetico seja nulo. Figura 4. A
gura mostra as regi~oes do vento solar e as internas a magnetosfera do lado dia (3; 4), e as regi~oes do lado noite (5; 6). III Conclus~oes O estudo dos fen^omenos que ocorrem entre o Sol e a Terra s~ao fascinantes. No entanto muitas perguntas sobre o assunto ainda est~ao em aberto. Os climatologistas e tambem aqueles, interessados em entender as auroras e outros fen^omenos descritos aqui, estudam as principais in u^encias do Sol sobre a Terra atraves de um so
sticado e complicado trabalho estatstico. Por exemplo, as utuac~oes magneticas s~ao monitoradas por magnet^ometros em diversas partes do globo terrestre (veja Fig. 5), onde
cam registradas toda variac~ao do campo magnetico minuto apos minuto, dia a dia, ano apos ano. Os pontos no mapa da Fig. 5 indicam as diversas estac~oes que existem na Groenl^andia, algunas pertencem a Dinamarca (DMI) outros ao Canada (Magic). Assim milhares de dados s~ao gravados em computadores mostrando o que acontece entre a Terra e o Sol. Muitos desses dados t^em que ser
ltrados, devido a diversas interfer^encias nos magnet^ometros, e a analise cient
ca do trabalho se torna mais complicada. Os satelites que s~ao lancados na magnetosfera tambem possibilitam a aquisic~ao de dados para analise tanto das condic~oes do campo magnetico interplanetario como do vento solar. Assim, o trabalho do cientista para encontrar as respostas para as perguntas que ainda existem, demanda muita analise e compreens~ao da estatstica baseada em dados colhidos tanto por satelites como por magnet^ometros situados em diferentes pontos do globo terrestre. References [1] Allan W. and Pouter E.M. ULF waves their relationship to the Earth's magnetosphere. Rep. Prog. Phys., 55, 533 (1992). [2] Anderson B.J., Engebretson M.J., Zanetti S.P., and Potemra T.A. A statistical study of Pc 3-5 pulsations observed by the AMPTE/ CCE magnetic
eld experiment, 1. Ocurrence distributions J. Geophys. Res., 95, 1495 (1990). [3] Biermann L. Kometschewerfe und solare korpuskularstrahlung, Z. Astrophys., 29274,(1951). [4] Crooker, N.U., Siscoe C.T., Russel C.T., Smith E.J Factors control ling degree of correlation between ISEE1 and ISEE3 interplanetary magnetic
eld measure- ments, J. Geophpys. Res., vol. 87, 2224 (1982). [5] Chang S.W., Scudder J.D., Sigwarth J.B., Frank L.A, Maynard N.C, Burke W.J., Peterson W.K., Shelley E.G, Friedel R., Blake J.B., Greenwald, Lepping R.P, Sofko G.J., Villain J.P., Lester M, A comparison of a model for the theta aurora with observation from Polar Wind and SuperDarn, J. Geophys. Res., 103, 17367 (1998). [6] Foukal P., Study of Solar Irradiance Variations Holds Key to Climate questions, EOS, Transactions AGU, vol.75, no. 33, (1990). [7] Jacobs J.A, Geomagnetic Micropulsations, pringerVerlag, New York, (1970). [8] Ko jima, M. and Kakinuma T., Solar cycle dependence of global distribution of solar wind speed, Space Sci. Rev., 53, 173 (1990). [9] Lean J. and Rind D., Solar variability implications for global change, EOS, Transactions, AGU, January, (1994). [10] Orr D., Magnetic pulsations within the magnetosphere:A review, J. Atmos. Terr. Phys., 35, 1 (1973). [11] Paterson J.R. and Reeves C.V., Applications of gravity and magnetic surveys: The state of the art in 1985, Geophysics, 50, 2558 (1985). [12] Tavares M., Friis-Christensen E., Moretto T., Vennerstrom S., Semiannual variation of geomagnetic activity in the Greenland magnetometer chain, Phys. Chemistry of the Earth, 685, (1997). 82 Revista Brasileira de Ensino de Fsica,
...
Disponível apenas no TrabalhosGratuitos.com