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O sol. A origem do Sol. Uma nuvem de gás em contracção

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Presentation Transcript
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A origem do Sol

Uma nuvem de gás em contracção

Há cerca de cinco biliões de anos, uma nublosa (uma concentração d gases e poeiras luminosas) começou a aglutinar-se e a contrair-se. Tal como aconteceu com a massa da pizza que se põe a girar no ar, esta nublosa transformou-se num disco achatado, com um bojo no centro.

A força da gravidade

Enquanto a nublosa continuava a girar, a força da gravidade atraia matéria para o centro. Cada vez mais átomos de gás caíam no núcleo, aumentando a sua densidade e a sua temperatura. Em consequência disso, o núcleo interior ficou incandescente.

Quase uma estrela

Ao contrair-se ainda mais, o núcleo incandescente ficou com um tamanho 50 vezes superior ao que o sol tem hoje. Continuaram a cair átomos no núcleo, onde a intensidade da força da gravidade começou aesmaga-los.

Nasce uma estrela

Depois de ter diminuído durante 10 milhões de anos, o Sol recém-nascido estabilizou com um tamanho ligeiramente superior ao actual. A temperatura do núcleo tinha atingido os 10 milhões de graus kelvin e iniciaram-se as reacções nucleares.

O sol actual

Actualmente com 4,6 biliões de anos, o Sol já queimou cerca de metade do hidrogénio do seu núcleo. Este processo prolongar-se-á por mais cinco biliões de anos.

a evolu o do sol ao longo dos tempos

Idade do sol

Luminosidade

Diâmetro

Temperatura do núcleo

1.000 anos

500 vezes superior á actual

72 milhões de km

15.000 graus K

10.000 anos

90 vezes superior á actual

29 milhões de km

75.000 graus K

100.000 anos

10 vezes superior á actual

11 milhões de km

800.000 graus K

1 milhão de anos

O dobro da actual

6.5 milhões de km

4 milhões de graus K

100 milhões de anos

Dois terços da actual

1.300.00 km

15 milhões de graus K

4.6 biliões de anos (hoje)

O dobro da das estrelas médias da galáxia

1.391.960 km

15 milhões de graus K

A evolução do sol ao longo dos tempos
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De que é feito o sol?

Como uma cebola incandescente, 110 vezes maior do que a Terra, o sol é constituído por várias camadas em torno do de um núcleo. O hidrogénio constitui cerca de três quartos do sol e o hélio cerca de um quarto, restando uma pequena fracção de outros elementos. A quantidade total de matéria do sol, ou massa, é pequena quando comparada com o volume ou a quantidade de espaço que ocupa, o que significa que tem uma densidade baixa. Mas no núcleo, a matéria está tão densamente comprimida que um pedaço do tamanho de uma noz pesaria mais que uma melancia. A energia proveniente do fogo do núcleo erradia através de uma camada intermédia. Seguidamente há uma zona de convecção que transfere o calor da região interior para a superfície ou fotosfera, a parte do sol visível da Terra. Acima da fotosfera ficam duas camadas de atmosfera: a cromosfera e a coroa, que normalmente não são visíveis.

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A estrutura do sol

O sol é fundamentalmente composto por hidrogénio (cerca de 70%), hélio (cerca de 29%), e uma certa quantidade de elementos pesados (cerca de 1%).

O núcleo do Sol, de 400 000 km de diâmetro, é a região da estrela em que se concentram cerca de 60% da sua massa, com uma temperatura da ordem dos 25 milhões de graus. Nesta região ocorrem os processos termonucleares que geram a energia emitida pelo Sol e que é radiada em direcção à superfície, até uma distância de 100 000 km do seu centro, região a partir da qual emerge até à superfície da estrela por convecção da matéria que forma as camadas situadas por cima do núcleo (região convectiva): A região situada por cima dela, a fotosfera, tem uma temperatura de 6000º e apresenta um aspecto sarapintado devido à estrutura celular que é atribuída a fortes correntes verticais de convecção (com velocidades de até um 1km/s) e que recebe o nome de granulação. Nessa região produzem-se as manchas solares. A região situada por cima da fotosfera, a cromosfera, é quase transparente à passagem da energia solar, tem vários milhares de quilómetros de espessura, e a temperatura aumenta até alcançar 45 000º no fundo e um milhão de graus nas camadas exteriores, enquanto a densidade da matéria que a compõe (gases altamente rarefeitos) vai decrescendo. A região mais externa do Sol é a chamada coroa solar e estende-se pelo meio interplanetário onde o vento solar transporta as partículas atómicas até aos confins do sistema. Tem uma espessura de poucos quilómetros. Apresenta duas camadas bem diferenciadas, a interna ou coroa interior, composta por correntes de partículas atómicas que seguem as linhas do campo magnético da superfície solar, e a externa ou coroa exterior, com uma temperatura ainda elevada, de um milhão de graus, embora a densidade das partículas que a formam seja muito menor em comparação com a interior.

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As manchas solares

As manchas solares são manchas escuras que aparecem na superfície do Sol, devidas, segundo se crê, a depressões da fotosfera solar e foram descobertas por Galileu Galilei e David Fabricius (1564-1617) em 1610. A sua estrutura é composta por um núcleo escuro, chamado sombra, rodeado por um halo mais claro que tem o nome de penumbra.

As manchas desenvolvem-se a partir de pequenos poros e estendem-se frequentemente por grandes superfícies, formando grupos. A vida das manchas solares vai de alguns dias até vários meses.

Actualmente, considera-se que têm a sua origem em processos turbulentos de correntes nas quais se geram campos magnéticos que chegam a alcançar intensidades enormes; a temperatura no

núcleo das manchas é aproximadamente 1500º mais baixa do que a da fotosfera.

O fenómeno da aparição de manchas solares associa-se igualmente ou das fagulhas, zonas de forma irregular compostas por nuvens de hidrogénio de elevada temperatura e grande luminosidade.

Várias manchas solares

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Na fotografia em cima, está representado o número de manchas solares do actual ciclo solar que parece ter atingido um máximo em meados do ano 2002 e novamente, no final do ano de 2001.

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Os eclipses do sol

Os eclipses do Sol são fenómenos que se produzem quando a Lua se interpõe entre ele e a Terra. Podemos distinguir três tipos diferentes de eclipses do Sol, dependendo da posição que a Terra ocupa dentro do cone de sombra criado pela interposição da Lua e que se divide em duas partes diferenciadas: a sombra e a penumbra.

Quando as dimensões do Sol e da Lua são exactamente iguais a partir da Terra, produz-se o chamado eclipse total. Quando a Terra se encontra situada para além do vértice do cone de sombra, produz-se um eclipse anular, pois neste caso o tamanho aparente da Lua é um pouco menor que o do Sol, pelo que este cobre apenas parte daquele, deixando a descoberto a fotosfera solar e formando um anel brilhante ao longo do bordo lunar. Finalmente, pode verificar-se o eclipse parcial, durante o qual a Terra apenas penetra parcialmente no cone de penumbra.

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O que faz o sol brilhar?

O núcleo do Sol arde com uma intensidade muito superior a qualquer fogo terrestre. O seu calor e a sua luz provêm da fusão nuclear, um processo que funde núcleos atómicos mais leves com os mais pesados. As reacções da fusão também convertem a massa em energia, de acordo com a famosa equação de Albert Einstein: E=mc2 (a energia é igual à massa vezes o quadrado da velocidade da luz). No núcleo do Sol, o hidrogénio funde-se com o hélio, convertendo entre 3 a 4 milhões de toneladas de massa em energia, em cada segundo.

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A fusão nuclear

O núcleo de um átomo contém um ou mais protões e pode conter um ou mais neutrões.

Os electrões gravitam em torno do núcleo.

No interior do Sol, a pressão e o calor intensos libertam os electrões, deixando um caldeirão de núcleos expostos. A pressão e o calor também esmagam protões, forjando núcleos de hélio a partir de núcleos de hidrogénio, em três fases.

Primeiro, dois núcleos de hidrogénio, que são dois protões, fundem-se para formarem um núcleo de neutrão e libertam um protão e um neutrão.

Depois, o neutrão, ou núcleo de hidrogénio pesado, une-se a outro protão, para se transformar em hélio leve, libertando energia sob a forma de raio gama. Por fim, fundem-se dois núcleos de hélio leve, libertando dois dos protões.

O núcleo de hélio daí resultante, constituído por dois protões e dois neutrões, contém pouco menos massa que a que os protões tinham originalmente - massa que foi convertida em energia

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Trabalho elaborado por:

Bruno Miguel 10ºA nº3

Tiago Alexandre 10ºA nº22

Fim