Terceira aula 1º parte

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Terceira aula 1º parte

  1. 1. I.A.APIBID 2/UEL GILBERTO C. SANZOVO UEL/Departamento de Física
  2. 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.
  3. 3. ESTRUTURA DA TERRA
  4. 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. 5. Campo magnético bipolar próximo à superfície
  6. 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. 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. 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. 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, dasmudanças de fase, das reações químicas e fotoquímicas, dos distintosregimes de escoamentos, etc. Todos estes fatores complicam osprognósticos e diagnósticos dos fenômenos atmosféricos.
  10. 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. 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 AtmosféricosVapor 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. 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 humanidadeOzônio (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. 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. 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 HomemSubstâncias 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
  15. 15. ESTRUTURA SOLAR (Cont.)
  16. 16. PEQUENO “REVIEW” DO SOLSOL  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.
  17. 17. • 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).
  18. 18. 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.
  19. 19. 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)
  20. 20. • 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!
  21. 21. 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.
  22. 22. 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).
  23. 23. 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 diariamentePor 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
  24. 24. MAGNETOSFERA TERRESTRE DISTORCIDA PELA AÇÃO DO SOL
  25. 25. 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.
  26. 26. VARIABILIDADE DE BTPolaridade 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 AtlânticoPolos 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.)
  27. 27. 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.
  28. 28. Imagens da NASA sobre buraco na camada de Ozônio (Antártida)
  29. 29. AURORAS POLARESPartículas 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 róseaResultado  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
  30. 30. Auroras Boreais: interação das partículas energéticas solares com átomos e moléculas da atmosfera superior.
  31. 31. 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)
  32. 32. Partículas carregadas ionosféricas  interagem c/ aradiação proveniente do espaço ou do próprio planeta,refletindo-a tal qual um espelho  dependência com a frequência de plasma (densidade de elétrons) 2 n = 42 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
  33. 33. 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 curtasAviões  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 soloComo 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
  34. 34.  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!!!
  35. 35. 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
  36. 36. 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.)
  37. 37. 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 diasTerra bombardeada pela atividade solar  correntes induzidasque 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
  38. 38. 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
  39. 39. 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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