ESPECTROSCOPIA ESTELAR

Espectroscopia Estelar

Uma das bases da Asronomia é a aplicação da Espectroscopia Estelar ao estudo das estrelas. O espectro, ou consequência de radiações emitidas pelos átomos de um elemento é característico deste elemento e serve para identificá-lo. 

Uma estrela típica é um espectro de linhas de absorção sobre um fundo luminoso contínuo, produzido quando a emissão contínua, proveniente da camada radiante, a fotosfera, atravessa os gases da atmosfera estelar, como estes só absorvem radiações que podem emitir, o estudo comparativo da posição de linhas de absorção do espectro e das de emissão dos espectros obtidos dos gases mais diversos, nas análises de laboratório, permite determinar a composição química da estrela analisada.

Eis as principais categorias espectrais:

Tipo O: Estrelas azuis, muito quentes, com temperatura superficial de cerca de 30.000ºC, e em cuja atmosfera são encontrados o hélio ionizado e metalóides fortemente ionizados.

Tipo B: Estrelas branco-azuladas, quentes, com temperatura superficial de 20.000ºC, em cuja atmosfera são encontrados hélio e hidrogênio neutros e metalídes medianamente ionizados.

Tipo A: Estrelas brancas com temperatura superficial de 10.000ºC, e em cuja atomosfera predomina o hidrogênio, havendo aí também o cálcio e metais.

Tipo F: Estrelas branco-amareladas, com temperatura superficial de aproximadamente 7.000ºC, com atmosfera de hidrogênio, presença acetuada de cálci e metais ionizads, principalmente ferro e titânio.

Tipo G: Estrelas amarels, também chamadas do tipo solar, com temperatura superficial de 5.500ºC, em cuja atmosfera sào encontrados hidrogênio, cálcio ionizado e associações moleculares tais como o CH e o carbono mlecular.

Tipo K: Estrelas alaranjadas com espectro semelhante ao das manchas solares, com temperatura superficial entre 4.000ºC e 5.000ºC, em cuja atmosfera além dos constituintes das estrelas do tipo G, é ainda encontrado o óxido de titânio e, mais que em todos os outros tipos metais neutros.

Tipo M: Estrelas vermelhas, frias, com temperatura superficial de aproximadamente 3.000ºC, em cuja atmosfera há grande quantidade de óxido de titânio.

Existem ainda outras categorias que vão além desses limites.

No extremo azul:

Tipo W: Ou estrelas de wolf-rayet, mais quentes que a do tipo O, em cujos espectros se apresentam raios de emissão. Têm atmosfera sem elhantes à das estrelas do tipo O, e são normalmente ricas em nitrogênio ou em carbono e oxigênio, o que permite em classificá-las nos tipos WN e WC.

No extremo vermelho:

Tipo S: Ou estrelas a óxido de zircônio, bastante frias, com temperatura superficial de cerca de 2.000ºC, e em cuja atmosfera é grande a quantidade deóxido de zircônio e, em alguns casos também de óxido de titânio.

Tipo C: Ou estrelas carbonadas, antigamente subdivididas em R e N são estrelasd frias, de cor e temperatura comparável às dos tipos K e M, em cuja atmosfera existem compostos carbonados como o CN e o carbono molecular.

Observação: Ainda todos estas categorias são subdivididas em mais 10 tipos por exemplo G3, K7, sendo que G9 é mais semelhante ao K0 que o G5.

Além da composição química, a análise espectral fornece outros dados importantes. Através da largura das linhas é possível calcular a velocidade de rotação da estrela.

O desdobramento das linhas em duas ou três componentes significa a existência de um campo magnético, cuja intensidade é possível determinar medindo-se a distância entre as componentes da linha, seguindo as descobertas de Zeeman.

wagnerp@nce.ufrj.br

Os espectros com códigos de barras dos elementos

A experiência de Newton da decomposição da luz fomentou um grande interesse pelo espectro colorido. O procedimento foi aperfeiçoado, em 1802, pelo físico William Wolloston (1766-1828) que utilizou uma fenda estreita, em vez da abertura circular, o que produziu uma banda de linhas visíveis espectrais com a forma da fenda, e um prisma de vidro mais apurado. Wolloston observou que este espectro contínuo e linear da luz do Sol era interrompido por um conjunto de linhas escuras, paralelas à banda, interpretando-as como divisões naturais entre zonas de cores. 

Duas riscas marcariam as fronteiras do vermelho, outra separaria o azul do violeta, mas as restantes não se situavam, claramente, entre zonas de cores diferentes.

Uma década mais tarde, o oculista alemão Joseph Fraunhofer (1787-1826), colocando uma lente convexa entre a fenda e o prisma, obteve uma imagem da série espectral mais definida e estudou estas linhas escuras em mais pormenor. Para obter medidas mais precisas, Fraunhofer aplicou um telescópio para visualizar o espectro. Estava construído o primeiro espectroscópio com capacidade de analisar fontes de luz menos intensas e mais difusas. As linhas escuras solares mais proeminentes foram identificadas por letras maiúsculas de A a H e, além destas, muitas outras linhas foram identificadas, tendo Fraunhofer contado algumas centenas. Examinou também a luz proveniente de outras estrelas brilhantes, verificando que os padrões de riscas negras eram diferentes das do espectro solar.

Um problema relacionava-se com a dificuldade de obter a posição relativa e a estrutura interna destas linhas devido a um defeito inerente no espectro prismático. Dado o aumento de refrangibilidade, as radiações na zona do violeta, mais desviadas pelo prisma, apresentavam uma separação maior que as situadas na zona do vermelho, cujo percurso prismático era menor. Esta “diluição” gradual do espectro produzido por um prisma impedia a determinação do comprimento de onda associado a cada radiação. Em 1823, Joseph Fraunhofer demonstrou, matematicamente, que a utilização de uma rede de linhas (rede de difracção de Rittenhouse) originava um espectro em virtude das interferências entre os raios luminosos desviados pela rede, por difracção dos mesmos. 

A banda colorida obtida com este método posicionava as radiações de forma proporcional ao respectivo comprimento de onda, mas o fabrico destas redes de difracção (prendendo arames finos igualmente distanciados ou rasurando linhas paralelas com um diamante numa película de ouro sobre uma placa de vidro) era muito primitivo, de modo que os espectros obtidos eram pouco precisos, não sendo exequível a sua utilização em espectroscopia estelar, ou espectros menos intensos. No entanto, possibilitou a determinação dos comprimentos de onda das linhas solares mais fortes, futuramente designadas por linhas de Fraunhofer. A utilização de redes de difracção generalizar-se-ia com avanços técnicos no seu fabrico já no século XX. 

A catalogação das linhas escuras do espectro solar prosseguiu, impulsionando o aperfeiçoamento das técnicas espectroscópicas, tendo o seu número atingido 3000 em 1862. Demoraria algum tempo até surgir uma explicação satisfatória destas linhas.

Com a maior popularidade da espectroscopia, a atenção de muitos cientistas transferiu-se para fontes de luz terrestres. Utilizando o espectroscópio de Fraunhofer, o astrónomo britânico John Herschel (1792-1871), filho de William Herschel, reparou, em 1822, que as chamas coloridas, obtidas na combustão de determinadas substâncias, emitem padrões bem definidos de linhas espectrais. Inferiu também a possibilidade de identificar as substâncias, mesmo em quantidades diminutas, pela observação do espectro produzido pela sua chama. 

Quando se assiste a um espectáculo pirotécnico, as chamas coloridas observadas resultam da combustão de determinados elementos. 

Apesar de estarem criadas as bases da análise espectral, esta só viria a estabelecer-se pela frutuosa colaboração entre o químico Robert Bunsen (1811--1899) e o físico Gustav Kirchhoff (1824-1887). Em meados do século XIX, Bunsen inventou um queimador de gás que produzia uma chama incolor que assegurava temperaturas superiores a 1800 ºC. Esta elevada temperatura do bico de Bunsen permitia a combustão de muitas substâncias e a chama incolor do bico não afectava o espectro, de uma certa substância analisada, originado pela chama. Estes dois professores de Heidelberg desenvolveram um espectroscópio com um dispositivo adicional que projectava, por reflexão, no prisma, uma escala que se sobrepunha ao espectro observado. A escala funcionava como referência para o espectro, permitindo obter a posição das linhas observadas. Apesar da arbitrariedade da escala, ela permitia a comparação de espectros diferentes.

Os dados recolhidos com a utilização do seu espectroscópio permitiram a Kirchhoff teorizar que uma qualquer substância capaz de emitir num comprimento de onda particular também absorveria a luz desse comprimento de onda. Concluiu, então, que as linhas escuras do espectro solar resultavam da absorção por parte de gases existentes no Sol. Quando excitados, deveriam emitir nestes comprimentos de onda; no entanto, devido ao seu arrefecimento nas camadas mais exteriores da estrela, verificava-se a absorção destas radiações e a sua ‘exclusão’ do espectro solar.

Considerando que cada átomo e cada molécula produzia um único e característico espectro de riscas ou bandas, por comparação do espectro solar, nomeadamente as suas linhas escuras, com os espectros obtidos na Terra, provenientes das chamas de variadíssimos elementos, foi possível identificar os elementos existentes no Sol e, inclusivamente, deduzir as respectivas quantidades.

O potencial da análise espectroscópica não se esgotava no Sol, porquanto a análise de qualquer espectro estelar ou de qualquer outro corpo celeste que emita luz permite aplicar os mesmos pressupostos e identificar os elementos presentes nesse astro.

No que diz respeito à espectroscopia estelar é de salientar o trabalho de William Huggins (1824-1910), que iniciou a pesquisa espectroscópica em astronomia, recolhendo e analisando os espectros obtidos de várias estrelas e nebulosas. Comparando estes espectros deduziu que a constituição física de algumas estrelas era semelhante à do Sol.

Também a descoberta de novos elementos foi impulsionada. Kirchhoff e Bunsen identificaram novos metais alcalinos, o césio e o rubídio, visualizando novas linhas coloridas em bandas espectrais. Os seus nomes resultaram das cores observadas no espectro (do latim cesium - azul esverdeado e rubidus – vermelho). Anos mais tarde, o astrónomo francês Jules Janssen (1824-1907), em visita à Índia, observou um eclipse total do Sol. Munido de um espectroscópio, observou uma nova linha na zona amarela no espectro solar. 

 O astrónomo inglês Norman Lockyer (1836-1920) atribuiu esta linha a um novo elemento, ainda não observado na Terra, que ficou conhecido por hélio (do latim helios, que significa Sol). Lockyer prosseguiu os seus estudos do espectro solar que lhe revelaram ser o Sol uma mistura de elementos químicos, o que lhe causou alguma admiração pois não conseguia explicar a respectiva proveniência. Em 1887 desenvolveu uma teoria segundo a qual a matéria estelar, nas estrelas mais quentes (azuis ou brancas), seria decomposta nas partículas constituintes dos átomos. Posteriormente, à medida que as estrelas arrefeciam, as partículas remanescentes recombinavam-se para formar os novos elementos.

O primeiro grande sucesso comercial de pequenos espectroscópios de bolso, produzidos por Janssen, surgiu durante a década de 1880. Notou-se que o espectro solar apresentava variações, consoante as condições climatéricas, especificamente, junto à linha D (do sódio) surgia uma banda devida à dispersão da luz pelas gotículas de água em suspensão. Esta banda foi então designada por “banda de chuva” uma vez que ela era observada pouco antes da ocorrência de aguaceiros, especulando-se então que os espectroscópios poderiam prever a precipitação atmosférica. A popularidade dos espectroscópios para prever o tempo estimulou o seu comércio. Todavia, a simplicidade destes espectroscópios baratos, aliada à inexperiência dos utilizadores, tornaram muito difícil a observação da banda de chuva e a interpretação do seu aspecto.

A aplicação meteorológica da espectroscopia foi fugaz, desaparecendo praticamente estes aparelhos do mercado antes de 1890.

A utilização do bico de Bunsen para examinar o espectro de emissão visível dos elementos apresentava ainda limitações, uma vez que a chama não conseguia vaporizar determinados elementos. A invenção da lâmpada de arco eléctrico, com temperaturas superiores a 5000 ºC, expandiu o número de espectros elementares que poderiam ser observados.

As experiências espectroscópicas demonstraram que os átomos de um dado elemento apenas emitiam ou absorviam em comprimentos de onda característicos, que se traduziam nas riscas coloridas observadas nos espectros. Uma preocupação generalizada prendia-se com a busca de uma relação entre estas riscas, ou seja, entre os comprimentos de onda emitidos (ou absorvidos). Os espectros elementares estariam relacionados com a estrutura interna dos átomos.

O espectro visível do hidrogénio quando foi publicado em 1884, suscitou o interesse de um matemático suíço, Johann Balmer (1825-1898). Este professor liceal, habituado a ensinar as leis da perspectiva, analisou os valores dos comprimentos de onda da série visível do espectro do hidrogénio, estabelecendo uma relação matemática entre eles. Verificou, então, que estes comprimentos de onda poderiam ser obtidos com base numa expressão quando duas incógnitas eram substituídas por números inteiros. Em 1889, uma expressão parecida foi deduzida pelo físico sueco Johannes Rydberg (1854-1919). Esta descoberta revelar-se-ia imprescindível ao surgimento dos modelos atómicos.

Uma outra descoberta teria grande impacto na organização dos elementos. A busca de padrões nas séries espectrais revelou semelhanças entre espectros de elementos diferentes. Lecoq de Boisbaudran (1838-1912), um espectroscopista francês, debruçou-se sobre este assunto, reconhecendo similaridades nos espectros de metais alcalinos e de metais alcalino-terrosos. Descreveu estes elementos como “homólogos” definindo-os como “possuindo uma afinidade dependente da sua estrutura ou constituição”, dando fundamento à “lei da homologia” dos elementos de uma mesma família.

Tipos espectrais

Classificação espectral de Morgan-Keenan

Classe O

Estrelas de classe O são muito quentes e muito luminosas, sendo azuladas em cor; de facto, a maioria do seu output situa-se na região do ultravioleta. Estas são as mais raras estrelas da sequência principal. Cerca de 1 em 3.000.000 das estrelas da sequência principal na vizinhança do Sol são estrelas de classe O.^[3][4]
Estrelas O brilham com um poder superior a um milhão de vezes o output do Sol. Estas estrelas têm linhas de absorção dominantes e por vezes emissão para linhas de He II, (Si IV proeminente ionizado, O III, N III e C III) e linhas de hélio neutras, fortalecendo de 05 para 09, e linhas de Balmer de hidrogénio proeminentes, apesar de não tão fortes como os últimos tipos. Devido a serem tão massivas, as estrelas de classe O têm núcleos muito quentes, queimando assim o seu combustível de hidrogénio muito rapidamente, e como tal são as primeira a saírem da sequência principal. Observações recentes pelo Telescópio espacial Spitzer indicam que a formação planetária não ocorre à volta de outras estrelas na vizinhança de uma estrela de classe O devido ao efeito de fotoevaporação.^[5]

Exemplos: Zeta Orionis, Zeta Puppis, Lambda Orionis, Delta Orionis

Espectro de uma estrela do tipo O5v

Classe B

Estrelas da classe B são também muito luminosas, Rigel (em Orion) é uma supergigante azul proeminente da classe B. Seu espectro possui linhas de Hélio neutro e linhas moderadas de Hidrogênio. Com estrelas O e B possuem emissão extremamente poderosas, elas duram relativamente pouco tempo. Elas não se deslocam muito da área de onde se formaram uma vez que não possuem muito tempo de vida. Elas portando são vistas aglomeradas no que se chamada associações OB1, que estão associadas com as nuvens moleculares gigantes. A associação OB1 de Orion é um braço espiral inteiro da nossa galáxia (estrelas mais brilhantes fazem o braço mais visível, mas não existem mais estrelas lá do que em outra parte da galáxia) e contém toda a constelação de Orion.

Espectro de uma estrela do tipo B2ii

Classe A

Estrelas da classe A estão entre as estrelas mais comuns vistas a olho nu. Deneb em Cisne é outra estrela de potência formidável, enquanto Sírius na constelação do Cão Maior é também uma estrela classe A, mas não tão potente. Como com todas as estrelas da classe A, elas são brancas. Muitas anãs brancas são também de classe A. Elas possuem linhas intensas de Hidrogênio e também linhas de metais ionizados.

Classe F

Estrelas da classe F são ainda bastante potentes, mas elas tendem a ser estrelas da Sequência principal, como Fomalhaut em Piscis Austrinus. Seus espectros são caracterizados por linhas fracas de Hidrogênio e metais ionizados, sua cor é branca com uma pequena quantidade de amarelo.

Espectro de uma estrela do tipo F2iii

Classe G

Estrelas da classe G são provavelmente as estrelas mais bem conhecidas, já que o nosso Sol é uma estrela desta classe. Elas possuem linhas de Hidrogênio mais fracas que estrelas da classe F mas além das linhas de metais ionizados, elas possuem linhas de metais neutros. Durante a sua evolução as estrelas supergigantes frequentemente caminham das classes O e B (azul) para as classes K or M (vermelho). Enquanto fazem isto elas passam pela classe G mas não permanecem por muito tempo.

Espectro de uma estrela do tipo G5iii

Classe K

Estrelas da classe K são alaranjadas e um pouco mais frias que o nosso Sol. Algumas estrelas da classe K são gigantes e Supergigantes, como Arcturus enquanto outras como Alpha Centauri B na constelação do Centauro são da sequência principal. Elas possuem linhas espectrais de Hidrogênio estremamente fracas, isto quando estão presentes, e principalmente linhas de metais neutros.

Espectro de uma estrela do tipo K4iii

 Classe M

Estrelas da classe M são com certeza a classe mais comum de estrelas se contarmos pelo número. Todas as anãs vermelhas são desta classe e elas existem em abundância. Mais de 80% das estrelas da seqüência principal são anãs vermelhas, como Proxima Centauri. A classe M é o local da maioria das gigantes e super gigantes como Antares e Betelgeuse, assim como Mira (veja estrela variável). O espectro das estrelas de classe M mostra linhas pertencentes a moléculas e metais neutros mas hidrogênio normalmente esta ausente no espectro. dióxido de titânio pode ser forte em estrelas de classe M.

Espectro de uma estrela do tipo M0iii

Espectro de uma estrela do tipo M6v

 Fontes:

Starmedia - Wikipédia -e...

http://orbita.starmedia.com/

Sejam felizes todos os seres.

LUZ SOLAR - NEUTRINO

Luz solar

Geometria de um eclipse solar total.

A luz solar é a principal fonte de energia da Terra. 

 A constante solar é a quantidade de potência que o Sol deposita por unidade de área diretamente exposta para luz solar.A constante solar é igual a aproximadamente 1 368 W/m² a 1 UA do Sol, ou seja, na ou próxima à órbita da Terra, sendo que o planeta recebe por segundo 50 000 000 GW.^{[nota 4]} Porém, a luz solar na superfície da [[Terra] é atenuada pela atmosfera terrestre, diminuindo a potência por unidade de área recebida na superfície para aproximadamente 1 000 W/m² no zênite, em um céu claro.

A energia solar pode ser coletada através de uma variedade de processos sintéticos e naturais.

A luz solar é indispensável para a manutenção de vida na Terra, sendo responsável pela manutenção de água no estado líquido, condição indispensável para permitir vida como se conhece, e, através de fotossíntese em certos organismos (utilizando água e dióxido de carbono), produz o oxigênio (O₂) necessário para a manutenção da vida nos organismos dependentes deste elemento e compostos orgânicos mais complexos (como glucose) que são utilizados por tais organismos, bem como outros que alimentam-se dos primeiros.

A energia solar também pode ser capturada através de células solares, para a produção de eletricidade ou efetuar outras tarefas úteis (como aquecimento). Mesmo combustíveis fósseis tais como petróleo foram produzidos via luz solar — a energia existente nestes combustíveis foi originalmente convertida de energia solar via fotossíntese, em um passado distante.

Movimento e localização dentro da Via Láctea

Localização do Sol na Via Láctea.

O Sol localiza-se próximo ao limite anterior do Braço de Órion na Nuvem Interestelar Local ou Cinturão de Gould, a uma distância hipotetizada de 7,5 a 8,5 kpc (25 a 28 mil anos-luz) do centro da Via Láctea,^[dentro da Bolha Local, um espaço de gás quente rarefeito, possivelmente produzido por remanescentes da supernova Geminga. A distância entre o braço local e o próximo braço, o Braço de Perseus, é de cerca de 6,5 mil anos-luz. O Sol, e portanto, o Sistema Solar, encontra-se na zona habitável da galáxia.

O ápice solar é a direção do Sol em sua órbita na Via Láctea. A direção geral da moção solar aponta para a estrela Vega, próxima à constelação Hércules, a um ângulo de cerca de 60 graus para a direção do centro galáctico. Para um observador em Alpha Centauri, o sistema estelar mais próximo do Sistema Solar, o Sol apareceria na constelação Cassiopéia.^[123]

Acredita-se que a órbita do Sol em torno do centro da Via Láctea seja elíptica, com a adição de perturbações devido aos braços espirais galácticos e de distribuição não uniforme de massa na galáxia. Além disso, o Sol oscila para cima e para baixo, relativo ao plano galáctico, cerca de 2,7 vezes por órbita. Isto é similar ao funcionamento de um oscilador harmônico simples sem força de arrasto.

Cientistas afirmaram que os eventos de passagem do Sistema Solar nos braços espirais de maior densidade muitas vezes coincide com eventos de extinção em massa na Terra, possivelmente devido a um aumento de eventos de impacto causado por distúrbios gravitacionais de estrelas próximas.

O Sistema Solar completa uma órbita em torno do centro da Via Láctea (um ano galáctico) a cada 225-250 milhões de anos. com o Sol tendo completado entre 20 e 25 órbitas desde sua formação. A velocidade orbital do Sistema Solar em torno do centro da galáxia é de cerca de 251 km/s. Nesta velocidade, o Sol toma cerca de 1,4 mil anos-luz para percorrer um ano-luz, ou oito dias para percorrer 8 UA.

A moção do Sol relativo ao baricentro do Sistema Solar é complicado por perturbações dos planetas. A cada século, esta moção alterna entre retrógrado e prógrado.

Problemas teóricos

Problema do neutrino solar

Número de neutrinos predito em teoria (em amarelo) e observados (em azul), em 2000.

Por muitos anos o número de neutrinos elétron solares detectado na Terra era um terço a metade do número predito no modelo solar padrão. Esta anomalia foi chamada de problema dos neutrinos solares. Teorias que foram propostas para resolver o problema tentaram ou reduzir a temperatura do interior solar para explicar os números menores, ou argumentaram que neutrinos elétron podem oscilar — mudar de sabor — durante a jornada do núcleo solar para a Terra, para os neutrinos tau e múon, ambos indectetáveis com a tecnologia da época.

Vários observatórios de neutrinos foram construídos na década de 1980 para medir o fluxo de neutrinos solares o mais precisamente possível, tais como o Observatório de Neutrinos de Sudbury e Kamiokande. Data destes observatórios eventualmente levou à descoberta que neutrinos possuem uma pequena massa, e que oscilam, mudando de sabor.

Além disso, em 2001, o Observatório de Neutrinos de Sudbury conseguiu detectar diretamente todos os três tipos de neutrino, e descobriu que a emissão solar de neutrinos é aproximadamente a mesma predita no Modelo Solar Padrão, embora dependendo da energia dos neutrinos, neutrinos elétron podem chegar a compor apenas um terço do número total.^[129][131] Esta proporção é similar ao predito pelo efeito Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein, que descreve a oscilação de neutrinos em matéria. Como consequência, o problema do neutrino solar é considerado resolvido.

Neutrino

Observação de um neutrino batendo em um próton em uma câmara de bolhas. A colisão ocorreu no ponto onde emanam três faixas da direita da fotografia.

Neutrino é uma partícula sub-atómica dificilmente detectada porque sua interação com a matéria é muito fraca, sua carga é neutra e sua massa extremamente pequena.

A sua formação se dá em diversos processos de desintegração em que sofre transição para um estado de energia mais baixa, como quando o hidrogênio é convertido em hélio no interior do Sol. Neste momento são gerados todos os comprimentos de ondas.

A maioria dos neutrinos que atravessam a Terra são provenientes do Sol, e mais de 50 trilhões deles passam através do seu corpo a cada segundo

 História

Wolfgang Pauli em torno da década de trinta, observou que em vez de ter uma energia de 0,8 MeV, o elétron quando acelerado (emitido), possui uma energia variável entre 0 e 0,8 MeV.

Considerada uma anomalia, o cientista procurou uma forma de adequar matematicamente a prática e a teoria, pois ambas não eram concordantes.

Em torno de 1931, Pauli encontrou vestígios do que poderia vir a ser outra partícula muito pequena que acompanhava o elétron em sua aceleração. Esta foi denominada de “neutrino”.

Somente em 1956, é que se comprovou a existência real do neutrino, pois sua interação era tão pequena que quase não foi possível sua detecção. Fisicamente, o primeiro detector de neutrinos consistia de uma cubo com 400.000 litros de tetracloroetileno.

No início da década de sessenta, foi descoberto em laboratório que os prótons e nêutrons compunham-se de partículas que foram chamadas de quarks.

Em meados da década de oitenta, os quarks, juntamente com outra classe de partículas subatômicas conhecidas como léptons, constituíam os blocos construtores fundamentais de toda matéria.

O neutrino

O neutrino é uma das partículas elementares da matéria/energia (neste caso há que se ter cuidado em dissociar a matéria da energia). Tem o mesmo momento angular intrínseco, spin ou giro da mesma forma que os prótons, elétrons e nêutrons, e diferente dos fótons que têm o dobro do giro ou spin.

Pertence à família dos léptons, sua massa é muito pequena (antigamente se pensava que podia ser nula). O spin do neutrino é 1/2, sua carga elétrica pode ser considerada nula. Esta partícula é formada em diversos processos de desintegração beta, e na desintegração dos mésons K. Pode-se dizer (por enquanto) que existem três tipos de neutrino.

Estão intimamente associados ao elétron, ao tau e ao múon.

Tipos de neutrinos

• Neutrino do elétron = Neutrino eletrônico é associado ao elétron, de número eletrônico +1; neutrino do elétron, seu símbolo é: ν_e
• Neutrino do múon = Neutrino muônico associado ao múon-menos, e de número muônico +1, seu símbolo é ν_μ
• Neutrino do tau = Neutrino tauônico, associado ao tau, e de número tauônico +1, seu símbolo é ν_τ.

Antineutrino

Além dos neutrinos existem os antineutrinos, estes são antipartículas de neutrino. Há três tipos de antineutrinos, um associado ao elétron, um ao múon e um ao tau.

Interações

Os neutrinos sofrem, apenas, interações fracas e gravíticas. Experiências executadas em laboratórios de partículas indicam que se transformam de um tipo em outro durante seu deslocamento. A isto se chama oscilações de neutrinos. Pontecorvo e outros especularam que os neutrinos poderiam ter tais oscilações, pois a quantidade de neutrinos medida que chegavam à terra vindos do Sol eram menores que o predito pela teoria,^[2] mas estas oscilações não eram preditas no Modelo Padrão que descreve as interações das partículas elementares. Este foi a primeira evidência de um fenômeno não descrito pela teoria, e por isto Koshiba e Davis ganharam um Prêmio Nobel em 2002.

A primeira observação direta deste fenómeno foi feita pelo experimento "Opera" (Oscillation Project with Emulsion-tRacking Apparatus) usando os dados do CERN através de feixes de neutrinos do tipo múon enviados do CERN ao Laboratori Nazionali del Gran Sasso nos quais foram encontrados neutrinos tau (antes disso, apenas o desaparecimento dos neutrinos múon foi observado em laboratório). ^[2]

Matéria transparente

Para a passagem dos neutrinos, a matéria é transparente, isto quer dizer que atravessam a Terra (e presume-se o Sol) praticamente sem perder energia. Além disto, presume-se também que apenas uma pequena fração das partículas é detida pela matéria ordinária.

Para se ter uma idéia da transparência da matéria, suponha-se que houvesse um detector de neutrinos e fótons cuja passagem fosse medida quando provindos do Sol e o aparelho hipotético os deixasse passar, ou seja, apenas contasse a quantidade de ambos. Os fótons após contados seriam detidos pela Terra, os neutrinos não. Quer dizer, ao virar o instrumento para a o chão durante a noite, e posicionando-o enxergando o Sol através da Terra, seriam contados quase em sua totalidade os neutrinos solares, muito poucos seriam detidos, o planeta é transparente.

Astrofísica e Astronomia

Em astrofísica, sabe-se que a detecção de neutrinos é importante para se levantar os meios de observação direta das reações termonucleares no interior do Sol. Estes corpúsculos são testemunhas diretas da evolução de nossa estrela. A densidade de energia em forma de neutrinos na radiação cósmica poderá fornecer muitas respostas acerca de nosso universo. A principal é sobre a idade do universo e a quantidade de matéria/energia negra presente no espaço, com estes dados, pode-se determinar futuramente se o modelo universal é aberto, fechado ou plano. A forma como ocorreu o Big-Bang, a forma do tecido universal e suas distorções, entre outras descobertas que ainda virão.

 trama similar?

 Fonte:

Wikipédia

SOL - COMPOSIÇÃO QUÍMICA - EM TEMPO REAL

ESTRUTURA SOLAR

O Sol, tal como outras estrelas, é uma esfera de plasma

Plasma

Plasma -Big-Bang

 Jato de Plasma

 Semente de plasma

 Semente de plasma

 O  vôo da semente de plasma

em minha janela

que se encontra em equilíbrio hidrostático entre as duas forças principais que agem em seu interior. Em sentido oposto ao núcleo solar, estas forças são as exercidas pela pressão termodinâmica, produzida pelas altas temperaturas internas. No sentido do núcleo solar, atua a força gravitacional. O Sol é uma estrela da sequência principal que contém cerca de 99,86% da massa do Sistema Solar. É uma esfera quase perfeita, com um achatamento de apenas nove milionésimos,o que significa que seu diâmetro polar difere de seu diâmetro equatorial por apenas 10 km.

Como o Sol é uma esfera de plasma, e não é sólido, gira mais rápido em torno de si mesmo no seu equador do que em seus pólos. Porém, devido à constante mudança do ponto de observação da Terra, na medida em que esta orbita em torno do Sol, a rotação aparente do Sol é de 28 dias. O efeito centrífuga desta lenta rotação é 18 milhões de vezes mais fraco do que a gravidade na superfície do Sol no equador solar. Os efeitos causados no Sol pelas forças de maré dos planetas são ainda mais insignificantes.

O Sol é uma estrela da população I, rico em elementos pesados. O sol pode ter se formado por ondas resultantes da explosão de uma ou mais supernovas. Evidências incluem a abundância de metais pesados (tais como ouro e urânio) no Sistema Solar levando em conta a presença minoritária destes elementos nas estrelas de população II. A maior parte dos metais foram provavelmente produzidos por reações nucleares que ocorreram em uma supernova antiga, ou via transmutação nuclear via captura de nêutrons durante uma estrela de grande massa de segunda geração.

O Sol não possui uma superfície definida como planetas rochosos possuem, e, nas partes exteriores, a densidade dos gases cai aproximadamente exponencialmente à medida que se vai afastando do centro.^[34] Mesmo assim, seu interior é bem definido. O raio do Sol é medido do centro solar até o limite da fotosfera. Esta última é simplesmente uma camada acima do qual gases são frios ou pouco densos demais para radiar luz em quantidades significativas, sendo, portanto, a superfície mais facilmente identificável a olho nu.^[35]

O interior solar possui três regiões diferentes: o núcleo, onde se produzem as reações nucleares que transformam a massa em energia através da fusão nuclear, a zona radioativa e a zona de convecção.

O interior do Sol não é diretamente observável, já que a radiação é completamente absorvida (e reemitida) pelo plasma do interior solar, e o Sol em si mesmo é opaco à radiação electromagnética. Porém, da mesma maneira que a sismologia utiliza ondas geradas por terremotos para revelar o interior da Terra, a heliosismologia utiliza ondas de pressão (infravermelho) atravessando o interior do Sol para medir e visualizar o interior da estrutura solar.^[36] Modelos de computador também são utilizados como instrumentos teóricos para investigar camadas mais profundas do Sol.[

Composição química

O Sol é composto primariamente dos elementos químicos hidrogênio e hélio; estes compõem 74,9% e 23,8%, respectivamente, da massa do Sol na fotosfera. Todos os elementos mais pesados, chamados coletivamente de metais na astronomia, compõem menos de 2% da massa solar. Os elementos químicos mais abundantes são oxigênio (compondo cerca de 1% da massa do Sol), carbono (0,3%), néon (0,2%), e ferro (0,2%).

O Sol herdou sua composição química do meio interestelar do qual foi formado: o hidrogênio e o hélio foram produzidos na nucleossíntese do Big Bang, enquanto que os metais foram produzidos por nucleossíntese estelar em gerações de estrelas que completaram sua evolução estelar, e retornaram seus materiais para o meio interestelar antes da formação do Sol. A composição química da fotosfera é normalmente considerada representativa da composição do Sistema Solar primordial. Porém, desde que o Sol foi formado, o hélio e os metais presentes nas camadas externas gradualmente afundaram em direção ao centro. Portanto, a fotosfera presentemente contém um pouco menos de hélio e apenas 84% dos metais que o Sol protoestrelar tinha; este era composto de 71,1% hidrogênio, 27,4% hélio, e 1,5% metais, em massa.

Fusão nuclear no núcleo do Sol modificou a composição química do interior solar. Atualmente, o núcleo do Sol é composto em 60% por hélio, com a abundância de metais não modificados. Visto que o interior do Sol é radiativo e não convectivo, o hélio e outros produtos gerados pela fusão nuclear não subiram para camadas superiores.

As abundâncias dos metais descritas acima são tipicamente medidas utilizando espectroscopia da fotosfera do Sol, e de medidas da abundância destes metais em meteoritos que nunca foram aquecidos a temperaturas acima do ponto de fusão. Acredita-se que estes meteoritos retenham a composição do Sol protoestelar, e portanto, não sejam afetados pelo afundamento dos elementos mais pesados.

Campo magnético

Espiral de Parker

Ver artigo principal: Campo magnético estelar

A corrente heliosférica difusa estende-se até as regiões exteriores do Sistema Solar, e resulta da influência do campo magnético do Sol em rotação no plasma no meio interplanetário.

A superfície heliosférica atual é uma forma tridimenscional da espiral de Parker que resulta da influência da rotação do campo magnético do Sol sobre o plasma no meio interplanetário. Podem ser vistos 5 planetas (Mercúrio, Vênus, Terra, Marte e Júpiter) ao redor da espiral de Parker

A espiral de Parker é a forma do campo magnético do Sol como ele se estende através do sistema solar. Diferentemente da familiar forma do campo magnético de uma barra magnética, o campo do Sol estende-se deformado ("torcido") em uma espiral aritmética pela influência magnetoidrodinâmica do vento solar. A forma é nomeada em referência a Eugene Parker,[2] que previu o vento solar e muitos de seus fenômenos associados na década de 1950

O Sol é uma estrela magneticamente ativa, suportando um forte campo magnético, cujas condições mudam constantemente, variando de ano para ano e revertendo-se em direção aproximadamente a cada 11 anos, em torno do máximo solar.

O campo magnético do Sol gera vários efeitos que são chamados coletivamente de atividade solar. Estes incluem as manchas solares na superfície do Sol, as erupções solares e as variações no vento solar. Efeitos da atividade solar na Terra incluem auroras em médias a altas latitudes, a disrupção de comunicação de rádio e potência elétrica. Acredita-se que a atividade solar tenha tido um importante papel na formação e evolução do Sistema Solar. A atividade solar constantemente muda a estrutura da ionosfera terrestre.

Toda a matéria no Sol está presente na forma de gás e plasma, devido à sua alta temperatura.

Isto torna possível rotação diferencial, com o Sol girando mais rápido no seu equador (onde o período de rotação é de 25 dias) do que em latitudes mais altas (com o período de rotação solar sendo de 35 dias nos pólos solares). A rotação diferencial do Sol faz com que as linhas do campo magnético entortem com o tempo, provocando a erupção de anéis coronais em sua superfície, a formação de manchas solares e de proeminências solares, via reconexão magnética. Este entortamento gera o dínamo solar e o ciclo solar de atividade magnética, que repete-se a cada 11 anos, visto que o campo magnético solar reverte-se a cada 11 anos.

 Semente de plasma agindo - visível

em minha janela

O campo magnético solar estende-se bem além do Sol. O plasma magnetizado do vento solar transporta o campo magnético solar no espaço, formando o campo magnético interplanetário.Visto que o plasma pode se mover apenas nas linhas do campo magnético, as linhas do campo magnético interplanetário inicialmente esticam-se radialmente do Sol.

Uma camada fina de correntes difusas no plano equatorial solar existe pois campos acima e abaixo do equador solar possuem polaridades diferentes. Esta camada é chamada de corrente heliosférica difusa. À medida que a distância do Sol aumenta, a rotação solar entorta as linhas do campo magnético e a corrente difusa, formando uma estrutura similar a uma espiral de Arquimedes, chamada de espiral de Parker.

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Campo magnético

Plasma em Espiral

Plasma

O campo magnético interplanetário é muito mais forte do que o componente dipolar do campo magnético solar. Enquanto que a última possui 50 a 400 T na fotosfera, reduzindo com o cubo da distância para 0,1 T na órbita terrestre,o campo magnético interplanetário na órbita terrestre é 100 vezes maior,com cerca de 5 T.

O Sol em H-alfa

2010-12-06

Crédito: José Ribeiro
Telescópio: Coronado PST
Instrumento: Sony DSC93

 

O Sol parece uma estrela pacata, mas por detrás da sua aparência calma, esconde-se um mundo de actividade, que um telescópio sintonizado para a luz H-alfa mostra com um detalhe surpreendente. Esta imagem foi obtida no dia 20 de Fevereiro pelo astrónomo amador José Ribeiro e mostra uma grande protuberância, uma ejecção de massa do Sol, claramente visível do lado esquerdo e em cima da imagem.

 

A imagem foi obtida com um telescópio H-alfa de baixo custo e uma câmara digital convencional, demonstrando bem como se podem fazer imagens espectaculares com equipamento modesto.

 Fonte:

Wikipédia
Portal do Astrônomo - Portugal

 http://www.portaldoastronomo.org/npod.php
Fotos  do arquivo particular

Sejam felizes todos os seres.
Vivam em paz todos os seres
Sejam abençoados todos os seres