50 PROFESSOR ANGELO ANTONIO LEITHOLD

INSTITUTO DE AERONÁUTICA E ESPAÇOCAMPUS DE PESQUISAS GEOFÍSICAS MAJOR EDSEL DE FREITAS COUTINHOPROFESSOR ANGELO ANTONIO LEITHOLD - NOTAS DE AULA ENSINO TECNOLÓGICO01.1 FOTOSFERA SOLARFOTOSFERA SOLARestá licenciado sob CC BY-NC-ND 4.0© 2 por PROFESSOR ANGELO ANTONIO LEITHOLD

INSTITUTO DE AERONÁUTICA E ESPAÇO - IAE - CAMPUS DE PESQUISAS GEOFÍSICAS MAJOR EDSEL DE FREITAS COUTINHO - NOTAS DE AULA IAE - ©2010 Angelo Antonio leithold - Oneide José Pereira - Instituto de Aeronáutica e Espaço www.iae.cta.br - Convênio - 2002-2012- Plano Trabalho Progr Cientifico Download CTA PLANO DE TRABALHO nov 2006.pdf Download - INSTITUTO DE FÍSICA ASTRONOMIA E CIÊNCIAS DO ESPAÇO - IFAE Convênio 2006-2012 © 2010 Coordenador prof. Angelo Antonio Leithold

<< 01. O SOL 01.2 CROMOSFERA >>

DESCRIÇÃO

©2010 Angelo Antonio leithold A fotosfera é a camada visível do Sol, aquela que observamos diretamente da Terra conhecida como a “esfera de luz” e é responsável pela maior parte da energia solar que chega na Terra. É composta por plasma, uma forma de matéria onde os elétrons são separados dos átomos, criando um gás ionizado. Essa camada tem aproximadamente 500 km de espessura, o que é relativamente fino comparado ao raio total do Sol, que é de cerca de 700.000 km. Sua temperatura varia de aproximadamente 6.125° C na parte inferior a 4.125°C na parte superior. Apesar de ser extremamente quente, é significativamente mais fria do que o núcleo do Sol, onde as temperaturas podem atingir cerca de 15 milhões de graus Celsius. Ela é marcada por várias características notáveis como pequenas células de plasma que aparecem como manchas brilhantes e borbulhantes na superfície chamadas de grânulos que tem cerca de 1.000 km de diâmetro e duram cerca de 8 a 20 minutos antes de desaparecer e ser substituídos por novos grânulos. Existem também áreas mais escuras e frias na fotosfera, causadas por concentrações intensas de campos magnéticos. Essas manchas podem ser maiores do que a Terra e são indicadores de atividade solar. Também são observadas erupções solares que são xxplosões de energia que ocorrem quando os campos magnéticos se reconectam. Essas erupções podem liberar grandes quantidades de radiação e partículas solares no espaço. A fotosfera é crucial para a compreensão da dinâmica solar e do clima espacial. As observações dessa camada nos ajudam a prever eventos solares que podem afetar a Terra, como tempestades solares que podem interferir em satélites e redes de energia.

Figura 5: Fotosfera Solar (Fonte: NASA)

©2010 Angelo Antonio leithold A Fotosfera é a camada mais baixa da atmosfera de uma estrela, acima da fotosfera está a cromosfera nas estrelas semelhantes ao Sol e na sequência principal tardia e nas estrelas gigantes, enquanto nas estrelas primitivas o vento estelar segue diretamente e torna-se completamente opaco à luz visível, sendo que as camadas superiores não são opacas. É a região mais profunda do sol que pode ser observada (Figura 5), tem a aparência de um líquido em ebulição com grânulos ou bolhas com aproximadamente 5.000 km de diâmetro, ao fenômeno se nomina “granulação fotosférica” e quando observada em alta resolução, revela uma aparência granulada. Essas granulações são causadas por células de convecção, que são estruturas onde o plasma quente sobe do interior do Sol, esfria na superfície e depois desce novamente. Cada grânulo pode chegar de 1.000 km a 5000 km de diâmetro. Esse processo é essencial para a transferência de energia do interior do Sol para a sua superfície. O período de duração dos grânulos é de aproximadamente 10 minutos entre a formação e o escoamento, estes são as partes superiores de colunas de gás que sobem devida convecção. A “zona convectiva” está localizada abaixo da fotosfera e entre os grânulos existem regiões mais escuras, nestas, o gás é mais frio e mais denso, portanto se escoa para dentro, fechando assim as correntes de convecção. Nesta e acima, a luz visível é livre para propagar-se para o espaço, escapando do Sol totalmente.

©2010 Angelo Antonio leithold A mudança de opacidade acontece com a diminuição da abundância de íons de hidrogênio (H−), que absorvem luz visível facilmente. A luz visível é produzida por elétrons que reagem com átomos de hidrogênio, produzindo íons H−. Estima-se que a espessura da fotosfera meça algo entre dezenas a centenas de quilômetros, sendo um pouco menos opaca que o ar na atmosfera terrestre. Devido ao fato de que a parte superior da fotosfera é mais fria do que a parte inferior, uma imagem do Sol aparenta ser mais brilhante no centro do que nas laterais do disco solar, fenômeno conhecido como escurecimento de bordo.[59] O espectro de corpo negro da luz solar indica uma temperatura média de 5775 K (ou 5502 °C), misturada com linhas de absorção atômicas das camadas tênuas acima da fotosfera. A densidade de partículas da fotosfera é de ~1023 m⁻³, aproximadamente 1% da densidade de partículas da atmosfera terrestre ao nível do mar.[49] [60] [61] Nesta temperatura, a emissão de luz na fotosfera ocorre em todas as bandas do espectro luminoso, dando ao Sol uma cor branca, que aparenta ser amarela no céu terrestre devido à dispersão da luz na atmosfera terrestre, mais acentuada nos comprimentos de onda azul. A mesma dispersão causa a cor azul característica do céu terrestre.[18]. Durante os primeiros estudos do espectro óptico da fotosfera, algumas linhas de absorção encontradas não correspondiam a nenhum elemento químico encontrado na Terra. Em 1868, Norman Lockyer hipotetizou que estas linhas eram causadas por um elemento químico não descoberto, que Lockyer chamou de "hélio", em referência ao Deus grego Hélio. O Hélio seria isolado na Terra 25 anos mais tarde.[62]. A porção contínua do espectro estelar na luz visível vem da fotosfera , daí seu nome. Numa primeira aproximação, este espectro é o de um corpo negro com a temperatura efetiva da estrela. O espectro contínuo é modificado pela absorção contínua, por exemplo, o átomo de hidrogênio neutro , e por linhas de absorção ou linhas espectrais, o último também ocorre na região.

©2010 Angelo Antonio leithold As camadas profundas de uma estrela não podem ser observadas diretamente porque os fótons ali originados são espalhados pelos elétrons livres no plasma estelar. O número de espalhamentos que um fóton precisa fazer em média para deixar a estrela é chamado de profundidade óptica. Como convenção em astrofísica, a fotosfera começa no interior, onde a profundidade óptica atinge ou cai abaixo de 2/3. O raio associado a esta profundidade óptica é considerado o raio da estrela. Na cromosfera, a estratificação normal de temperatura decrescente para fora é revertida e o aquecimento cromosférico começa, se for seguido diretamente pelo vento estelar, onde sua velocidade excede a velocidade local do som . As estruturas granulares de convecção que surgem de correntes ascendentes em forma de tubo e correntes descendentes correspondentes nos espaços e desaparecem poucos minutos após a liberação de energia.

©2010 Angelo Antonio leithold A fotosfera pode desempenhar um papel nas medições do raio da estrela . A definição do raio da estrela como um raio no qual a profundidade óptica é τ=2/3 é problemática em algumas estrelas, uma vez que a profundidade óptica é uma função do comprimento de onda da luz: na faixa do infravermelho, τ=2/3 é apenas alcançado em mais baixas densidades. O de cima, no entanto, a definição é frequentemente usada na prática, porque a densidade nas regiões externas das estrelas da sequência principal cai de forma relativamente acentuada e, portanto, os valores dos raios dos diferentes comprimentos de onda para τ=2/3 diferem apenas em algumas dezenas a centenas de quilômetros. Isto é insignificante considerando os raios típicos de várias centenas de milhares de quilômetros e outras imprecisões de medição . Em contraste, a queda na densidade é z. B. no caso de supergigantes ou em ventos estelares densos, é muito mais suave. Lá, a diferença no raio fotosférico pode ser claramente medida na faixa visual versus infravermelha. Em alguns tipos extremos de estrelas, por ex. B. as estrelas Wolf-Rayet ou os LBVs , o ponto em que a profundidade óptica cai abaixo do valor de 2/3 já está longe na parte supersônica do vento estelar para luz visual, o que parece uma contradição entre as duas definições mencionadas, da sobreposição entre a borda interna e externa. Portanto, não é possível falar de fotosfera nessas estrelas. Definições alternativas do raio da estrela e, portanto, também da temperatura da estrela, são usadas. Até alguns anos atrás, a fotosfera do Sol era a única que podia ser resolvida espacialmente, tem cerca de 400 [1] km de espessura (0,063% do raio do Sol ) e uma densidade média de gás de 3,10⁻⁷ g/cm³ [2], correspondendo à densidade da atmosfera da Terra a uma altitude de cerca de 70 km, a uma temperatura efetiva de cerca de 5.778 K (aprox. 5.504 °C). As linhas de absorção mais fortes na atmosfera solar são chamadas de linhas de Fraunhofer, em homenagem ao seu descobridor. A absorção da luz visível ocorre em temperaturas relativamente baixas. Mas entre 5.000 e 6.000 K, apenas a luz infravermelha pode ser acionada por meio de transições livres-livres . A luz visível não pode surgir significativamente das transições para o hidrogênio neutro porque está presente apenas em 0,01%. Em 1938, o astrônomo teuto-americano Rupert Wildt encontrou uma explicação importante usando íons de hidrogênio negativos . [4] Eles são formados pela ligação de um elétron livre a um átomo neutro de H e são fracamente estáveis; os elétrons livres são criados pela leve ionização dos átomos de sódio . O íon H negativo possui apenas um estado ligado. Quando fótons com energia superior a 0,75 eV , ou seja, comprimento de onda inferior a 1650 nm, atingem um íon H negativo, eles eliminam um elétron e o que resta é um átomo de H neutro. Por outro lado, quando um átomo neutro de H captura um elétron, é emitida luz com esse comprimento de onda. Este processo é o mais importante para o transporte de energia na fotosfera. O átomo de H negativo gasoso estável foi previsto por Hans Bethe e Egil Hylleraas em 1930 e foi demonstrado em laboratório por Herbert Massey em 1950 .

©2010 Angelo Antonio leithold A fotosfera parece em grande parte uniformemente brilhante, apenas interrompida por manchas solares e erupções. A variação centro-borda é causada pela estratificação da temperatura da fotosfera: a temperatura diminui com a diminuição da profundidade. Com um ângulo de saída plano, correspondente às áreas marginais do sol projetado, uma proporção maior da luz das camadas mais profundas é absorvida pelas camadas superiores do que com uma saída vertical no centro do disco solar. Como resultado, com um ângulo de saída plano, a luz das camadas mais frias tem a maior parcela da luz total. Também se verifica a variação centro-borda é um fenômeno observado na fotosfera devido à estratificação da temperatura. A temperatura da fotosfera diminui com a profundidade, e isso afeta a forma como a luz é emitida. No centro do disco solar, a luz vem de camadas mais profundas e quentes. Nas bordas, a luz tem que atravessar mais camadas, sendo absorvida e reemitida por camadas mais frias, o que faz com que a borda do Sol pareça mais escura em comparação com o centro. A estratificação da temperatura é crucial para entender a dinâmica da fotosfera e a transferência de energia no Sol. A variação na temperatura e a forma como a luz é emitida e absorvida fornece informações valiosas sobre a composição e os processos físicos que ocorrem na fotosfera.

<< 01. O SOL 01.2 CROMOSFERA >>

CAMPUS DE PESQUISAS GEOFÍSICAS MAJOR EDSEL DE FREITAS COUTINHO

PROFESSOR ANGELO ANTONIO LEITHOLD - NOTAS DE AULA O professor Ângelo Antônio Leithold é um físico, astrônomo, radioamador e educador brasileiro, conhecido por suas contribuições nas áreas de astrofísica, geofísica, neurofísica, eletrônica e pedagogia12. Ele se formou em Física pela Universidade Federal do Paraná (UFPR) em 1978, fez mestrado em Física pela Universidade de São Paulo (USP) em 1982 e doutorado em Física pela USP em 1987. Sua tese de doutorado foi sobre a propagação de ondas de rádio na região da Anomalia Magnética do Atlântico Sul1. Leithold tem uma vasta experiência em pesquisa e ensino, tendo lecionado em diversas instituições, incluindo o Colégio Estadual do Paraná, o Senai e a Universidade Tecnológica Federal do Paraná (UTFPR). Ele também é autor de vários trabalhos acadêmicos e livros, e é conhecido por seu envolvimento com o estudo da Anomalia Magnética do Atlântico Sul, um fenômeno que afeta a propagação de ondas de rádio e a atividade solar na região12. O professor Ângelo Antônio Leithold é um físico, astrônomo, radioamador e educador brasileiro, conhecido por suas contribuições em diversas áreas científicas e educacionais. Ele se destaca principalmente nas áreas de astrofísica, geofísica, neurofísica, eletrônica e pedagogia12. Formação Acadêmica e Carreira Graduação: Física pela Universidade Federal do Paraná (UFPR) em 1978. Mestrado: Física pela Universidade de São Paulo (USP) em 1982. Doutorado: Física pela USP em 1987, com a tese intitulada “Estudo da Propagação de Ondas de Rádio na Região da Anomalia Magnética do Atlântico Sul Pós-Doutorado: Astrofísica pela Universidade de Brasília (UnB) em 19921.Contribuições e Pesquisas Leithold é autor de diversos trabalhos acadêmicos e livros, e suas pesquisas são amplamente citadas por outros pesquisadores. Ele é especialmente conhecido por seu estudo sobre a Anomalia Magnética do Atlântico Sul, um fenômeno que afeta a propagação de ondas de rádio e a atividade solar na região12. Atuação Profissional Ensino Médio: Professor de física no Colégio Estadual do Paraná, onde lecionou por vários anos e participou de projetos pedagógicos e científicos. Ensino Técnico: Professor de eletrônica no Senai e no CEEP, desenvolvendo instrumentos e métodos para medir e analisar sinais eletromagnéticos. Ensino Superior: Professor de pedagogia na Universidade Tecnológica Federal do Paraná (UTFPR), ministrando cursos sobre didática, metodologia científica e tecnologia educacional12. Outras Atividades Além de suas atividades acadêmicas, Leithold é um radioamador ativo, conhecido pelo indicativo PY5AAL. Ele também tem um blog onde compartilha suas pesquisas e experiências1. O indicativo PY5AAL pertence ao professor Ângelo Antônio Leithold, um radioamador brasileiro com uma vasta experiência e paixão pelo radioamadorismo. Ele é conhecido por seus experimentos com antenas e pela participação ativa na comunidade de radioamadores. Atividades e Contribuições Antenas: Leithold realiza experimentos com diferentes tipos de antenas, incluindo antenas NVIS (Near Vertical Incidence Skywave) e antenas Long Wire12. Ele compartilha suas descobertas e métodos de construção de antenas em seu blog e em sites dedicados ao radioamadorismo. Baluns Magnéticos: Ele também trabalha com a construção de baluns magnéticos, que são dispositivos usados para adaptar a impedância entre a antena e o transmissor, melhorando a eficiência da transmissão2. Comunidade: Leithold é ativo na comunidade de radioamadores, participando de eventos e trocando informações com outros entusiastas. Ele utiliza suas habilidades para contribuir com a ciência e a educação, aplicando seus conhecimentos em física e eletrônica. Recursos e Publicações Leithold mantém um blog onde compartilha suas experiências e pesquisas no campo do radioamadorismo. Ele também publica artigos e tutoriais sobre a construção e otimização de antenas e outros equipamentos de rádio3. O professor Ângelo Antônio Leithold tem várias referências acadêmicas e citações em diferentes áreas do conhecimento. Ele é citado em trabalhos sobre geofísica, astrofísica, eletrônica e educação, entre outros. Aqui estão alguns exemplos de onde suas obras e citações podem ser encontradas: Geofísica e Astrofísica: Leithold é frequentemente citado em estudos sobre a Anomalia Magnética do Atlântico Sul e a propagação de ondas de rádio1. Eletrônica e Radioamadorismo: Seus trabalhos sobre antenas e baluns magnéticos são amplamente referenciados em publicações técnicas e blogs especializados2. Educação e Pedagogia: Ele também é citado em artigos e teses sobre metodologia científica e tecnologia educacional3. Essas referências estão disponíveis em diversas plataformas acadêmicas e sites especializados, como Google Scholar, Academia.edu e em blogs pessoais do próprio professor123.