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Rotação Solar
Enos PicazzioAGA0414
Enos Picazzio - 2006
Propriedades físicas do Sol(uma estrela da Sequência Principal)
Enos Picazzio IAGUSP/2006
Enos Picazzio - 2006Enos Picazzio - 2010
Espessura ~500 km
Temp ~5800 K
Muito rarefeita
Obscurecimento do limbo: Na luz branca o brilho é máximo no centro do discosolar, caindo para cerca de 20% nos bordos. No centro do disco vemos ascamadas mais profundas, por isso mais quentes. Nos bordos vemos as camadasmais superficiais mais frias, por isso menos brilhante.
Palavra de origem grega que significa esfera de luz.Fotosfera: superfície solar
Enos Picazzio - 2010
Obscurecimento do limbo: Na luz branca o brilho é máximo no centro do discosolar, caindo para cerca de 20% nos bordos. No centro do disco vemos ascamadas mais profundas, por isso mais quentes. Nos bordos vemos as camadasmais superficiais mais frias, por isso menos brilhante.
Espessura ~500 km
Temp ~5800 K
Muito rarefeita
Palavra de origem grega que significa esfera de luz.
Fotosfera
Observador
Fotosfera: superfície solarEnos Picazzio - 2010
Manchas: regiões escuras que giram com o mesmo período da rotação solar.
Fotosfera: superfície solarEnos Picazzio - 2010
Fotosfera: superfície solar
Manchas: regiões escuras que giram com o mesmo período da rotação solar.
Enos Picazzio - 2010
Equador
As faces do Sol e o magnetismoEnos Picazzio - 2006
Magnetograma
Fotosfera
Cromosfera
CoroaComposta
Enos Picazzio - 2010
Enos Picazzio - 2006Enos Picazzio - 2010
Fenômenos associados às manchas solares
Região coronal situada a 1,5 milhão de km acima da
fotosfera e aquecida a mais de 1 milhão K.
Fotosfera (~5.800 K)
Camada cromosférica, situada a 6.500 km acima da fotosfera
Sol na luz emitida pelo hidrogênio
Imagem composta de diferentes camadas do Sol mostram a relação de fenômenos associados às manchas solares. Essas regiões estão permeadas por campo magnético.
Enos Picazzio - 2010
Fenômenos associados às manchas solaresImagem composta de diferentes camadas do Sol mostram a relação de fenômenos
associados às manchas solares. Essas regiões estão permeadas por campo magnético.
Enos Picazzio - 2010
Desdobramento de linhas espectrais por campo magnético
http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/light/zeeman-split.html
O número de níveis é 2L + 1
Os níveis de energia atômicos, e os correspondentes comprimentos de onda, são calculadossem a presença de campo magnético. Quando presente, o campo magnético desdobra osníveis atômicos em outros níveis, aumentando o número de linhas espectrais. Estedesdobramento é conhecido por Efeito Zeeman. Na presença de campo elétrico háfenômeno semelhante (Efeito Stark).
Pieter Zeeman
Enos Picazzio - 2010
N
N
N
N
S
Polaridade magnética das manchas.
S
S
S
NS
O campo magnético altera os níveis de
energia atômicos, dividindo as linhas
espectrais. A separação entre as
componentes é proporcional à intensidade do
campo. Isto permite verificar a presença de
campo magnético, determinar sua
intensidade e construir um magnetograma.
Efeito Zeeman em mancha solar
Enos Picazzio - 2010
Polaridade magnética das manchas.
A polaridade é invertida nos hemisférios.
Enos Picazzio - 2010
O Sol têm um ciclo de atividade da
ordem de 11 anos.
Durante esse tempo o número de
manchas solares (ou a área coberta por
manchas) varia, e o campo magnético
global se inverte.
Portanto o ciclo magnético tem cerca
de 22 anos.
Atividade solar
Ciclo das manchas: 11,1 anos Valores extremos: 7 e 17 anosCiclo de Gleissberg: ~117 anos
Enos Picazzio - 2010
O Sol têm um ciclo de atividade da
ordem de 11 anos.
Durante esse tempo o número de
manchas solares (ou a área coberta por
manchas) varia, e o campo magnético
global se inverte.
Portanto o ciclo magnético tem cerca
de 22 anos.
Atividade solar
Ciclo das manchas: 11,1 anos Valores extremos: 7 e 17 anosCiclo de Gleissberg: ~117 anos
Enos Picazzio - 2010
Mínimo solarMínimo solar
Máximo solarMáximo solar
Enos Picazzio IAGUSP/2006
No máximo, o percentual da área solarcoberta por zonas ativas é máximo eatinge altas latitudes.No mínimo as zonas ativas são menosabundantes e concentram-se mais nasproximidades do equador.Estas imagens em raios X ilustram bemesse efeito.
Enos Picazzio - 2010
Atividade solar
Enos Picazzio - 2010
A rotação diferencial
Pela sua composição gasosa, o Sol gira como corpo fluído (não-rígido).
O período de rotação varia com a latitude:
• mínimo no equador (onde a velocidade de rotação é máxima)
• máximo nos pólos (onde a velocidade de rotação é mínima)
Enos Picazzio - 2010
A rotação diferencial
Pela sua composição gasosa, o Sol gira como corpo fluído (não-rígido).
O período de rotação varia com a latitude:
• mínimo no equador (onde a velocidade de rotação é máxima)
• máximo nos pólos (onde a velocidade de rotação é mínima)
7,25 o
Equator
Enos Picazzio - 2010
A rotação diferencial
Campo magnético e a rotação diferencial
Como no equador a velocidade de rotação é maior que nos pólos, as linhas do campo
magnético “ se enrolam” com a rotação, e as direções tornam-se opostas nos hemisférios.
Por esta razão, os arcos magnéticos associados às manchas apresentam polaridades
invertidas nos hemisférios.
Enos Picazzio - 2010
Modelo de Babcock
Campo magnético e a rotação diferencialEnos Picazzio - 2010
Modelo de Babcock
Como no equador a velocidade de rotação é maior que nos pólos, as linhas do campo
magnético “ se enrolam” com a rotação, e as direções tornam-se opostas nos hemisférios.
Por esta razão, os arcos magnéticos associados às manchas apresentam polaridades
invertidas nos hemisférios.
Instrumentação solarMcMath-Pierson Solar Telescope
McMath-Pierson Solar Telescope
Instrumentação solar
Instrumentação solar
National Solar Observatory/Sacramento Peak
Telescópio solar (40 cm) Celostato
http://stereo.gsfc.nasa.gov/gallery/3dimages.shtml
Instrumentação solar
Enos Picazzio - 2010
Sistema de coordenadas solares
Os eixos de rotação do Sol e da Terra têm inclinações diferentes em relação ao póloeclíptico.
Portanto, eles são desalinhados. Durante o movimento da Terra em sua órbita essedesalinhamento varia.
Disco do tamanho aparente do Sol, que varia ao longo do ano, com latitude () elongitude ().
O sistema de coordenadas geográficas é fixo na superfície da Terra (gira com ela) eestabelece longitude zero em Greenwich .
O sistema de coordenadas solares não gira com o Sol, e o eixo de latitude coincide como eixo de rotação solar.
Sistema de coordenadas solaresEnos Picazzio - 2010
O eixo de rotação solar é inclinado 7,25o em relação à verticalda eclíptica.
Em seu movimento orbital, a Terra cruza o equador solar em.Visto da Terra , o ângulo de inclinação (B0) varia durante o anode forma senoidal. Ele é zero em 07/Dez e 07/Jun, quando aTerra cruza o equador solar.
As manchas solares movem-se ao longo das linhas de latitude,a menos de derivas locais.
Enos Picazzio - 2010
Sistema de coordenadas solares
Tamanho e movimento aparente do disco solar
O eixo de rotação solar é inclinado 7,25o em relação à verticalda eclíptica.
Em seu movimento orbital, a Terra cruza o equador solar em.Visto da Terra , o ângulo de inclinação (B0) varia durante o anode forma senoidal. Ele é zero em 07/Dez e 07/Jun, quando aTerra cruza o equador solar.
As manchas solares movem-se ao longo das linhas de latitude,a menos de derivas locais.
Enos Picazzio - 2010
Sistema de coordenadas solares
Sunspot Controversies
Dave Dearborn (Center for Archaeoastronomy, University of Maryland):
Na Europa, onde o telescópio foi inventado e usado pioneiramente, dizia-se que asmanchas solares existiam. Havia a crença de que o céu era perfeito e, frequentemente, opovo só vê o que espera ver. Eles viram as manchas e ficaram impressionados. Nãosabiam exatamente o que elas eram, mas tinham curiosidade”.
Quem viu primeiro?
Há discórdia a respeito. Usualmente o
pioneirismo é creditado a Johann Goldsmid
(conhecido como Johannes Fabricius) da
Holanda, a Galileo Galilei da Itália, a
Christopher Schiener da Alemanha e a Thomas
Herriot da Inglaterra. Todos teriam visto em
1611 e deixaram esboços manuscritos.
E a perfeição?
- Galileu acreditava que as manchas fizessem
parte do Sol, como marcas ou nuvens.
- Schiener, que era um jesuíta, acreditava na
doutrina católica, para a qual a perfeição do céu
representava a obra divina.
Aprendendo com a observação
E a perfeição?
A doutrina da perfeição e imutabilidade já era defendida por Aristoteles. Admitir
existência de manchas era o mesmo que negar tal crença.
Assim, Schiener arguia que as manchas deveriam ser planetas ou “luas” orbitando o
Sol, e interpretou sua observações baseado nessa premissa.
Aprendendo com a observação
Ao perceber que a forma das manchas variava
com o afastamento e aproximação do bordo
solar, Galileu deduziu que esse efeito decorria do
fato de as manchas serem figuras planas na
superfície de uma esfera (Sol) que girava.
Se fossem planetas ou “luas” isso não ocorreria.
Aprendendo com a observação
Movimento aparente
Rotação do Sol e da Terra vista do
ponto de vista geocêntrico: o Sol
“parece” girar na direção oposta à
da Terra
Rotação do Sol e da Terra vista “de
cima” do plano da eclíptica: Sol e
Terra giram no mesmo sentido
N
S
LW
Repetindo o método de GalileuGalileu admitiu que o Sol como sendo um globo girando em torno de um eixo, e
que as manchas estavam sobre sua superfície. Ele descobriu que a inclinação
aparente do eixo solar dependia da época do ano. Galileu era um copernicano.
Repetindo o método de Galileu
Exemplo: par de imagens obtidas com o MDI (Michelson Dopller Imager),
do satélite SOHO (Solar and Helispheric Observatory)
Repetindo o método de Galileu
limbo
centro
mancha em datas diferentes
Visto da Terra
Disco solar visto da Terra (visão planificada da esfera solar)
Repetindo o método de GalileuProjetando a visão plana sobre uma superfície esférica
A e B - distância angular
entre mancha e centro do
disco
– distância angular entre
duas posições da mancha
pólo
limbo
Repetindo o método de GalileuProjetando a visão plana sobre uma superfície esférica
A e B - distância angular
entre mancha e centro do
disco
– distância angular entre
duas posições da mancha
pólo
Medir:
CD,
F,
R (raio) = CF/2
Calcular:
DP = R – CD
EP = R – EF
A = sen-1(DP/R)
B = sen-1(EP/R)
= deslocamento angular aparente da mancha, visto da Terra.
= A + B
Calcular o deslocamento angular real,
corrigindo do movimento da Terra
nos cinco dias que separam as
imagens ():
= ±
Calcular a taxa de rotação solar:
T = ________ dias
Calcular o erro da estimativa, a partir
do valor mais provável (T = 25,1 dias)
Erro = _________ %
Período sinódico: _________ dias
Período sideral: _________ dias
Repetindo o método de Galileu
Repetindo o método de Galileu
O movimento aparente das manchas só é uma reta quando a Terra cruza o plano
do equador solar. Isto só ocorre no início dos meses de junho e dezembro. Nesta
época, os pólos do Sol estão situados exatamente no limbo.
A inclinação aparente varia entre – 26º (março) e +26º (ou +335º, setembro ).
Repetindo o método de Galileu
Exemplo de posições aparentes de duas manchas, acima (A) e abaixo (B) do
equador solar, para o mês de março de 1982.
Os trajetos não são retas, pois março é
um dos meses de máxima inclinação do
eixo de rotação solar.
O espaçamento entre as posições
sucessivas é maior próximo ao centro do
disco solar. Isto ocorre porque temos uma
visão plana de um globo esférico.
Repetindo o método de Galileu
Método:
1.Traçar uma reta (corda)
entre as posições 1 e 9.
Essa reta cruza o disco solar
em A e B.
2.Traçar uma perpendicular
à reta AB, passando pelo
seu meio (AB/2).
Essa vertical passa pelo centro
do disco solar e representa o
eixo de rotação do Sol. “i” é o
ângulo de inclinação do eixo
solar nessa época.
Repetindo o método de Galileu
Método:
Agora, é preciso corrigir a
visão plana do movimento.
Como?
3.Traçar uma
circunferência centrada no
cruzamento da vertical com
a reta AB, que passe pelos
pontos A e B
Repetindo o método de Galileu
Método:
Agora, é preciso corrigir a
visão plana do movimento.
Como?
3.Traçar uma
circunferência centrada no
cruzamento da vertical com
a reta AB, que passe pelos
pontos A e B.
4. Projetar as posições 1 e
9 da mancha B na
circunferência traçada.
Repetindo o método de Galileu
Método:
Agora, é preciso corrigir a
visão plana do movimento.
Como?
3.Traçar uma
circunferência centrada no
cruzamento da vertical com
a reta AB, que passe pelos
pontos A e B.
4. Projetar as posições 1 e
9 da mancha B na
circunferência traçada.
5. Unir o centro dessa
circunferência aos pontos
projetados E e F.
F
E
Repetindo o método de Galileu
Método:
Agora, basta repetir o
processo de cálculo feito
no caso anterior (inclinação
do eixo solar nula).
TERRA
NÃO USE A IMAGEM DESTA APRESENTAÇÃO PARA TRABALHO.
Como obter imagens para trabalho?1. Solar and Heliospheric Observatory: http://sohowww.nascom.nasa.gov/
2. Opção: data/archive
3. Opção: Search $ Download Data (lado esquerdo)
4. Image Type: MDI Continuum
Resolution: 512 ou 1024
Display: List
Start and End Dates: 2001-11-28 (start) e 2001-12-03
Clique em Search
aparecerá uma listagem de imagens no formato:
20011203_1736_mdiigr_512.jpg
data hora instrum tamanho
5. Baixe duas imagens separadas de 5 dias, por exemplo:
20011128_1736 e
20011203_1736
6. Imprima no maior tamanho e com a melhor resolução possíveis.
Repetindo o método de Galileu
Enos Picazzio - 2010
Calculando a rotação com o CLEA
Complemento “Arquivar e rever os resultados no CLEA”, ver na página do curso