GEOGRAFIA- O SOL E SUAS ATIVIDADES

Por que monitorar o Sol?

Anualmente, as explosões solares são responsáveis por aproximadamente 1 bilhão de dólares em prejuízos e quem mais sofre com essas perdas são as concessionárias de energia elétrica e equipamentos de satélites, que por estarem em órbita não recebem a proteção das camadas mais altas da atmosfera.

Além disso, durante uma explosão solar os prótons são acelerados a mais de 100 mil km/s. Quando colidem com satélites ou seres humanos no espaço ou em voos em grandes altitudes podem causar danos em equipamentos eletrônicos ou transformações biológicas no DNA.

É sempre brilhando, sempre em chamas com luz e energia que impulsionam o tempo, biologia e mais. Além de manter a vida viva na Terra, o sol também envia um fluxo constante de partículas chamado vento solar, e, ocasionalmente, irrompe com nuvens gigantes de material solar, chamadas ejeções de massa coronal, ou explosões de raios-X chamados flares solares. Estes eventos podem sacudir o nosso ambiente espacial para as bordas do nosso sistema solar. No espaço, da NASA Solar Dynamics Observatory, ou SDO, mantém um olho no astro. SDO capta imagens do sol em 10 comprimentos de onda diferentes, cada qual ajuda a destacar uma temperatura diferente de material solar. Neste vídeo, nós experimentamos imagens do SDO do sol em detalhes sem precedentes. Apresentado em ultra-alta definição, o vídeo apresenta a dança do material ultra-quente em nossa estrela que dá vida em detalhe extraordinário, oferecendo uma visão íntima dos grandes forças do sistema solar.

O telescópio soho esta situado a mais de 1.5 milhão de quilômetros da Terra
Ele também pode mostrar os planetas e estrelas que não podemos ver aqui da Terra como:
Marte se localiza a 370 milhões de quilômetros da Terra. Mercúrio a 216 milhões de quilômetros e Antares a 604 anos-luz, algo em torno de 5.4 quatrilhões de quilômetros.
O anteparo na frente das lentes; bloqueia a intensa luz direta da estrela, permitindo observar a luz emanada pela coroa solar.

Massa	M = 1,989 x 1030 kg
Raio	R = 695 500 km = 109 RTerra
Densidade média	= 1409 kg/m3
Densidade central	= 160 000 kg/m3
Distância	1 UA = 149 600 000 km
Luminosidade	L=3,9×1026 watts=3,9×1033 ergs/s
Temperatura efetiva	Tef = 5785 K
Temperatura central	Tc = 15 000 000 K
Magnitude absoluta bolométrica	Mbol = 4,72
Magnitude absoluta visual	MV = 4,79
Tipo espectral e classe de luminosidade	G2 V
Índices de cor	B-V=0,62
	U-B=0,10
Composição química principal (No)	Hidrogênio = 91,2 %
	Hélio = 8,7%
	Oxigênio = 0,078 %
	Carbono = 0,043 %
Período rotacional no equador	25,67 d
na latitude 75°	33,40 d

Flares Solar - são as explosões mais energéticas do sistema solar. 

As labaredas solares têm um efeito direto sobre a atmosfera da Terra.

A intensa radiação de uma explosão solar viaja para a Terra em oito minutos. Como resultado:

1-A atmosfera superior da Terra se torna mais ionizado e se expande. 

2-Sinais de rádio de longa distância pode ser perturbada pela mudança resultando na Terra ionosfera . 

3-A órbita do satélite em torno da Terra pode ser perturbado pela maior empecilho para o satélite da atmosfera expandida. 

4-Componentes eletrônicos dos satélites podem ser danificados. 

5-Um problema grave que pode ocorrer durante uma tempestade geomagnética é danos a satélites na órbita da Terra, especialmente aqueles em alta, órbita geoestacionária . Satélites de comunicações, estão em geral em altas órbitas. O satélite torna-se altamente carregada durante a tempestade, e os componentes são danificados pela alta corrente, ou um componente é danificado por partículas de alta energia que penetram o satélite. Nós não somos capazes de prever quando e onde um satélite em uma órbita alta podem ser danificados durante uma tempestade geomagnética.

6-Outro grande problema durante a tempestades geomagnéticas tem sido a perda temporária de energia elétrica em uma grande região. O caso mais conhecido de que isso ocorreu em 1989, em Quebec. Altas correntes na magnetosfera induziu correntes elevadas em linhas de energia, apagando transformadores eléctricos e centrais eléctricas. Isso é mais provável de acontecer em altas latitudes, onde as correntes induzidas são maiores, e em regiões com linhas de energia de comprimento e onde o solo é mal condutor.

7-Flares solares produzem partículas de alta energia e radiação que são perigosas para os organismos vivos. No entanto, a superfície da Terra que esta bem protegida contra os efeitos de explosões solares e outras actividades solar através do campo magnético e atmosfera. As emissões mais perigosas de flares são partículas energéticas carregadas (principalmente de alta energia prótons ) e radiação  eletromagnética (principalmente raios-x ).Os raios-x de flares são interrompidos por nossa atmosfera bem acima da superfície da Terra. Eles não perturbam a  ionosfera da terra , no entanto,  perturba algumas comunicações rádio. Junto com a radiação ultravioleta , que aquecem a atmosfera exterior da Terra, fazendo-a se expandir. Isso aumenta o arrasto em satélites na órbita da Terra, reduzindo a sua vida útil em órbita. Além disso, tanto a emissão de rádio intenso de chamas e essas mudanças na atmosfera pode prejudicar a precisão do Sistema de Posicionamento Global (GPS) medições.

Conclusão - Os danos a satélites e redes de energia pode ser muito oneroso e complicado. Felizmente, este tipo de dano não é freqüente. Tempestades geomagnéticas são mais perturbadoras agora do que no passado por causa de nossa maior dependência de sistemas técnicos que podem ser afetados por correntes elétricas e partículas energéticas na magnetosfera da Terra.

Poderia uma explosão solar  ser grande o suficiente para causar um cataclismo em todo o país ou em todo o planeta? É, evidentemente, possível dar uma resposta definitiva para esta questão, mas tal evento não é conhecida como tendo ocorrido no passado, e não há nenhuma evidência de que o Sol poderia iniciar um tal evento.

EXPLOSÃO SOLAR  -  é definida como uma variação súbita, rápida e intensa na luminosidade. A tempestade solar ocorre quando a energia magnética que se acumulou na atmosfera solar é liberada repentinamente. radiação é emitida em praticamente todo o espectro eletromagnético , desde as ondas de rádio ao longo do comprimento de onda final, através da ótica de emissão para raios-x e raios gama na extremidade de curto comprimento de onda. A quantidade de energia libertada é o equivalente a 100 milhões de  megatons o equivalente a bombas de hidrogênio explodindo ao mesmo tempo,

À medida que a energia magnética está sendo lançado, as partículas, incluindo os elétrons , prótons e pesado núcleos , são aquecidos e acelerados na atmosfera solar. A energia liberada durante um surto geralmente é da ordem de 10 27 ergs por segundo. Grandes erupções pode emitir até 10 32 ergs de energia. Esta energia é de dez milhões de vezes maior do que a energia libertada a partir de uma explosão vulcânica. Por outro lado, é menos do que um décimo da energia total emitida pelo Sol a cada segundo.

As labaredas solares estendem-se para a camada do Sol, chamada de corona . A coroa é a atmosfera externa do Sol, composta de gás altamente rarefeita. Este gás  normalmente tem uma temperatura de poucos  milhões de graus . Dentro de uma chama, a temperatura tipicamente atingir 10 ou 20 milhões de graus Kelvin, e pode ser tão elevada como 100 milhões de Kelvin. A coroa é visível em moles de raios-x, como na imagem acima. Note-se que a coroa não é uniformemente brilhante, mas está concentrada em torno do equador solar recursos em forma de loop. Estes laços luminosos estão localizados dentro e conectar áreas de forte campo magnético chamadas regiões ativas. Manchas estão localizados dentro destas regiões activas. As labaredas solares ocorrem em regiões ativas.

A frequência de erupções coincide com o ciclo do Sol 11 anos. Quando o ciclo solar é, no mínimo, as regiões activas são pequenos e raro e algumas chamas solares são detectados. Estes aumentam em número que o Sol se aproxima do máximo da parte do seu ciclo. O Sol atingirá o seu próximo máximo no ano de 2011

OBSERVATÓRIO SOLAR SOHO | NASA

OCORRÊNCIA DE TEMPESTADES GEOMAGNÉTICAS

ÍNDICE KP E SEUS EFEITOS

  Índice KP - fornece uma visão bastante precisa da instabilidade da ionosfera. Usado em conjunto com a tabela ao lado é possível estimar as possíveis consequências que o bombardeio de partículas solares é capaz de produzir.

KP=9 - Extremo

Sistemas de potência: São esperados problemas de grandes proporções e acionamentos de sistemas de proteção. Redes de distribuição podem entrar em colapso, provocando blecautes. Transformadores podem ser danificados.

Espaço: Intensas correntes induzidas nos circuitos dos satélites. Operações de orientação, uplink e downlink de dados são seriamente afetados. Erros significativos de rastreio devido ao forte aumento do arrasto na atmosfera.

Outros: As correntes induzidas podem alcançar centenas de amperes. Fechamento completo da propagação em ondas curtas (HF) por diversos dias. Navegação por satélite praticamente impossível durante vários horas. Radionavegação por baixa frequência (beacons, ILS, etc) pode ser impossível por muitas horas. Auroras ocorrem em latitudes muito baixas (40º)

KP=8 - Severo 

Sistemas de potência: Possíbilidade de problemas de grandes proporções. Alguns sistemas podem detectar incorretamente informações nas redes de distribuição.Espaço: Satélites podem experimentar surtos de tensões induzidas. Correção de posicionamento e orientação podem ser necessários devido ao forte arrasto na atmosfera superior.Outros: Tensões induzidas nas tubulações podem requerer medidas preventivas. Propagação em Ondas Curtas (HF) se tornam exporádicas e a navegação por satélite pode permanecer degradada por horas. Radionavegação em ondas médias e longas (beacons, ILS, etc) se tornam corrompidas e auroras boreais são vistas em latitudes mais baixas (45º)

KP=7 - Forte

Sistemas de potência: Podem ser necessário correções na tensão. Alarmes falsos podem ser disparados em alguns dispositivos de proteção.Espaço: Correntes induzidas podem afetar sistemas satelitais. Satélites de órbita baixa podem sofrer com o aumento do arrasto da atmosfera. Correções de posicionamento e orientação se tornam necessárias.Outros: Podem ocorrer problemas intermitentes na navegação e orientação por satélites ou através de sinais baixa frequência (beacons, ILS, etc). Comunicações por HF podem ser intermitentes e auroras podem ser vistas em latitudes baixas, ao redor de 50º.

KP=6Moderado 

Sistemas de potência: Redes elétricas em latitudes elevadas podem sofrer alertas de variação de tensão. Se prolongadas, as tempestades podem danificar transformadores.Espaço: Podem ser necessárias reorientações na órbita de satélites. O aumento do arrasto da atmosfera pode interferir no cálculo orbital.Outros: Pode fechar a propagação em ondas curtas (HF) nas latitudes elevadas. Ocorrência de auroras boreais em latitudes baixas, ao redor de 55º.

KP=5 - Fraco 

Sistemas de potência: Podem ocorrer flutuações fracas na rede elétrica.Espaço: Possíveis impactos nas operações que envolvem satélites.Outros: Alguns animais migratórios podem ser afetados. Auroras boreais visíveis em latitudes altas. 

Telescópio registra gigantesco buraco no polo norte do Sol

Apesar da baixa atividade solar dos últimos dias, o Sol continua a surpreender, desta vez revelando um gigantesco buraco coronal que se estende desde o polo norte da estrela até boa parte das latitudes elevadas. É uma região fria e escura, fonte de intensas rajadas de partículas altamente carregadas.

Buraco Coronal em julho de 2013

Os buracos coronais são uma característica típica do Sol e podem aparecer em diversos lugares durante os diferentes momentos do ciclo de atividade solar.

No momento, o ciclo solar 24 está caminhando para seu momento máximo, quando são esperadas tempestades solares muito mais intensas daquelas observadas recentemente, embora alguns pesquisadores acreditem que o ápice desse ciclo já tenha sido alcançado no mês de maio.

Durante o período da máxima atividade, conhecido como máximo solar, os campos magnéticos da estrela se invertem e o número de buracos coronais diminui, com os novos buracos coronais surgindo próximos aos polos. Nesta fase os buracos coronais aumentam de tamanho e quantidade, se estendendo dos polos em direção às altas latitudes à medida que a atividade da estrela decresce.

Nestas ocasiões, são comuns as formações de buracos coronais ainda maiores que o mostrado na foto, onde um gigantesco buraco na superfície da estrela pode ser observado em tons negros. A cena foi registrada pelo Observatório Solar e Heliosférico SOHO no dia 18 de julho de 2013 e mostra o Sol visto no comprimento de onda ultravioleta extremo, brilhando a mais de 2 milhões de graus.

Buracos coronais são regiões escuras, zonas de baixa densidade na atmosfera externa do Sol, a coroa. Por conterem menos material, apresentam temperaturas mais baixas, vistas no ultravioleta extremo em tons mais escuros que as regiões vizinhas, mais quentes. Neste tipo de foto, quanto mais quente mais brilhante é a imagem.

Apesar de não serem considerados algum tipo de anomalia, o estudo dessas feições do Sol são fundamentais para a compreensão do clima espacial, pois são a fonte de ventos solares mais intensos que aqueles soprados de outras regiões da estrela.

Não se sabe ao certo como esses buracos se formam, mas os estudos mostram que estão relacionados às áreas do Sol onde as linhas dos campos magnéticos se curvam e formam gigantescos loops acima da coroa.

Foto: Imagem do telescópio solar SOHO mostra uma gigantesca área escura na coroa solar, imageada no comprimento de onda do ultravioleta extremo. Conhecidas como buraco coronal, são zonas de baixa densidade na atmosfera externa do Sol e por conterem menos material, apresentam temperaturas mais baixas quando vistas nesse seguimento do espectro eletromagnético. Crédito: NASA/ESA, Apolo11.com

Telescópio registra primeira imagem de região misteriosa do Sol

Quando telescópio solar IRIS apontou pela primeira vez suas lentes em direção ao Sol, os cientistas espaciais quase não acreditaram. A qualidade das imagens não tinha precedente e mostrava com impressionante clareza e nitidez a camada mais profunda e desconhecida da coroa solar.

Assim que o telescópio foi apontando para o Sol no dia 17 de julho, o único instrumento a bordo do satélite começou a cumprir sua missão e passou a observar a camada mais baixa da cora solar, chamada zona de interface.

As primeiras imagens enviadas pelo experimento mostravam uma vasta gama de estruturas entrelaçadas que jamais haviam sido observadas, revelando os enormes contrastes de densidade e temperatura desta região e nos gigantescos loops coronais que se desenvolviam em áreas vizinhas, algumas centenas de quilômetros ao lado.

As cenas também mostravam pontos que brilhavam e esmaeciam rapidamente, em uma demonstração visual ímpar de como a energia é transportada e absorvida nesta camada da baixa atmosfera solar.

Alta Resolução

Apesar de existirem diversos telescópios espaciais que observam o Sol 24 horas por dia, as imagens da missão IRIS têm como objetivo registrar bem de perto a chamada "região de interface", uma zona com cerca de 6 mil km de espessura que os cientistas entendem como o ponto chave da transferência de energia da extremamente quente coroa solar.

As imagens geradas pela missão têm resolução de 240 km, o que significa que cada pixel corresponde a uma porção de 240x240 km na superfície observada da estrela.

Para se ter uma ideia de quanto isso é bastante, basta comparar as imagens mostradas acima e que retratam a mesma região do Sol. À esquerda vemos a cena observada pelo moderníssimo satélite SDO da Nasa, enquanto à direita vemos a imagem obtida pelo instrumento solar IRIS, um misto entre telescópio ultravioleta e espectrógrafo. A diferença de qualidade é impressionante.

Telescópio e Espectrógrafo

A luz que atinge o instrumento IRIS (Interface Região Imaging Spectrograph) é dividida em dois componentes, sendo que o primeiro, em ultravioleta, fornece as imagens na resolução mencionada, enquanto o segundo segue em direção ao espectrógrafo, que "parte" a luz em diversos comprimentos de onda e gera as chamadas linhas espectrais.

Cada uma das linhas é analisada separadamente, o que permite medir a quantidade de energia em cada parte do espectro. Isso capacita os pesquisadores a conhecer a temperatura, velocidade e densidade em cada região explorada, além de fornecer as pistas necessárias para entender como a energia é transportada no interior da região de interface.

Para os pesquisadores, a compreensão dessa região vai ampliar o entendimento da coroa solar e como ela afeta todo o Sistema Solar, pois é ali que parte da energia do Sol vaza e alimenta ainda mais o vento solar, uma espécie de fluxo de partículas carregadas que sopra continuamente da estrela.

Fotos: No topo, duas cenas da mesma região permitem comparar a qualidade das imagens geradas pelo telescópio IRIS. Crédito: Nasa/SDO/IRIS, Apolo11.com.

ESTRUTURA EXTERNA DO SOL

FOTOSFERA: Aparentemente a olho nu e com instrumentos de baixa precisão a superfície solar é bastante uniforme. Na realidade ela é formada por pequenas estruturas hexagonais, os grânulos, de forma irregular e separadas por zonas mais escuras. Verificou-se posteriormente que essas estruturas são topos de colunas ascendentes de gás aquecido que ao se resfriarem descem pelas zonas escuras vizinhas decorrentes dos processos de convecção, que mistura o gás nas camadas inferiores à fotosfera. Estima-se que a diferença de temperatura entre os grânulos e as zonas escuras é de cerca de 1000 K. 

CROMOSFERA: É uma região externa à fotosfera. A temperatura na cromosfera se reduz a partir da fotosfera até atingir 500 km de altitude com 4000 K e, então há novamente um aumento até atingir 9000 K a altitude de 2000 km quando se inicia a coroa. A observação da cromosfera, por muito tempo só foi possível quando ocorriam eclipses totais que encobriam a luz fotosférica. Só há poucas décadas desenvolveu-se um instrumento , o coronógrafo, que simula o eclipse solar total, e nada mais é do que um telescópio preparado com filtros e obstáculos especiais que permitem somente a passagem da luz da cromosfera e coroa.

COROA: É a camada mais impressionante do Sol e a mais extensa delas (abrange praticamente todo o Sistema Solar). A densidade da matéria nessa camada é cerca de 10 milhões de vezes menor que na fotosfera e diminui conforme se afasta do Sol. Em condições normais também não pode ser vista, pois a sua emissão de luz é um milhão de vezes menor que a luz da fotosfera. Pode ser visualizada em eclipses solares totais e com o coronógrafo. A Coroa pode ser distinguida em três regiões: Coroa interna com expessura 1,3 raios solares a partir da cromosfera; Coroa intermediária que vai de 1,3 a 2,5 raios solares e a Coroa externa de 2,5 a 24 raios solares. Ao longo da translação terrestre, a Terra caminha imersa na coroa solar, e a radiação presente nela (advinda do Sol) bombardeia continuamente nosso planeta.

NÚCLEO SO SOL: O núcleo é constituído de 81% de Hidrogênio, 18% de Hélio e o 1% restante em outros elementos, E em seu centro calcula-se que exista cerca de 49% de Hidrogênio, 49% de Hélio e os 2% restantes em outros elementos que servem como catalisadores nas reações termonucleares. No início dos anos 30 do século XX, o físico austríaco Fritz Houtermans (1903-1966) e o astrônomo inglês Robert d'Escourt Atkinson(1898-1982) estudaram a produção de energia no interior do Sol das estrelas e tentaram explicar se era pelas reações termonucleares. Em 1938 Hans Albrecht Bethe (1906-2005) nos Estados Unidos e Karl Friedrich von Weizsäker (1912), na Alemanha, simultânea e independentemente, descobriram um grupo de reações provindas do carbono e do nitrogênio como catalisadores constituem um ciclo que se repete. A este grupo de reações se foi chamado "ciclo de Bethe ou do carbono", é equivalente à fusão de quatro prótons num núcleo de Hélio. Nestas reações de fusão há uma perda de massa, o Hidrogênio consumido pesa mais que o Hélio. Essa diferença de massa se transforma em energia segundo a equação de Albert Einstein (E=mc²), de onde E é a energia, m a massa e c a velocidade da luz. Estas reações nucleares transformam o 0,7% da massa afetada em fótons de comprimento de onda curtíssima, portanto, muito energéticos e penetrantes. A energia produzida mantém o equilíbrio térmico do núcleo solar a temperaturas de aproximadamente de 15 milhões de kelvins.

O calor produzido na região do núcleo é transferido por condução (convecção) e irradiação. Quando uma região das estrela tem opacidade suficiente para permitir a passagem de radiação, a irradiação é dominante. Em estrelas como o Sol, o calor gerado no núcleo não gera um grande gradiente de temperatura - portanto, a irradiação domina no núcleo. Na porção exterior, porém, há hidrogênio neutro opaco a fótons ultravioleta, pois as temperaturas são mais baixas - portanto a convecção é dominante.

LINHAS DE FORÇA : Descobriu-se posteriormente que as linhas de força do campo magnético estão confinadas no plasma, ou seja, comportam-se como se estivessem ligadas às particulas que o compõem e acompanham o fluxo de matéria. Com isso a rotação diferenciada acaba deformando essas linhas como se fossem tiras de borracha. As linhas do campo magnético sofrem um processo de condensação, até cada grupo assumir a forma espiralada. Daí encontram-se espirais ao longo de todos os meridianos e todas no sentido leste-oeste (sentido de rotação). A concentração dessas linhas equivale a maior intensidade dos campos magnéticos em relação a situação inicial, e como a rotação não é uniforme cada espiral pode ser esticada até formar um laço. Em certos momentos os laços se rompem e afloram na superfície. Nesse momento temos a formação das manchas solares.

CARACTERÍSTICAS GERAIS

Pela Lei da Gravitação Universal de Isaac Newton (1642-1727), foi possível obter a massa da nossa estrela que é estimada em 332 959 vezes a massa da Terra, equivalendo a 1,989 1030 kg, com um raio de 695 500 km . Sua densidade média é 1.4 g/cm3, mas a matéria não é homogênea em seu interior. A densidade no centro do Sol é muito maior, enquanto que nas camadas externas é muito inferior. O seu eixo de rotação tem uma inclinação em relação ao plano da eclíptica de 7° 15''.

Apesar de sua massa ser milhares de vezes maior que a da Terra, sua gravidade na superfície é apenas 28 vezes maior que a gravidade terrestre. A temperatura[2] na sua superfície é de cerca de 5770 K, e não é uma superfície sólida, mas sim em estado de plasma e gás.

O fato de o Sol ser basicamente um corpo constituído por um fluido (plasma e gás), provoca o fenômeno conhecido como rotação diferenciada. A velocidade dessa rotação varia nas diferentes latitudes com um valor máximo no equador (2 km/s) correspondendo a 25,03 dias e uma mínima nos pólos com um período de 30 dias.

 CURIOSIDADE DO NASCER DO SOL 

 

Fonte: Conteúdo e  imagens, foram cópias do site:http://luisdasilva76.no.comunidades.net/o-sol-e-suas-atividades