O documento descreve a estrutura e composição da Terra e do Sol. A Terra possui um núcleo interno sólido e um externo líquido, um manto quente e líquido, uma crosta sólida e uma atmosfera tênue. O campo magnético terrestre é gerado pelo movimento de correntes no núcleo externo líquido. O Sol é uma esfera de gás incandescente onde ocorrem reações nucleares em seu núcleo, gerando energia por bilhões de anos. Sua estrut

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.

3. ESTRUTURA DA TERRA

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

17. ESTRUTURA SOLAR (Cont.)

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).

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.

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.