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I.A.A



PIBID 2/UEL
                GILBERTO C. SANZOVO
              UEL/Departamento de Física
TERRA

        • Terceiro planeta do Sistema Solar
               dTS = 1,0 UA (= 149.600.000 km).


        • Mesma idade do SS (4,6 bilhões de anos).


• Origem  contração gravitacional da nebulosa primitiva (em
                                    rotação) de gás e poeira.

 • Estrutura e constituição    investigação realizada pelos
                                     geofísicos e geólogos.
ESTRUTURA DA TERRA
a) Núcleo
                 parte mais interna do planeta
                 conhecimento obtido por meio da Sismologia

 núcleo interno de Fe sólido com uma extensão de
   ~ 1.300 km, contornado por uma camada líquida de
            níquel e ferro, com cerca de 2.200 km de
                   espessura
              fonte do campo magnético terrestre (efeito dínamo)

nas proximidades da superfície  campo magnético dipolar
    semelhante àquele produzido por ímãs permanentes
         mecanismo de dínamo gerado por correntes do núcleo
                              externo

 essas correntes possuem centenas de quilômetros de espessura e se
  movem à milhares de km/h, na medida em que a Terra gira. Se a Terra
  girasse mais rápido, o campo magnético seria maior. Do mesmo modo,
  se o núcleo líquido fosse maior, o campo também o seria!
Campo magnético bipolar próximo à superfície
b) Manto

 parece possuir uma espessura de ~ 3.000 km

   matéria no estado líquido, com elevadas temperaturas

      vulcões expelem suas lavas a partir do manto terrestre
            (as lavas são os únicos materiais com os quais temos
                    contato direto com o interior do planeta)



  densidade média de ~ 4 vezes a densidade da água
     temperaturas diferenciadas

             justificam estado permanente de movimentos que
                    favorecem a origem dos vulcanismos e outros
                            fenômenos geológicos como deriva dos
                                    continentes.
c) Crosta



 possui espessura variável, não excedendo 40 km.

   parte sólida da Terra, constituída de rochas e minerais.




       Composição química: ~ 47% O e ~ 28% Si

         formações montanhosas, planícies, planaltos, vales
                e outras formações orográficas
d) Atmosfera

  camada mais externa da Terra.
   inicia-se junto à crosta onde a densidade é máxima e vai
            decrescendo à medida que afastamos do solo.

             limite externo confunde-se com os gases rarefeitos do
                   Meio Interplanetário.


 ~ 90% da massa total atmosférica localiza-se nos 20 km
     mais próximos do solo (e 99,9 % nos primeiros 50 km).

      acima de 100 km  1/1000 da massa total.
            acima de 1.000 km  ~ 10-13 da massa total.

       maior parte dos fenômenos atmosféricos ocorre na baixa
             atmosfera (troposfera).
constituição da atmosfera  partículas sólidas
                                  +
                               massas líquidas
                                       +
                                   elementos gasosos

  somente em condições especiais os gases combinam-se através de
       reações fotoquímicas. Via de regra eles comportam-se como
              simples misturas.

  Atmosfera Superior  gases rarefeitos com elevadas T´s.
     plasma concentrando extraordinárias quantidades de energia.

Modelagem dos fenômenos atmosféricos
 difícil, em face da presença de todos os estados da matéria, das
mudanças de fase, das reações químicas e fotoquímicas, dos distintos
regimes de escoamentos, etc. Todos estes fatores complicam os
prognósticos e diagnósticos dos fenômenos atmosféricos.
Atmosfera terrestre  + tênue de todas as camadas da
     Terra. Sua massa é ~ 1.000.000 vezes menor que
            a massa sólida do Planeta.

Densidade (nível do mar)  ~ 1/1.000 daquela apresentada
                  pelas rochas

 Composição dos gases permanentes atmosféricos 
                 N2  78,04%
                 O2  20,948%
                 Ar  0,934%
                 Ne  1,818x10-3 %
                 He  5,24x10-4 %
                CH4  2,00x10-4 %
                  Kr  1,14x10-4 %
                  H2  0,5x10-4 %
                  Xe  0,084x10-4 %
Constituintes atmosféricos variáveis

               vapor d´água (H2O)  0 a 7%
              dióxido de carbono (CO2)  0,03%
                    ozônio (O3)  0 a 0,01%
                dióxido de enxofre (SO2)  0 a 0,0001%
             dióxido de nitrogênio (NO2)  0 a 0,0001%

   Importância dos Constituintes Variáveis Atmosféricos

Vapor d´água (H2O)
   matéria prima na formação das nuvens.
    meio de transporte de calor na atmosfera.
      agente termorregulador do efeito estufa (é transparente
            à radiação de ondas curtas e eficiente absorvedor
                   da radiação infravermelha).
Dióxido de carbono (CO2)  agente termorregulador (eficiente
                   absorvedor da radiação infravermelha)

        a crescente emissão de CO2 para a atmosfera pode causar um
                     desequilíbrio climático do globo  sobrevivência da
                                      humanidade


Ozônio (O3)  pouco abundante nas proximidades da
                       superfície
     abundância aumentou nas últimas décadas em virtude das
          atividades industriais e da queima de combustíveis
                       fósseis  nesse caso, passa a ser poluente em
                               virtude de seu poder oxidante.

  Papel relevante para os seres vivos  absorve radiação UV solar na
                                      faixa de 240,0 a 320 nm

       a incidência dessa radiação provocaria morte de organismos
              unicelulares e das células superficiais de plantas e animais.
 a radiação UV solar também pode danificar o material
   genético (DNA) das células  incidência de câncer de pele.

                     Teoria fotoquímica do Ozônio
                          O2 + hn (l < 242,3 nm)  O + O
 [é a fotodissociação do oxigênio. Ocorre à ~ 50 km de altiitude, onde a radiação UV
             é quase que totalmente absorvida e a temperatura vale 280 K]

                              O + O2 + M  O3 + M
 [essa reação ocorre principalmente entre 15 e 30 km de altitude e exige a presença
 do O atômico liberado na primeira reação. A temperatura do meio é de ~220 K, e M é
                   um catalizador (espécie molecular não-reativa)].

                        O3 + hn (l < 110,0 nm)  O2 + O
 [é a reação de fotodissociação do ozônio. Em virtdude da presença suficiente do
 oxigênio molecular entre 15 e 30 km. O oxigênio atômico liberado nesta reação
        volta a se combinar com o O2 para produzir o ozônio, novamente]

                              O + O3 + M  O2 + O2
     [reação que ocorre nos níveis mais elevados da atmosfera e representa a
           destruição do ozônio por colisões com o oxigênio atômico].
Equilíbrio Fotoquímico na camada do ozônio  a taxa de
       formação é igual à taxa de destruição.

Pelas reações do Ciclo do Ozônio
     O3 desempenha importante papel no aquecimento da
            alta atmosfera  absorção das radiações UV,
                   visível e IV do EE.

                             Ação do Homem
Substâncias lançadas na atmosfera  Óxido de Nitrogênio (NO) e o cloro (Cl)
        NO (liberado em explosões nucleares, aviões supersônicos)
         Cl  derivado dos clorofluorcarbonos, principalmente o “freon 11”
                         (CFCl3) e o “freon-12” (CF2Cl2), usados em
                                   “sprays” e em sistemas de refrigeradores,
                                            respectivamente.


      Ao subirem na atmosfera os “freons” são destruídos pela radiação UV e liberam Cl
               que destroi o ozônio em reações do tipo
                         Cl + O3  ClO + O2
                          ClO + O  Cl + O2
ESTRUTURA SOLAR (Cont.)
PEQUENO “REVIEW” DO SOL


SOL  grande esfera de gás incandescente em cujo núcleo
     se processam as reações termonucleares

          fonte para o conhecimento que temos de outras estrelas.



Características Básicas  M = 1,989 x 1033g; R = 6,960 x 108 m;
                            r = 1409 kg/m3;     rc = 1,6 x 105 kg/m3;
                    1,0 UA = 1,496 x 108 km;    L = 3,9 x 1033 ergs/s;
                            Tef = 5780 K;       Tc = 1,5 x 107 K;
                            Mbol =+4,72;        MV = 4,79;
                             TS = G2 V;         (B – V) = 0,62; (U-B) = 0,10;
                        (Prot)equador = 25 d;    (Prot lat = 60o) = 29 d


                Composição química: H (91,2%); He (8,7%); O(0,078%), etc.
• ESTRUTURA DO SOL

    a) Interior (dividido em camadas)  centro até a superfície
                conhecimento deduzido da heliossismologia e
                      dos modelos estelares teóricos
    b) Atmosfera  conhecimento deduzido diretamente das
                      observações em vários comprimentos de
                             onda.

a) Interior  núcleo ( ~ 10% da massa do Sol = ¼ do raio)
     local onde ocorrem as reações termonucleares ( 4 p  1 He)
                T decresce de ~15 até ~ 7 x 106 graus.

   camada radiativa  da borda do núcleo até ~ 70% do raio 
     local onde a energia flui sendo absorvida e re-emitida pelos
             íons do plasma  tempo (~ 100 mil até 1 milhão
                    anos)  T decresce de 7 para 2 x 106 graus).
Interface  Tacoclina  espessura menor que 1% do raio do Sol

         “tacoclina”, do grego “thacos” (variação de velocidade
           do plasma)  local onde se geram os campos magnéticos.

   Camada Convectiva (~ 200.000 km abaixo da superfície)
        T decresce para ~ 10.000 oC , local onde se formam íons
             hidrogênio, carbono, nitrogênio, oxigênio e ferro, pelo
                     transporte convectivo.
       os movimentos convectivos podem ser visualizados na
             superfície através das estruturas granulares (grânulos)
                     ou “borbulhos”, tais como a fervura da água,
                             com extensões ~ 1.000 km, em média.

O plasma ascende pelo centro de cada grânulo, perde sua energia para
      o exterior e, uma vez resfriado, desce de volta pelas bordas do
              grânulo, para o interior, onde se aquece e começa novo
                     ciclo.
b) Atmosfera  região completamente opaca à emissão visível.

       Fotosfera  ~ 300 km  T ~ 6.000 K.
       Cromosfera  visível em eclipses solares e em ls (óptico,
           UV e rádio) ~ 300 a ~ 2.000 km  temperatura de
                  algumas dezenas de milhares de graus.
       Região de Transição  aumento brusco na temperatura.
       Coroa Solar  mais extensa, alcança o meio interplanetário
             observada com coronógrafos (dispositivos que
                  bloqueiam o disco simulando eclípses)
            observada com raios X (T de vários milhões K).



          Campo Magnético e linhas de Força do Campo
                     B ~ 0,01 T (~ 100 BT)
• Reações termonucleares no núcleo
       em cada segundo, 700 milhões toneladas de H
         695 milhões toneladas de He + 5 milhões toneladas de
               energia.

        [4 m(H) – m(He)]/m(He) = [4 x 1,0078 – 4,0026]/4,0026 = 0,0071 uma
      DE = Dmc2 = 0,0071 x 1,989 x 1032 x (2,9979248 x 1010)2 = 1,269 x 1051 ergs
            1,269 x 1051 ergs  quantidade de energia disponível no “core”

    L = 3,8 x 1033 ergs/s  a energia disponível pode ser “gasta” em 3,34 x 10 17 s!

               tempo de vida do Sol  10,5 mil milhões de anos !


• Idade ~ 4,6 bilhões de anos  estrela na metade da sua vida útil

    Em 2004 o BR gerou 8,7x1010 W de energia (usinas hidrelétricas ,
   termelétricas e nuclear)  para que conseguíssemos obter a energia
   liberada pelo Sol em cada segundo teríamos que colocar em
   funcionamento todas as usinas brasileiras durante 150 milhões de anos!
ESTRUTURA SOLAR (Cont.)

Cromosfera  não é visível uma vez que sua radiação é muito mais
                     fraca do que a atmosfera
       Observação  por ocasião dos eclipses. Borda avermelhada em
                   virtude da emissão da linha Ha (656,3nm) do H.

         Espículos (jatos de gás que se elevam a até 10.000 km acima
                      da borda da cromosfera e duram poucos minutos)
                visualizadas contra o disco solar, as espículas aparecem
                      como filamentos escuros; já nas bordas do disco solar
                               são observadas como labaredas brilhantes.

         A temperatura cromosférica varia entre 4.300 (base) a mais de
              40.000 K, à 25.000 km de altura.

                 Provável fonte de aquecimento: campos magnéticos variáveis,
               formados na fotosfera e transportados para a coroa por correntes
               elétrica, deixando parte de sua energia na cromosfera.
ESTRUTURA SOLAR (Cont.)

Coroa Solar  camada mais externa e mais rarefeita da atmosfera
       Observação  eclipses e coronógrafos
       Espectro  linhas de emissão produzidas por átomos de Fe, Ni,
                      Ne e Ca altamente ionizadas  elevadas
                              temperaturas (T ~ 1.000.000 K)

       Provável fonte de aquecimento  transporte de energia por correntes
                         elétricas induzidas por campos magnéticos variáveis

       Vento Solar  fluxo contínuo de partículas que acarretam em uma
               perda de massa por parte do Sol de ~ 10-13 Ms ao ano.
               O vento solar que atinge a Terra ( ~ 7 prótons/cm3, com v ~ 400
                        km/s) é capturado pelo campo magnético do nosso
                                 planeta (ver próxima Seção).

       Ejeções de Massa Coronal  grandes ejeções de massa, associadas
               às explosões e proeminências  quando atingem a Terra
                        causam muitos danos (ver próxima Seção).
RELAÇÕES SOLARES-TERRESTRES
        influência do Sol e sua atividade no ambiente Terra
       causa  explosões solares e ejeção de massa coronal


              CINTURÕES DE VAN ALLEN
 A magnetosfera terrestre aprisiona as partículas do vento
     solar que golpeiam a atmosfera da Terra diariamente

Por causa do vento solar a parte diurna da magnetosfera
      terrestre é comprimida alcançando, em média 10 RT
              ponto subsolar
             (em tempos de muita atividade solar  5 RT)

lado oposto (noturno)  magnetosfera com cerca de 100 RT
MAGNETOSFERA TERRESTRE DISTORCIDA PELA AÇÃO DO SOL
1958  contador Geiger à bordo de um satélite identificou a
     presença de dois cinturões, em forma toroidal, com
           partículas aprisionadas em seus interiores.

     partículas aprisionadas  espiralam, em movimento de
            vai-e-vem entre os polos Sul e Norte magnético.


Presença de 2 cinturões:
     a) mais interno  entre 500 e 13.000 km, composto
     de prótons provenientes de raios cósmicos galácticos (e
            do Sol) e elétrons menos energéticos.

      b) mais externo  entre 3 e 6RT , composto de elétrons
            muito energéticos.
VARIABILIDADE DE BT
Polaridade do campo de dipolo magnético terrestre  inverte
       seu sentido, em média, a cada 250.000 anos

                (nos últimos 76.000.000 anos ocorreu cerca de
                       170 reversões deste tipo)

       evidências  estudo das marcas deixadas nas placas
             tectônicas encontradas no fundo do Oceano
                    Atlântico
Polos magnéticos terrestres  movem-se ao longo dos anos
      atualmente  ártico canadense, com movimento para o
            norte e v = 10 km/ano

          (Diariamente, ele perambula por várias dezenas de metros, devido à
  mudanças nas correntes elétricas no interior da Terra, bem como às correntes
            induzidas na ionosfera afetadas pela atividade solar.)
A CAMADA DE OZÔNIO

 Radiação UV solar  responsável pela produção e destruição do O3.
                   causa catarata, mutações genéticas e câncer.


Conforme vimos, quando a radiação UV de 242 nm interage com
      moléculas de oxigênio (O2), estas são dissociadas em dois
            átomos de oxigênio que podem recombinar com
                  novas moléculas de oxigênio para formarem,
                         novamente o ozônio.


 A cada 11 anos  Sol em atividade máxima (número máximo de
        manchas solares)  aumento do fluxo de radiação UV  aumento,
              de 1 a 2% da quantidade de ozônio  esse aumento é
                      comparável àquela diminuição provocada pela ação
                             do homem.
Imagens da NASA sobre buraco na camada de Ozônio
                 (Antártida)
AURORAS POLARES


Partículas energéticas resultantes das EMC´s que conseguem
      penetrar na atmosfera pelas regiões polares  colidem
              com átomos de oxigênio e nitrogênio à ~ 150 km de altura,
                     excita-os e ao desexcitarem emitem radiação
                             luminosas


       Oxigênio  luz verde e vermelha
       Nitrogênio  luz azul e rósea

Resultado  belo espetáculo visual na forma de névoas multicoloridas
                      – as auroras (boreal, no H. C. Norte, e austral,
                      no Hemisfério Celeste Sul)

      As auroras são muito frequentes em períodos de máxima
                 atividade solar
Auroras Boreais: interação das partículas energéticas solares com
          átomos e moléculas da atmosfera superior.
IONOSFERA E COMUNICAÇÕES DE LONGA DISTÂNCIA

 Ionosfera  camada mais externa da atmosfera da Terra
                (início por volta de 80 km)

  Composta por partículas carregadas, diferentemente
  do resto da atmosfera (átomos & moléculas neutras)

           formada a partir da ionização dos
  constituintes atmosféricos pela radiação UV solar

 baixa atmosfera terrestre  p & T decrescem com a
        altitude

 Ionosfera  raios X e UV solar revertem essa situação
       de modo que são alcançadas altas temperaturas
              (~ 80 oC)
Partículas carregadas ionosféricas  interagem c/ a
radiação proveniente do espaço ou do próprio planeta,
refletindo-a tal qual um espelho  dependência com a
     frequência de plasma (densidade de elétrons)


                                ������ 2 ������������
                      n������ =   4������2 ������0 ������������



OR provenientes do Sol com frequências menores que a frequência
 de plasma (acima) são refletidas no topo da atmosfera da Terra
         não conseguem penetrar na baixa atmosfera

 Ondas de baixa frequência (menores que a frequência de plasma)
   são refletidas nas várias camadas da ionosfera  podem ser
                  captadas por receptores no solo
Principais camadas refletoras
          Camada D (até 50 km)  refletem ondas longas
  Camada E (entre 50 km e 150 km)  refletem ondas médias
  Camada F (entre 150 km e 400 km)  refletem ondas curtas


Aviões  voam através da Troposfera à menos de 10 km de altitude

             Balões  Estratosfera (entre 10 e 50 km)

     Auroras ocorrem na baixa Ionosfera (entre 80 e 100 km)

Satélites situam-se na Exosfera, à mais de 600 km de altura do solo


Como a Ionosfera depende do fluxo ionizante dos raios UV do Sol,
quando o Sol está ativo, o fluxo UV também aumenta  aumenta
             ainda mais a temperatura ionosférica
 aumento da densidade eletrônica  varia a altura com que uma onda
            de rádio será refletida de volta para o solo

   interrupção momentânea das transmissões onde elas deveriam
                  ser captadas pelos receptores!!!
SATÉLITES & ASTRONAUTAS EM ÓRBITA

   Magnetosfera & Atmosfera terrestre  proteção contra a
                             radiação e as partículas energéticas

      Magnetosfera  desvia a maior parte das partículas do Vento Solar
             e das EMC´s
      Atmosfera  absorve a radiação UV e os raios-X penetrantes.

E os astronautas que trabalham no espaço e no ISS?
        estão sujeitos a desenvolver catarata, câncer de
      pele e, até mesmo, receber dose fatal de radiação se
      estiverem fora da ISS por ocasião de uma explosão
             solar

    1.972  astronautas da Apollo escaparam por pouco
    de serem atingidos pela radiação de um “burst” solar,
    que leva, em média, 8 min para alcançar a Terra
Partículas ejetadas das EMC´s  produzem aumento na densidade
       eletrônica na ionosfera terrestre  gera atritos que podem alterar
                órbitas de satélites ou, até mesmo, fazer com que percam
                         energia e caiam prematuramente.



EMC´s + Vento Solar  penetram na atmosfera da Terra           pelos
       polos e alteram a ionosfera causando interrupções nos sinais de
               satélites. As comunicações via rádio também são afetadas
                        uma vez que a altura onde a OEM reflete é
                                alterada.


 Sociedade Atual  muito dependente da tecnologia espacial

        (satélites de comunicação, navegação aérea e marítmica,
                 telefonia, transações financeiras, previsão do tempo,
                          etc.)
Por todas essas consequências aqui na Terra  necessidade
       que sejamos capazes de prever quando ocorrerão as EMC´s!

       Radiação das explosões  8 min para chegar à Terra
       Partículas criadas pelas explosões  1 h (ou menos)
       Campos magnéticos associados às EMC´s (p+ e e-)  de 1 a 4 dias




Terra bombardeada pela atividade solar  correntes induzidas
que afetam as linhas de transmissão, queima transformadores, etc.

       Março de 1989  Montreal (CAN) sofreu um apagão de cerca de 9 horas
               com o corte no fornecimento de energia elétrica
COSMOCLIMATOLOGIA & AQUECIMENTO
                GLOBAL
   Nuvem  conjunto visível de minúsculas partículas de água líquida
      ou de gelo, ou de ambas ao mesmo tempo, em suspensão na
              atmosfera
               o conjunto também pode conter partículas de água
                      líquida ou de gelo em maiores dimensões, além de
                               partículas procedentes (vapores industriais,
                                        fumaças e poeiras)

Condensação do vapor d´água  depende da quantidade de vapor
      d´água presente na nuvem além dos núcleos de condensação
             (partículas em torno das quais o vapor d´água se condensa)

      exemplos de núcleos de condensação  cloreto de sódio (NaCl),
                             produtos de combustão (ácido nítrico e
                                            ácido sulfúrico)
   Importante  sem a presença dos nc´s, não ocorre a formação das
                     gotículas d´água
Cosmoclimatologia  raios cósmicos galácticos são eficientes agentes
      que atuam na formação dos nc´s  influenciam na formação das
              nuvens da baixa atmosfera.


Quando o Sol está em sua atividade máxima  a magnetosfera
      da Terra (parte diurna voltada para o Sol) se comprime e expulsa
              para longe essa ação dos RC´s!

                      menor cobertura de céu (menor número de
                                                         nuvens)

                              maior aquecimento da superfície da
                                    Terra por parte da radiação solar

                                      contribuição para com o
                                             aquecimento global.

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Terceira aula 1º parte

  • 1. I.A.A PIBID 2/UEL GILBERTO C. SANZOVO UEL/Departamento de Física
  • 2. TERRA • Terceiro planeta do Sistema Solar dTS = 1,0 UA (= 149.600.000 km). • Mesma idade do SS (4,6 bilhões de anos). • Origem  contração gravitacional da nebulosa primitiva (em rotação) de gás e poeira. • Estrutura e constituição  investigação realizada pelos geofísicos e geólogos.
  • 4. a) Núcleo  parte mais interna do planeta conhecimento obtido por meio da Sismologia  núcleo interno de Fe sólido com uma extensão de ~ 1.300 km, contornado por uma camada líquida de níquel e ferro, com cerca de 2.200 km de espessura  fonte do campo magnético terrestre (efeito dínamo) nas proximidades da superfície  campo magnético dipolar semelhante àquele produzido por ímãs permanentes  mecanismo de dínamo gerado por correntes do núcleo externo  essas correntes possuem centenas de quilômetros de espessura e se movem à milhares de km/h, na medida em que a Terra gira. Se a Terra girasse mais rápido, o campo magnético seria maior. Do mesmo modo, se o núcleo líquido fosse maior, o campo também o seria!
  • 5. Campo magnético bipolar próximo à superfície
  • 6. b) Manto  parece possuir uma espessura de ~ 3.000 km  matéria no estado líquido, com elevadas temperaturas  vulcões expelem suas lavas a partir do manto terrestre (as lavas são os únicos materiais com os quais temos contato direto com o interior do planeta)  densidade média de ~ 4 vezes a densidade da água  temperaturas diferenciadas  justificam estado permanente de movimentos que favorecem a origem dos vulcanismos e outros fenômenos geológicos como deriva dos continentes.
  • 7. c) Crosta  possui espessura variável, não excedendo 40 km.  parte sólida da Terra, constituída de rochas e minerais.  Composição química: ~ 47% O e ~ 28% Si  formações montanhosas, planícies, planaltos, vales e outras formações orográficas
  • 8. d) Atmosfera  camada mais externa da Terra.  inicia-se junto à crosta onde a densidade é máxima e vai decrescendo à medida que afastamos do solo.  limite externo confunde-se com os gases rarefeitos do Meio Interplanetário.  ~ 90% da massa total atmosférica localiza-se nos 20 km mais próximos do solo (e 99,9 % nos primeiros 50 km). acima de 100 km  1/1000 da massa total. acima de 1.000 km  ~ 10-13 da massa total.  maior parte dos fenômenos atmosféricos ocorre na baixa atmosfera (troposfera).
  • 9. constituição da atmosfera  partículas sólidas + massas líquidas + elementos gasosos  somente em condições especiais os gases combinam-se através de reações fotoquímicas. Via de regra eles comportam-se como simples misturas. Atmosfera Superior  gases rarefeitos com elevadas T´s.  plasma concentrando extraordinárias quantidades de energia. Modelagem dos fenômenos atmosféricos  difícil, em face da presença de todos os estados da matéria, das mudanças de fase, das reações químicas e fotoquímicas, dos distintos regimes de escoamentos, etc. Todos estes fatores complicam os prognósticos e diagnósticos dos fenômenos atmosféricos.
  • 10. Atmosfera terrestre  + tênue de todas as camadas da Terra. Sua massa é ~ 1.000.000 vezes menor que a massa sólida do Planeta. Densidade (nível do mar)  ~ 1/1.000 daquela apresentada pelas rochas Composição dos gases permanentes atmosféricos  N2  78,04% O2  20,948% Ar  0,934% Ne  1,818x10-3 % He  5,24x10-4 % CH4  2,00x10-4 % Kr  1,14x10-4 % H2  0,5x10-4 % Xe  0,084x10-4 %
  • 11. Constituintes atmosféricos variáveis vapor d´água (H2O)  0 a 7% dióxido de carbono (CO2)  0,03% ozônio (O3)  0 a 0,01% dióxido de enxofre (SO2)  0 a 0,0001% dióxido de nitrogênio (NO2)  0 a 0,0001% Importância dos Constituintes Variáveis Atmosféricos Vapor d´água (H2O)  matéria prima na formação das nuvens.  meio de transporte de calor na atmosfera.  agente termorregulador do efeito estufa (é transparente à radiação de ondas curtas e eficiente absorvedor da radiação infravermelha).
  • 12. Dióxido de carbono (CO2)  agente termorregulador (eficiente absorvedor da radiação infravermelha)  a crescente emissão de CO2 para a atmosfera pode causar um desequilíbrio climático do globo  sobrevivência da humanidade Ozônio (O3)  pouco abundante nas proximidades da superfície  abundância aumentou nas últimas décadas em virtude das atividades industriais e da queima de combustíveis fósseis  nesse caso, passa a ser poluente em virtude de seu poder oxidante.  Papel relevante para os seres vivos  absorve radiação UV solar na faixa de 240,0 a 320 nm  a incidência dessa radiação provocaria morte de organismos unicelulares e das células superficiais de plantas e animais.
  • 13.  a radiação UV solar também pode danificar o material genético (DNA) das células  incidência de câncer de pele. Teoria fotoquímica do Ozônio O2 + hn (l < 242,3 nm)  O + O [é a fotodissociação do oxigênio. Ocorre à ~ 50 km de altiitude, onde a radiação UV é quase que totalmente absorvida e a temperatura vale 280 K] O + O2 + M  O3 + M [essa reação ocorre principalmente entre 15 e 30 km de altitude e exige a presença do O atômico liberado na primeira reação. A temperatura do meio é de ~220 K, e M é um catalizador (espécie molecular não-reativa)]. O3 + hn (l < 110,0 nm)  O2 + O [é a reação de fotodissociação do ozônio. Em virtdude da presença suficiente do oxigênio molecular entre 15 e 30 km. O oxigênio atômico liberado nesta reação volta a se combinar com o O2 para produzir o ozônio, novamente] O + O3 + M  O2 + O2 [reação que ocorre nos níveis mais elevados da atmosfera e representa a destruição do ozônio por colisões com o oxigênio atômico].
  • 14. Equilíbrio Fotoquímico na camada do ozônio  a taxa de formação é igual à taxa de destruição. Pelas reações do Ciclo do Ozônio  O3 desempenha importante papel no aquecimento da alta atmosfera  absorção das radiações UV, visível e IV do EE. Ação do Homem Substâncias lançadas na atmosfera  Óxido de Nitrogênio (NO) e o cloro (Cl) NO (liberado em explosões nucleares, aviões supersônicos) Cl  derivado dos clorofluorcarbonos, principalmente o “freon 11” (CFCl3) e o “freon-12” (CF2Cl2), usados em “sprays” e em sistemas de refrigeradores, respectivamente. Ao subirem na atmosfera os “freons” são destruídos pela radiação UV e liberam Cl que destroi o ozônio em reações do tipo Cl + O3  ClO + O2 ClO + O  Cl + O2
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  • 18. PEQUENO “REVIEW” DO SOL SOL  grande esfera de gás incandescente em cujo núcleo se processam as reações termonucleares  fonte para o conhecimento que temos de outras estrelas. Características Básicas  M = 1,989 x 1033g; R = 6,960 x 108 m; r = 1409 kg/m3; rc = 1,6 x 105 kg/m3; 1,0 UA = 1,496 x 108 km; L = 3,9 x 1033 ergs/s; Tef = 5780 K; Tc = 1,5 x 107 K; Mbol =+4,72; MV = 4,79; TS = G2 V; (B – V) = 0,62; (U-B) = 0,10; (Prot)equador = 25 d; (Prot lat = 60o) = 29 d Composição química: H (91,2%); He (8,7%); O(0,078%), etc.
  • 19. • ESTRUTURA DO SOL a) Interior (dividido em camadas)  centro até a superfície  conhecimento deduzido da heliossismologia e dos modelos estelares teóricos b) Atmosfera  conhecimento deduzido diretamente das observações em vários comprimentos de onda. a) Interior  núcleo ( ~ 10% da massa do Sol = ¼ do raio)  local onde ocorrem as reações termonucleares ( 4 p  1 He)  T decresce de ~15 até ~ 7 x 106 graus. camada radiativa  da borda do núcleo até ~ 70% do raio  local onde a energia flui sendo absorvida e re-emitida pelos íons do plasma  tempo (~ 100 mil até 1 milhão anos)  T decresce de 7 para 2 x 106 graus).
  • 20. Interface  Tacoclina  espessura menor que 1% do raio do Sol  “tacoclina”, do grego “thacos” (variação de velocidade do plasma)  local onde se geram os campos magnéticos. Camada Convectiva (~ 200.000 km abaixo da superfície)  T decresce para ~ 10.000 oC , local onde se formam íons hidrogênio, carbono, nitrogênio, oxigênio e ferro, pelo transporte convectivo. os movimentos convectivos podem ser visualizados na superfície através das estruturas granulares (grânulos) ou “borbulhos”, tais como a fervura da água, com extensões ~ 1.000 km, em média. O plasma ascende pelo centro de cada grânulo, perde sua energia para o exterior e, uma vez resfriado, desce de volta pelas bordas do grânulo, para o interior, onde se aquece e começa novo ciclo.
  • 21. b) Atmosfera  região completamente opaca à emissão visível.  Fotosfera  ~ 300 km  T ~ 6.000 K.  Cromosfera  visível em eclipses solares e em ls (óptico, UV e rádio) ~ 300 a ~ 2.000 km  temperatura de algumas dezenas de milhares de graus.  Região de Transição  aumento brusco na temperatura.  Coroa Solar  mais extensa, alcança o meio interplanetário  observada com coronógrafos (dispositivos que bloqueiam o disco simulando eclípses)  observada com raios X (T de vários milhões K). Campo Magnético e linhas de Força do Campo  B ~ 0,01 T (~ 100 BT)
  • 22. • Reações termonucleares no núcleo  em cada segundo, 700 milhões toneladas de H  695 milhões toneladas de He + 5 milhões toneladas de energia. [4 m(H) – m(He)]/m(He) = [4 x 1,0078 – 4,0026]/4,0026 = 0,0071 uma DE = Dmc2 = 0,0071 x 1,989 x 1032 x (2,9979248 x 1010)2 = 1,269 x 1051 ergs 1,269 x 1051 ergs  quantidade de energia disponível no “core” L = 3,8 x 1033 ergs/s  a energia disponível pode ser “gasta” em 3,34 x 10 17 s! tempo de vida do Sol  10,5 mil milhões de anos ! • Idade ~ 4,6 bilhões de anos  estrela na metade da sua vida útil  Em 2004 o BR gerou 8,7x1010 W de energia (usinas hidrelétricas , termelétricas e nuclear)  para que conseguíssemos obter a energia liberada pelo Sol em cada segundo teríamos que colocar em funcionamento todas as usinas brasileiras durante 150 milhões de anos!
  • 23. ESTRUTURA SOLAR (Cont.) Cromosfera  não é visível uma vez que sua radiação é muito mais fraca do que a atmosfera Observação  por ocasião dos eclipses. Borda avermelhada em virtude da emissão da linha Ha (656,3nm) do H.  Espículos (jatos de gás que se elevam a até 10.000 km acima da borda da cromosfera e duram poucos minutos)  visualizadas contra o disco solar, as espículas aparecem como filamentos escuros; já nas bordas do disco solar são observadas como labaredas brilhantes.  A temperatura cromosférica varia entre 4.300 (base) a mais de 40.000 K, à 25.000 km de altura.  Provável fonte de aquecimento: campos magnéticos variáveis, formados na fotosfera e transportados para a coroa por correntes elétrica, deixando parte de sua energia na cromosfera.
  • 24. ESTRUTURA SOLAR (Cont.) Coroa Solar  camada mais externa e mais rarefeita da atmosfera Observação  eclipses e coronógrafos Espectro  linhas de emissão produzidas por átomos de Fe, Ni, Ne e Ca altamente ionizadas  elevadas temperaturas (T ~ 1.000.000 K) Provável fonte de aquecimento  transporte de energia por correntes elétricas induzidas por campos magnéticos variáveis Vento Solar  fluxo contínuo de partículas que acarretam em uma perda de massa por parte do Sol de ~ 10-13 Ms ao ano. O vento solar que atinge a Terra ( ~ 7 prótons/cm3, com v ~ 400 km/s) é capturado pelo campo magnético do nosso planeta (ver próxima Seção). Ejeções de Massa Coronal  grandes ejeções de massa, associadas às explosões e proeminências  quando atingem a Terra causam muitos danos (ver próxima Seção).
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  • 32. RELAÇÕES SOLARES-TERRESTRES  influência do Sol e sua atividade no ambiente Terra causa  explosões solares e ejeção de massa coronal CINTURÕES DE VAN ALLEN  A magnetosfera terrestre aprisiona as partículas do vento solar que golpeiam a atmosfera da Terra diariamente Por causa do vento solar a parte diurna da magnetosfera terrestre é comprimida alcançando, em média 10 RT  ponto subsolar (em tempos de muita atividade solar  5 RT) lado oposto (noturno)  magnetosfera com cerca de 100 RT
  • 33. MAGNETOSFERA TERRESTRE DISTORCIDA PELA AÇÃO DO SOL
  • 34. 1958  contador Geiger à bordo de um satélite identificou a presença de dois cinturões, em forma toroidal, com partículas aprisionadas em seus interiores. partículas aprisionadas  espiralam, em movimento de vai-e-vem entre os polos Sul e Norte magnético. Presença de 2 cinturões: a) mais interno  entre 500 e 13.000 km, composto de prótons provenientes de raios cósmicos galácticos (e do Sol) e elétrons menos energéticos. b) mais externo  entre 3 e 6RT , composto de elétrons muito energéticos.
  • 35.
  • 36. VARIABILIDADE DE BT Polaridade do campo de dipolo magnético terrestre  inverte seu sentido, em média, a cada 250.000 anos (nos últimos 76.000.000 anos ocorreu cerca de 170 reversões deste tipo) evidências  estudo das marcas deixadas nas placas tectônicas encontradas no fundo do Oceano Atlântico Polos magnéticos terrestres  movem-se ao longo dos anos atualmente  ártico canadense, com movimento para o norte e v = 10 km/ano (Diariamente, ele perambula por várias dezenas de metros, devido à mudanças nas correntes elétricas no interior da Terra, bem como às correntes induzidas na ionosfera afetadas pela atividade solar.)
  • 37. A CAMADA DE OZÔNIO Radiação UV solar  responsável pela produção e destruição do O3.  causa catarata, mutações genéticas e câncer. Conforme vimos, quando a radiação UV de 242 nm interage com moléculas de oxigênio (O2), estas são dissociadas em dois átomos de oxigênio que podem recombinar com novas moléculas de oxigênio para formarem, novamente o ozônio. A cada 11 anos  Sol em atividade máxima (número máximo de manchas solares)  aumento do fluxo de radiação UV  aumento, de 1 a 2% da quantidade de ozônio  esse aumento é comparável àquela diminuição provocada pela ação do homem.
  • 38. Imagens da NASA sobre buraco na camada de Ozônio (Antártida)
  • 39. AURORAS POLARES Partículas energéticas resultantes das EMC´s que conseguem penetrar na atmosfera pelas regiões polares  colidem com átomos de oxigênio e nitrogênio à ~ 150 km de altura, excita-os e ao desexcitarem emitem radiação luminosas Oxigênio  luz verde e vermelha Nitrogênio  luz azul e rósea Resultado  belo espetáculo visual na forma de névoas multicoloridas – as auroras (boreal, no H. C. Norte, e austral, no Hemisfério Celeste Sul) As auroras são muito frequentes em períodos de máxima atividade solar
  • 40. Auroras Boreais: interação das partículas energéticas solares com átomos e moléculas da atmosfera superior.
  • 41. IONOSFERA E COMUNICAÇÕES DE LONGA DISTÂNCIA Ionosfera  camada mais externa da atmosfera da Terra (início por volta de 80 km) Composta por partículas carregadas, diferentemente do resto da atmosfera (átomos & moléculas neutras)  formada a partir da ionização dos constituintes atmosféricos pela radiação UV solar baixa atmosfera terrestre  p & T decrescem com a altitude Ionosfera  raios X e UV solar revertem essa situação de modo que são alcançadas altas temperaturas (~ 80 oC)
  • 42. Partículas carregadas ionosféricas  interagem c/ a radiação proveniente do espaço ou do próprio planeta, refletindo-a tal qual um espelho  dependência com a frequência de plasma (densidade de elétrons) ������ 2 ������������ n������ = 4������2 ������0 ������������ OR provenientes do Sol com frequências menores que a frequência de plasma (acima) são refletidas no topo da atmosfera da Terra  não conseguem penetrar na baixa atmosfera Ondas de baixa frequência (menores que a frequência de plasma) são refletidas nas várias camadas da ionosfera  podem ser captadas por receptores no solo
  • 43. Principais camadas refletoras Camada D (até 50 km)  refletem ondas longas Camada E (entre 50 km e 150 km)  refletem ondas médias Camada F (entre 150 km e 400 km)  refletem ondas curtas Aviões  voam através da Troposfera à menos de 10 km de altitude Balões  Estratosfera (entre 10 e 50 km) Auroras ocorrem na baixa Ionosfera (entre 80 e 100 km) Satélites situam-se na Exosfera, à mais de 600 km de altura do solo Como a Ionosfera depende do fluxo ionizante dos raios UV do Sol, quando o Sol está ativo, o fluxo UV também aumenta  aumenta ainda mais a temperatura ionosférica
  • 44.  aumento da densidade eletrônica  varia a altura com que uma onda de rádio será refletida de volta para o solo  interrupção momentânea das transmissões onde elas deveriam ser captadas pelos receptores!!!
  • 45. SATÉLITES & ASTRONAUTAS EM ÓRBITA Magnetosfera & Atmosfera terrestre  proteção contra a radiação e as partículas energéticas Magnetosfera  desvia a maior parte das partículas do Vento Solar e das EMC´s Atmosfera  absorve a radiação UV e os raios-X penetrantes. E os astronautas que trabalham no espaço e no ISS?  estão sujeitos a desenvolver catarata, câncer de pele e, até mesmo, receber dose fatal de radiação se estiverem fora da ISS por ocasião de uma explosão solar 1.972  astronautas da Apollo escaparam por pouco de serem atingidos pela radiação de um “burst” solar, que leva, em média, 8 min para alcançar a Terra
  • 46. Partículas ejetadas das EMC´s  produzem aumento na densidade eletrônica na ionosfera terrestre  gera atritos que podem alterar órbitas de satélites ou, até mesmo, fazer com que percam energia e caiam prematuramente. EMC´s + Vento Solar  penetram na atmosfera da Terra pelos polos e alteram a ionosfera causando interrupções nos sinais de satélites. As comunicações via rádio também são afetadas uma vez que a altura onde a OEM reflete é alterada. Sociedade Atual  muito dependente da tecnologia espacial (satélites de comunicação, navegação aérea e marítmica, telefonia, transações financeiras, previsão do tempo, etc.)
  • 47. Por todas essas consequências aqui na Terra  necessidade que sejamos capazes de prever quando ocorrerão as EMC´s! Radiação das explosões  8 min para chegar à Terra Partículas criadas pelas explosões  1 h (ou menos) Campos magnéticos associados às EMC´s (p+ e e-)  de 1 a 4 dias Terra bombardeada pela atividade solar  correntes induzidas que afetam as linhas de transmissão, queima transformadores, etc. Março de 1989  Montreal (CAN) sofreu um apagão de cerca de 9 horas com o corte no fornecimento de energia elétrica
  • 48. COSMOCLIMATOLOGIA & AQUECIMENTO GLOBAL Nuvem  conjunto visível de minúsculas partículas de água líquida ou de gelo, ou de ambas ao mesmo tempo, em suspensão na atmosfera  o conjunto também pode conter partículas de água líquida ou de gelo em maiores dimensões, além de partículas procedentes (vapores industriais, fumaças e poeiras) Condensação do vapor d´água  depende da quantidade de vapor d´água presente na nuvem além dos núcleos de condensação (partículas em torno das quais o vapor d´água se condensa) exemplos de núcleos de condensação  cloreto de sódio (NaCl), produtos de combustão (ácido nítrico e ácido sulfúrico) Importante  sem a presença dos nc´s, não ocorre a formação das gotículas d´água
  • 49. Cosmoclimatologia  raios cósmicos galácticos são eficientes agentes que atuam na formação dos nc´s  influenciam na formação das nuvens da baixa atmosfera. Quando o Sol está em sua atividade máxima  a magnetosfera da Terra (parte diurna voltada para o Sol) se comprime e expulsa para longe essa ação dos RC´s!  menor cobertura de céu (menor número de nuvens)  maior aquecimento da superfície da Terra por parte da radiação solar  contribuição para com o aquecimento global.