Placas tectônicas extraterrestres

Io 

Por Jacquelyne Kious e PGAPereira

A Terra parece ser o único planeta que ainda tem atividade vulcânica e tectônica; nosso planeta, portanto, permanece muito vivo, enquanto os outros, aparentemente, há muito tempo cessou essa actividade. A atividade vulcânica necessita de uma fonte de calor interno, e é a fuga deste calor que alimenta as placas tectônicas. Enquanto o vulcanismo desempenhou um papel importante na história antiga de Marte, da Lua e, provavelmente, Mercúrio, seus tamanhos pequenos em relação à Terra resultou na perda do calor interno em um rítmo muito mais rápido. Eles tornaram-se globos inativos nos últimos milhões de anos. Venus ainda pode estar ativo, embora a evidência seja questionável. Em 1979, a sonda Pioneer-Venus mediu uma quantidade elevada de enxofre na atmosfera superior do planeta, a quantidade de enxofre, em seguida, diminuiu ao longo dos anos seguintes. Esta observação sugere que a alta concentração de enxofre medidos em 1979 pode ter resultado de um evento catastrófico, talvez uma erupção vulcânica. No início de 1990, imagens de radar feitas pela sonda Magellan revelou dramáticas características vulcânicas a longo prazo, vales profundos semelhantes em tamanho e forma às fossas oceânicas na Terra. A sonda Voyager descobriu várias plumas vulcânicas subindo muitas centenas de quilômetros acima da superfície de Io, um dos satélites de Júpiter e quase do tamanho da Lua. Os cientistas especulam que grandes piscinas de enxofre líquido podem existir em Io, possivelmente aquecidas por forças de maré resultante da atração gravitacional entre Io e Júpiter. A energia térmica gerada por tais forças de maré pode ser suficiente para produzir a convecção no interior de Io, embora ninguém reconheceu claramente qualquer característica de superfície que pode ter sido formada a partir de tal convecção.

A superfície de Ganimedes, outro satélite de Júpiter e do tamanho de Mercúrio, é dividida em muitas placas-como blocos, com longas depressões estreitas entre algumas delas. Se essas características da superfície representam antigas placas tectônicas “fósseis”, ou estão ativamente se formando, continua sem resposta. Crucial para determinar se as placas tectônicas estão ocorrendo em Ganímedes é a busca por evidências de um oceano profundo por baixo da sua superfície gelada. Um fenômeno de movimento de água, se existir, pode contribuir para a convecção interna. A taxa de perda de calor é fundamental para a atividade tectônica de um planeta. O tamanho é um fator determinante: corpos maiores perdem calor mais lentamente e, portanto, permanecem ativos por mais tempo. Outro fator é a composição, o que influencia a capacidade de um corpo desencadear a convecção. Por exemplo, um interior líquido, que pode existir dentro de Ganimedes, é mais provável de desencadear a convecção e deslocar as placas tectônicas do que "pedras" interiores da Lua, Mercúrio, Vênus e Marte. A quantidade de elementos radioativos presentes na composição do planeta também afeta a probabilidade de convecção interna, porque os decaimentos destes elementos produzem calor. Aparentemente, os interiores da Lua, Mercúrio e Marte são demasiados rígidos ou perderam muito do seu calor interno para desencadear  a convecção e deslocar placas tectônicas. Eventualmente, a Terra, também, vai perder tanto calor que o seu interior vai parar de desencadear a convecção. A actividade sísmica e vulcânica, então, cessarão. Nenhuma montanha nova se formarar, e o ciclo geológico de formação de montanhas, erosão, sedimentação e formação do solo serão interrompidos e também cessarão. Exatamente como o esfriamento da Terra vai mudar as condições da superfície - e se o nosso planeta ainda vai ser habitável - ninguém sabe. Felizmente, estas mudanças não irão acontecer, espera-se, tão cedo.

O Ciclo 24 de Manchas Solares

O máximo do Ciclo 24 ocorre em Maio de 2013

Por PGAPereira

Número de manchas do Sol

Em 1610, logo após a exibição do Sol com o seu novo telescópio, Galileu Galilei (ou foi Thomas Harriot?) fez as primeiras observações européia de manchas solares. Contínuas observações diárias foram iniciadas no Observatório de Zurique em 1849 e as observações anteriores foram usadas para ampliar os registros de 1610. O número de manchas solares é calculado pela primeira contagem do número de grupos de manchas e, em seguida, o número de manchas solares individuais. O "número de manchas solares" é então dado pela soma do número de manchas solares individuais e dez vezes o número de grupos. Como a maioria dos grupos de manchas solares têm, em média, cerca de dez pontos, esta fórmula para contagem de manchas solares dá números confiáveis ​​mesmo quando as condições de observação de manchas são menos do que o ideal e difíceis de serem vistas. Médias mensais (atualizado mensalmente) do número de manchas solares mostram que o número de manchas solares visíveis no Sol diminui com um valor aproximado de um ciclo de 11 anos.

O Mínimo de Maunder

Os primeiros registros de manchas solares indicam que o Sol passou por um período de inatividade no final do século 17. Muito poucas manchas solares foram vistas no Sol de 1645 a 1715. Embora as observações não eram tão extensas como em anosposteriores, o Sol era de fato bem observado durante este tempo e esta falta de manchas solares está bem documentado. Este período de inatividade solar também corresponde a um período climático chamado de "Pequena Idade do Gelo", quando os rios que normalmente são livres de gelo congelou e campos de neve permaneceram durante o ano todo em altitudes mais baixas. Há evidências de que o Sol teve períodos semelhantes de inatividade no passado mais distante. A conexão entre a atividade solar e o clima terrestre é uma área de investigação em curso.

O diagrama  borboleta

Observações detalhadas de manchas solares foram obtidas pelo Observatório Real de Greenwich desde 1874. Estas observações incluem informações sobre os tamanhos e posições de manchas solares, bem como seus números. Estes dados mostram que as manchas solares não aparecem aleatoriamente sobre a superfície do Sol, mas estão concentrados em duas faixas de latitude em cada lado do equador. Um diagrama de borboleta  (atualizado mensalmente) mostrando as posições dos pontos para cada rotação do Sol desde maio 1874 mostra que essas faixas primeiramente se formam em latitudes médias, ampliam-se, e depois movem-se em direção ao equador com o progresso de cada ciclo.

Previsões de Ciclos de manchas solares

O MSFC Solar Physics Branch tem estudado o registro das manchas solares para o comportamento característico que pode ajudar na previsão de atividade das manchas solares no futuro. Embora as manchas solares produzam apenas efeitos menores sobre as emissões solares, a atividade magnética que acompanha as manchas solares podem produzir mudanças dramáticas nos níveis de emissão do ultravioleta e de raios-x. Estas mudanças ao longo do ciclo solar tem conseqüências importantes para a atmosfera superior da Terra.

Previsão do Ciclo Solar (02/11/2011)

A previsão atual para Sunspot Ciclo 24 dá ​​um número máximo de 89 manchas solares em maio de 2013. Estamos actualmente a quase três anos no Ciclo 24. O aumento da atividade nos últimos meses aumentou a previsão acima dos 64,2 para o máximo do ciclo 14 em 1907. O tamanho atual prevê ainda tornar este o menor ciclo de manchas solares em mais de 80 anos. Predizer o comportamento de um ciclo de manchas solares é bastante confiável uma vez que o ciclo está bem encaminhado (cerca de 3 anos após ocorrer o mínimo em número de manchas solares. Antes desse tempo as previsões são menos confiáveis, mas ainda assim importantes. O planejamento para as órbitas dos satélites e missões espaciais muitas vezes exigem o conhecimento dos níveis de atividade solar anos de antecedência. Uma série de técnicas são utilizadas para prever a amplitude de um ciclo durante um tempo próximo e antes do mínimo de manchas solares. Relações foram encontradas entre o tamanho máximo do próximo ciclo e a duração do ciclo anterior, o nível de atividade no mínimo de manchas solares, e o tamanho do ciclo anterior. Entre as técnicas mais confiáveis ​​estão aquelas que usam as medidas de mudanças no campo magnético da Terra, e antes, o mínimo de manchas solares. Estas mudanças no campo magnético da Terra são conhecidas por serem causadas ​​por tempestades solares, mas as conexões precisas entre elas e os futuros níveis de atividade solar ainda é incerto.

Destas técnicas"precursoras geomagnéticas"destacam-se três. A mais antiga é a de Ohl. Ele descobriu que o valor do índice geomagnético aa em seu mínimo estava relacionado ao número de manchas solares durante o máximo que se seguia. A principal desvantagem desta técnica é que o mínimo do índice geomagnético aa muitas vezes ocorre um pouco depois do mínimo das manchas solares por cujo motivo a previsão não está disponível até que o ciclo das manchas solares fosse iniciada. Um método alternativo é devido a um processo sugerido por Joan Feynman. Ele separa o índice geomagnético aa em dois componentes: um em fase com e proporcional ao número de manchas solares, o outro componente é então o sinal restante. Este sinal restante tem, no passado dado boas estimativas do número de manchas solares vários anos de antecedência. O máximo neste sinal ocorre perto do mínimo de manchas solares e é proporcional ao número de manchas solares durante os máximos a seguir. Este método permite uma previsão do máximo de manchas solares seguinte à hora do mínimo de manchas solares. Um terceiro método é devido a Richard Thompson. Ele encontrou uma relação entre o número de dias durante um ciclo de manchas solares em que o campo geomagnético foi "perturbado" e a amplitude do máximo de manchas solares seguinte. Seu método tem a vantagem de dar uma previsão para o tamanho do máximo de manchas solares bem próximos antes do mínimo de manchas solares.

O Atual Ciclo 24. O índice aa alcançou seu mínimo (uma baixa recorde) de 8,4 em setembro de 2009. Usando o método Ohl agora indica um número máximo de manchas solares de 70 ± 18 para o ciclo 24. Em seguida, usamos a forma do ciclo das manchas solares, como descrito por Hathaway, Wilson, e Reichmann e determinamos um tempo de partida para o ciclo de ajuste dos dados para produzir uma previsão do número mensal de manchas solares através do próximo ciclo. Encontramos um tempo de partida de Outubro de 2008 com o mínimo ocorrendo em dezembro de 2008 e o máximo de 89 em maio de 2013. À medida que o ciclo progride, o processo de previsão muda para dar mais peso à montagem dos valores mensais para a função de forma do ciclo. Nesta fase do ciclo 24 agora temos 50% de peso para a técnica de ajuste de curvas de Hathaway, Wilson, e Física Solar de Reichmann, 151 de 177 (1994). Essa técnica dá atualmente uma pequena incerteza (mas similares) valores para o método de Ohl. Outro indicador do nível de atividade solar é o fluxo de emissão de rádio do Sol no comprimento de onda de 10,7 cm (2,8 GHz). Este fluxo é medido diariamente desde 1947. É um importante indicador da atividade solar, pois tende a acompanhar as mudanças no ultravioleta solar que influenciam a atmosfera superior da Terra e a ionosfera. Muitos modelos da atmosfera superior usa o fluxo de 10,7cm (F10,7) como entrada para determinar densidades atmosféricas e arraste de satélites. F10,7 foi mostrado  seguir o número de manchas solares muito de perto e técnicas de previsão semelhantes podem ser usadas. 

O Sol Por Dentro

Por PGAPereira

O interior solar é dividido em quatro regiões cada uma apresentando um porcesso particular característico. A energia é gerada no núcleo, os 25% da região central no interior do Sol. Esta energia se difunde para fora por radiação (principalmente raios gama e raios-x) através da zona radiativa e por fluxos de fluido convectivo (movimento de ebulição), através da zona de convecção, os 30% ultraperiféricos. Supõe-se que o campo magnético do Sol seja gerado na fina camada de interface (o "tachocline") entre a zona radiativa e a zona de convecção.

O Núcleo

O Núcleo do Sol é a região central, onde as reações nucleares consomem hidrogênio para formar hélio. Essas reações liberam a energia que finalmente deixa a superfície como, por exemplo, luz visível. Estas reacções são altamente sensíveis à temperatura e densidade. Os núcleos de hidrogênio individuais devem colidir com energia suficiente para dar uma probabilidade razoável de vencer a força de repulsão elétrica entre estas duas partículas carregadas positivamente. A temperatura no centro do Sol é de 15 milhões °C  e a densidade é de 150 g / cm ³ (cerca de 10 vezes a densidade do ouro ou chumbo). Tanto a temperatura como a densidade diminuem quando se move para fora do centro do Sol. A combustão nuclear é quase completamente extinta além da borda externa do núcleo (cerca de 25% da distância até a superfície ou 175.000 km do centro). Naquele momento a temperatura é  apenas metade do seu valor central e a densidade cai para cerca de 20 g / cm ³.

Em estrelas como o Sol a combustão nuclear tem lugar através de um processo de três passos chamado de próton-próton ou cadeia pp. Na primeira etapa dois prótons colidem para produzir um deutério, um pósitron e um neutrino. Na segunda etapa um próton colide com um deutério para produzir um núcleo de hélio-3 e um raio-gama. Na terceira etapa dois núcleos de hélio-3 colidem para produzir um núcleo de hélio-4 normal com o lançamento de dois prótons.

Neste processo de fusão de hidrogênios para formar hélio, as reações nucleares produzem partículas elementares chamadas neutrinos. Estas partículas elusivas passam através das camadas sobrepostas do Sol e, com algum esforço, podem ser detectadas aqui na Terra. O número de neutrinos que detectamos é apenas uma fração do número que esperávamos. Este problema da falta de  neutrinos foi um dos grandes mistérios da astronomia solar, mas agora parece estar resolvido pela descoberta da massa do neutrino.

Zona Radiativa  

A zona radiativa estende-se da borda exterior do núcleo para a camada de interface ou tachocline na base da zona de convecção (de 25% da distância à superfície a 70% dessa distância). A zona radiativa é caracterizada pelo método de transporte de energia - a radiação. A energia gerada no núcleo é transportada pela luz (fótons) que se alterna entre  partículas através da zona radiativa.Embora os fótons viagem à velocidade da luz, eles saltam tantas vezes através deste material denso que um fóton individual leva cerca de um milhão de anos para finalmente alcançar a camada de interface. A densidade das gotas que é de 20 g / cm ³ (sobre a densidade do ouro) cai para 0,2 g / cm ³ (menos que a densidade da água) a partir da base para o topo da zona radiativa. A temperatura cai de 7.000.000°C para 2.000.000 °C à mesma distância.

A camada de interface (Tachocline)

A camada de interface encontra-se entre a zona radiativa e a zona de convecção. Os movimentos de fluidos encontrados na zona de convecção desaparecem lentamente a partir do topo dessa camada para seu fundo, onde as condições correspondem aos da zona calma radiativa. Esta fina camada tornou-se mais interessante nos últimos anos, pois mais detalhes foram descobertos sobre ela. Acredita-se agora que o campo magnético do Sol é gerado por um dínamo magnético nesta camada. As mudanças nas velocidades de fluxo de fluido através da camada (fluxos de cisalhamento) podem esticar linhas do campo de força magnético e torná-los mais fortes. Esta mudança na velocidade do fluxo dá a esta camada o seu nome alternativo - a tachocline. Também parece haver mudanças bruscas na composição química através desta camada.

A Zona de Convecção

A zona de convecção é a camada mais externa do interior solar. Se estende a partir de uma profundidade de 200.000 km até a superfície visível. Na base da zona de convecção a temperatura é de 2.000.000°C. Esta é "fria" o suficiente para os íons mais pesados ​​(como carbono, nitrogênio, oxigênio, cálcio e ferro) captar alguns de seus elétrons. Isso torna o material mais opaco para tornar mais difícil a passagem da radiação. Estas armadilhas de calor acaba tornando o líquido instável e ele começa a "ferver" ou convectar.A convecção ocorre quando o gradiente de temperatura (a taxa com que a temperatura cai com a altura ou o raio) é maior do que o gradiente adiabático (a taxa com que a temperatura cai se um volume de material fosse mais elevado movido sem a adição de calor). Quando isso ocorre um volume de material deslocado para cima será mais quente que seu entorno e vai continuar a subir ainda mais. Estes movimentos convectivos transportam calor muito rapidamente para a superfície. O líquido se expande e se resfria à medida que sobe. Na superfície visível a temperatura cai para 5.700 K e a densidade é apenas de 0,0000002 g / cm³ (cerca de 1 / 10. 000 a densidade do ar ao nível do mar). Os movimentos convectivos em si são visíveis na superfície como grânulos e supergrânulos.

Os Ciclones de Júpiter

Por PGAPereira e Nasa

        Redemoinhos sugerindo tornados gigantestos numa mesma faixa onde os gases superiores resvalam para os ciclones próximos. Até a Grande Mancha Vermelha insinua um ciclone encapsulado como uma cobra enroscada num cexto. As cores indicam as temperaturas dos gasesem movimento. A Grande Mancha Vermelha  ocupa toda uma faixa e está ligada dinamicamente aos ciclones e anticiclones. A temperatura nas altas nuvens é de -150°C. A gravidade de Júpiter é de 2,64. Período de rotação: 9h 50m 30s. Diâmetro equatorial de Júpiter: 142.800 km (12 Terras). A foto da NASA foi processada por softwares. Júpiter tem as seguintes camadas: a)  Atmosfera externa com 10.000 km de altura e formada de Hidrogênio(gás) e Hélio(gás); b) Camada média: 20.000 km de H(líquido); c) Camada interna: 40.000 km de H(metálico) e He(metálico); d) Núcleo de 10.000 km a uma temperatura de 30.000°C.

        A 25.000km abaixo das núvens a pressão é de 3.000.000G. Prótons e elétrons livres formam um plasma com um gigantesco campo magnético produzindo potentes ondas de rádio que apenas perde em intensidade para o do Sol.Os ciclones giram em sentido horário no Hemisfério Norte e anti-horário no Hemisfério Sul. No equador os ventos sopram para leste a 150m/s, a 20° de latitude sopra a 80m/s. Para alguns cientístas Júpiter é um Sol hibernando que breve despertará da fase embrionária e abandonará o casulo. Está esperando por uma ocorrência que dispare a ignição o qual ainda não descobrimos. A uma distância de 600.000.000km da Terra (4 vezes a distância Terra-Sol) no seu estágio atual e esta distância deve diminuir quando ele se expandir para o estágio de estrela acesa e tornar-se parte de um par estelar com o Sol. Daí para diante devido aos respectivos movimentos orbitais caóticos e instáveis em pouco tempo fatalmente destruirá a vida na Terra. Anãs-marrom e outros tipos de mini-estrelas descobertas na Via-Láctea avisa-nos do iminente presságio do mal de uma trajédia inimaginável que está prestes a se configurar caso Júpiter atinja a fase de ignição.