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Sol

O Sol é o objeto mais prominente em nosso sistema solar. É o maior objeto e contém aproximadamente 98% da massa total do sistema solar. Cento e nove Terras seriam necessárias cobrir o disco do Sol, e em seu interior caberiam 1,3 milhões de Terras.

A camada externa visível do Sol é chamada fotosfera, e tem uma temperatura de 6.000°C. Esta camada tem uma aparência turbulenta devido às erupções energéticas que lá ocorrem.

A energia solar é gerada no núcleo do Sol. Lá, a temperatura (15.000.000° C) e a pressão (340 bilhões de vezes a pressão atmosférica da Terra ao nível do mar) são tão intensas que ocorrem reações nucleares.

Estas reações transformam quatro prótons ou núcleos de átomos de hidrogênio em uma partícula alfa, que é o núcleo de um átomo de hélio. A partícula alfa é aproximadamente 0,7 porcento menos massiva do que quatro prótons. A diferença em massa é expelida como energia e carregada até a superfície do Sol, através de um processo conhecido como convecção, e é liberada em forma de luz e calor.

A energia gerada no interior do Sol leva um milhão de anos para chegar à superfície. A cada segundo 700 milhões de toneladas de hidrogênio são convertidos em cinza de hélio. Durante este processo 5 milhões de toneladas de energia pura são liberados; portanto, com o passar do tempo, o Sol está se tornando mais leve.

A cromosfera está acima da fotosfera. A energia solar passa através desta região em seu caminho desde o centro do Sol. Manchas (faculae) a explosões (flares) se levantam da cromosfera.

Faculae são nuvens brilhantes de hidrogênio que aparecem em regiões onde manchas solares logo se formarão. Flares são filamentos brilhantes de gás quente emergindo das regiões das manchas. Manchas solares são depressões escuras na fotosfera com uma temperatura típica de 4.000°C.

A coroa é a parte mais externa da atmosfera do Sol. É nesta região que as prominências aparecem. Prominências são imensas nuvens de gás aquecido e brilhante que explodem da alta cromosfera.

A região exterior da coroa se extende ao espaço e inclui partículas viajando lentamente para longe do Sol.

A coroa pode ser vista durante eclipses solares totais.

Sol
Eclipse Solar

O Sol aparentemente está ativo há 4,6 bilhões de anos e tem combustível suficiente para continuar por aproximadamente mais cinco bilhões de anos.

No fim de sua vida, o Sol comecará a fundir o hélio em elementos mais pesados e se expandirá, finalmente crescendo tão grande que engolirá a Terra.

Após um bilhão de anos como uma gigante vermelha, ele rapidamente colapsará em uma anã branca -- o produto final de uma estrela como a nossa. Pode levar um trilhão de anos para ele se esfriar completamente.

Fonte: www.if.ufrgs.br

Sol

O Sol é uma estrela de tamanho médio e cor amarela, que se encontra na metade de sua vida.

O processo de fusão nuclear transforma o hidrogênio, seu gás mais abundante, em hélio e emite energia em todas as longitudes de onda do espectro eletromagnético.

Essa característica o torna uma estrela, uma a mais entre as estrelas de nossa galáxia, a Via Láctea.

O Sol é a estrela mais próxima da Terra e a única de todo Sistema Solar. É a mais importante para vida na

Terra porque é o motor da dinâmica atmosférica e oceânica e a fonte para a fotossíntese das plantas.

Sol

DADOS TÉCNICOS

DIÂMETRO EQUATORIAL

1.390.000km.

IDADE

4.500.000.000 anos ( Calcula-se que estará ativo durante outro período similar.

MASSA

333.400 vezes maior que a da Terra. Tem mais de 99% da massa de todo o Sistema Solar.

TEMPERATURA

cerca de 6.000° C na superfície, cerca de 20.000.000° C no núcleo

COMPOSIÇÃO QUÍMICA

71% hidrogênio, 26,5% hélio, 2,5% outros.

Identificaram-se mais de 70 elementos; nenhum é diferente dos terrestres.

Fonte: educar.sc.usp.br

Sol

O Sol é a estrela mais próxima de nós. Todos os planetas do sistema solar giram ao seu redor e cada um com um período diferente. Ele é o responsável pelo suprimento de energia da maioria dos planetas. Quando as pessoas visitam observatórios as perguntas mais comuns que surgem a respeito do Sol são: o que é o Sol e como ele funciona? Do que ele é feito? Mas, antes de responder a essas perguntas veremos alguns dados curiosos a respeito do Sol.

Sol
O Sol visto na linha Alfa do Hidrogênio

O Sol só é uma estrela por causa da grande quantidade de massa que ele tem, 334.672 vezes a massa da Terra. Ele é constituído, principalmente dos gases hidrogênio e hélio, os dois gases mais leves que temos Quando se diz que o Sol tem quase 98% de gases a pergunta mais comum que aparece é: como é possível o Sol ter tanta massa, ser tão grande sendo formado de gases?

Bem, essa é uma longa história e que nem mesmo os cientistas que estudam o Sol e outras estrelas sabem explicar exatamente como acontece, mas uma coisa eles sabem: Antes de existir o Sol e os planetas o que existia no lugar do sistema solar era uma enorme nuvem de gases e poeira muito maior que o sistema solar.

Os gases são os que conhecemos: oxigênio, nitrogênio e principal-mente hidrogênio e hélio; a poeira são todos os outros elementos químicos; ferro, ouro, urânio, etc... mas, a grande parte dessa nuvem era o hidrogênio e o hélio. Por algum motivo que ainda não é bem explicado essa nuvem encontrou condições para se aglomerar, se juntar em pequenos blocos, esses blocos começaram a se juntar em blocos cada vez maiores.

Um desses blocos, o que se formou primeiro, no centro da nuvem, ficou tão grande e pesado que sua força gravitacional tornou-se suficiente para reter os gases com muita facilidade. Esse bloco aumentou tanto de tamanho e massa que acabou por se transformar numa estrela: o Sol. Os blocos menores que se formaram ao redor do bloco central deram origem aos planetas. CUIDADO! Muitas pessoas pensam que os planetas são pequenas bolhas expelidas pelo Sol. Isso porque os cientistas do século passado e começo deste século pensavam assim. Hoje em dia sabe-se que isso não é verdade. A teoria da nuvem de gás e poeira é a mais aceita entre cientistas atuais.

LOCALIZAÇÃO

O Sol ocupa uma posição periférica na nossa Galáxia,ou seja, ele está a 33.000 anos luz do centro galáctico, o que corresponde a 2/3 do raio galáctico. Nós estamos num dos braços espirais, o braço de Orion, como mostra o esquema a seguir.

Sol
Localização do Sol na Galáxia

O Sol também está órbitando em relação ao centro gravitacional da nossa Galáxia. O ano do Sol é de aproximadamente 230 milhões de anos terrestres e sua velocidade orbital é de 250 km/s, sendo que todos os demais corpos do Sistema Solar o acompanham nessa viagem. Sabe-se que o Sol realizou cerca de 250 revoluções completas até hoje. A idade do Sol é de cerca de 4,5 bilhões de anos.

O Sol, estrela de quinta grandeza, é o principal componente do nosso Sistema Solar e o mesmo é um dos millhões de Sóis existentes em nossa Galáxia.

Se o Sol for colocado a distância de 32,6 anos-luz de nós, o seu brilho será semelhante ao de uma estrela de quinta magnitude. Objetos vistos ou comparados a essa distância, nós definimos o seu brilho como Magnitude Absoluta. O Sol tem magnitude absoluta igual a cinco, dai a expressão estrela de quinta grandeza.

CARACTERÍSTICAS GERAIS

Pela Lei da Gravitação Universal de Isaac Newton (1642-1727), foi possível obter a massa da nossa estrela que é estimada em 334.672 vezes a massa da Terra, equivalendo a 1.9 1030 kg, com um raio de 700.000 km . Sua densidade média é 1.4 g/cm3, pois a matéria não é homogênea em seu interior. A densidade no centro do Sol é muito maior, enquanto que nas camadas externas é muito inferior.

O seu eixo de rotação tem uma inclinação em relação ao plano da eclíptica de 7° 15''.

Apesar de sua massa ser centenas de milhares de vezes maior que a da Terra, sua gravidade na superfície é apenas 28 vezes maior que a gravidade terrestre. A temperatura[2] na sua superfície é de cerca de 5770 K, e não é uma superfície sólida, mas sim em estado de plasma e gás.

O fato de o Sol ser basicamente um corpo constituído por um fluído (plasma e gás), provoca o fenômeno conhecido como rotação diferenciada.

A velocidade dessa rotação varia nas diferentes latitudes com um valor máximo no equador (2 km/s) correspondendo a 25.03 dias e uma mínima nos pólos com um período de 30 dias.

Essas informações só foram possíveis graças as manchas solares, as quais nós abordaremos melhor mais adiante. Isso é a chamada rotação diferenciada, a qual nós representamos com o seguinte esquema.

Sol
Esquema da Rotação Diferenciada

O Sol representa 99,867% de toda a massa do Sistema Solar e a restante está dividida entre os planetas, asteróides, satélites, e cometas do Sistema Solar.

A massa do Sol apresenta a seguinte distribuição:

Características Químicas

Camadas Externas (Fotosfera e pouco abaixo)
0.2% de elementos pesados
7,8% de hélio
92% de hidrogênio

Características Físicas do Sol

Raio 700.000 km 109 raios terrestres
Superfície 6,16 10¹³km² 11.881 vezes a terrestre
Volume 1,44 1018 km³ 1,3 106 vezes o terrestre
Massa 1,9 1030 kg 334.672 vezes a terrestre
Densidade 1,4 g/cm³ 0,26 vezes a terrestre
Luminosidade 3,9 1027 kW ---------
Temperatura Superficial 5770 K ---------
Temperatura no Centro 1,5 107K ---------
Gravidade Superficial 276 m/s² 28 vezes a terrestre

O funcionamento do Sol e a sua Estrutura Interna

Quando só se conheciam as reações químicas (combustão) para a produção de fogo e calor, pensava-se que o Sol funcionava da mesma maneira, mas quando os astrônomos conseguiram calcular sua massa e quantidade de energia necessária para mante-lo aquecido constatou-se que ele não iria durar mais de 100 anos. Como o Sol é muito mais velho que 100 anos, a natureza deveria ter criado outra maneira muito mais eficiente de se produzir energia. Só na primeira metade desse século é que se descobriu a existência da energia nuclear.

NÚCLEO

No Sol, a energia nuclear é produzida com o hidrogênio fazendo o papel de combustível. Sabendo como fazer a temperatura de um gás subir é possível entender como ocorrem as reações nucleares do Sol. Sabemos que, quando um gás é comprimido (pressionado) ele aquece. Perceber isso é fácil: encha um pneu de bicicleta usando uma bomba manual. O bico do pneu e a parte da bomba que está próxima do bico ficam bem aquecidos. Isso acontece porque o ar (gás) que está dentro da bomba é comprimido pela força que você faz. Quando o pneu fica quase cheio e você tem que fazer mais força, ou seja, comprime mais ainda o ar ele fica cada vez mais quente. Agora imagine no Sol onde a pressão é milhões de vezes maior que a pressão na Terra. Sabemos também que a pressão aumenta com a profundidade. Mergulhando numa piscina com 2 ou 3 metros já percebemos o aumento da pressão em nossos ouvidos.

O Sol, pode-se afundar até 50 vezes o diâmetro da Terra sem chegar ao seu centro, fica até difícil de imaginar a pressão que existe lá. Toda essa pressão faz com que o hidrogênio atinja temperaturas de 15 milhões de graus no centro do Sol. Com o gás nessa temperatura e pressão é que ocorrem as reações nucleares que mantém o Sol aquecido. Essas reações são milhões de vezes mais poderosas que as reações nucleares produzidas na Terra. Além disso, não se conseguiu produzir, na Terra, reações do mesmo tipo que acontecem no Sol.

As reações nucleares do Sol transformam o hidrogênio em hélio e nessa transformação é liberada uma enorme quantidade de energia. Nós aqui na Terra recebemos uma pequenina parte da energia que o Sol produz.

Somente no século XX é que se atingiu conhecimentos teóricos suficientes para elaborar uma teoria a respeito de toda a energia que o Sol irradia . Sabe-se que o Sol está atualmente em equilíbrio térmico (temperatura média aproximadamente constante), mas nós sabemos também que ele emite muita energia na forma de calor e luz. Porém para se manter esse equilíbrio é necessário uma fonte interna de energia. Essa fonte está no seu núcleo, que através de reações termonucleares funde átomos de hidrogênio e forma átomos de hélio. Seu núcleo está a uma temperatura de 15 milhões de Kelvin e possui uma pressão da ordem de bilhões de atmosferas, sendo que esses valores vão decrescendo juntamente com a densidade, de modo não linear, conforme afasta-se do núcleo em direção à superfície. A variação térmica (considerada do núcleo para as camadas mais externas) determina a estrutura interna da estrela conforme o modo de propagação da energia. Os principais mecanismos de transporte energético encontrados no Sol são o radiativo e o convectivo, esquematizados a seguir:

O RADIATIVO

Representado pela "Zona de Irradiação'', é a camada do Sol onde a energia propaga-se da mesma maneira que a luz, ou seja, através da irradiação e por isso não depende do meio para se propagar. O meio atua no sentido de atenuar a energia.

O CONVECTIVO

Representado pela "Zona de Convecção'', é a camada do Sol onde a energia se propaga através de movimentos convectivos, ou seja, a parte que está em contato com a "Zona de Irradiação'' é aquecida e, com isso, sua densidade diminui e tende a subir para a superfície e o que está na superfície desce para entrar em contato com a "Zona de Irradiação''. Esse é o mesmo processo que ocorre com a água fervente num recipiente em aquecimento no seu fundo.

Utilizando-se desse processo, o Sol está emitindo energia desde sua ignição a 4,5 bilhões de anos e os cálculos realizados indicam que ele emitirá energia da mesma forma por pelo menos mais 5 bilhões de anos, que é quando estarão esgotadas as reservas de hidrogênio em seu núcleo. É importante saber que a emissão de energia do Sol não é uniforme, ou seja, há variações no fluxo de energia emitida, que pode chegar, em casos excepcionais, a 5% do fluxo médio de energia. Atribuindo-se o nome de "Sol calmo'' quando ele mantem-se no mínimo de emissão de energia e "Sol ativo'' quando está no máximo de emissão. Esse mínimo ou máximo é observado quando há um número menor ou maior de fenômenos em todas as suas camadas. Essas variações influenciam o meio interplanetário, sendo que na Terra observa-se muitos efeitos na atmosfera e no campo magnético.

Sol
Esquema da Estrutura do Sol

Sol
O Sol visto no Visível com um filtro neutro

CAMPOS MAGNÉTICOS

George Ellery Hale (1868-1938) foi quem detectou os campos magnéticos solares. Utilizando-se de um instrumento, o espectrógrafo de alta dispersão, ele descobriu que algumas linhas produzidas nas proximidades das manchas solares eram duplas e até mesmo triplas ou seja, no lugar de uma linha com certo comprimento de onda, via-se uma linha à direita e à esquerda daquele comprimento de onda e até mesmo a original e duas outras laterais. Esse fenômeno de duplicação de linhas é chamado de efeito Zeeman e ocorre quando a fonte emissora de luz está submetida a um campo magnético (nesse caso a fonte emissora é a mancha solar). Hale pode calcular o campo nessa região que chega a 5000 Gauss e ainda conseguiu provar que o campo magnético geral, gerado pelo Sol é da ordem de 1 a 2 Gauss. Esse campo magnético está dirigido de norte para sul, porém nas regiões onde se encontram os campos magnéticos intensos (1000 Gauss), estes estão dispostos, no sentido leste-oeste. O estado de plasma, que se encontra a matéria Solar, oferece pouca resistência à corrente elétrica o que faz com que toda a estrela se comporte como uma bobina elétrica.

Descobriu-se posteriormente que as linhas de força do campo magnético estão confinadas no plasma, ou seja, comportam-se como se estivessem ligadas às particulas que o compõem e acompanham o fluxo de matéria. Com isso a rotação diferenciada acaba deformando essas linhas como se fossem tiras de borracha. As linhas do campo magnético sofrem um processo condensação, até cada grupo assumir a forma espiralada. Daí encontram-se espirais ao longo de todos os meridianos e todas no sentido leste-oeste (sentido de rotação). A concentração dessas linhas equivale a maior intensidade dos campos magnéticos em relação a situação inicial, e como a rotação não é uniforme cada espiral pode ser esticada até formar um laço. Em certos momentos os laços se rompem e afloram na superfície. Nesse momento temos a formação das manchas solares.

ESTRUTURA EXTERNA DO SOL

FOTOSFERA

Aparentemente a olho nu e com instrumentos de baixa precisão a superfície solar é bastante uniforme. Na realidade ela é formada por pequenas estruturas hexagonais, os grânulos, de forma irregular e separadas por zonas mais escuras. Verificou-se posteriormente que essas estruturas são topos de colunas ascendentes de gás aquecido que ao se resfriarem descem pelas zonas escuras vizinhas decorentes dos processos de convecção, que mistura o gás nas camadas inferiores a fotosfera. Estima-se que a diferença de temperatura entre os grânulos e as zonas escuras é de cerca de 1000 K.

Como o campo magnético é muito intenso em certas regiões (pelos efeitos explicados anteriormente) as linhas ficam quase perpendiculares à superficie e a matéria tende a se mover ao longo das linhas, nesse caso, a matéria fica "confinada'' a elas. Com isso há um bloqueio no movimento convectivo e o plasma desloca-se verticalmente, acompanhando as linhas e não horizontalmente para descer pelas zonas escuras. Então reduz-se a propagação do calor em certas áreas, que se tornam mais frias que as áreas circunvizinhas, emitindo pouca radiação. Isto é que caracteriza a mancha solar na fotosfera.

Constatou-se que o número de manchas solares sofre variações periódicas e essas variações estão ligadas ao "Sol calmo'' e ao "Sol ativo''. Partindo do "Sol calmo'' ,estágio de mínima atividade, observa-se que durante 4,6 anos há um aumento rápido das manchas atingindo um valor máximo. Após esse máximo transcorrem cerca de 6,4 anos onde se constata uma diminuição gradual nas manchas, atingindo novamente uma atividade mínima. No total entre um estágio de 4,6 anos de "Sol ativo'' e o outro estágio de 6,4 anos de "Sol calmo'' decorrem cerca de onze anos. Embora cada onze anos de atividade seja igual ao outro no seu aspecto visual, deve-se considerar que a polaridade magnética do Sol se inverte, ou seja, as manchas que ocorreram no hemisfério norte durante o "Sol ativo'', irão ocorrer no hemisfério sul no estágio correspondente ("Sol ativo'') e vice-versa. Com isso nós temos um período completo vinte e dois anos de atividades solares, quando então o ciclo recomeça.

CROMOSFERA

É uma região externa à fotosfera. A temperatura na cromosfera se reduz a partir da fotosfera até atingir 500 km de altitude com 4000 K e, então há novamente um aumento até atingir 9000 K a altitude de 2000 km quando se inicia a coroa. A observação da cromosfera, por muito tempo só foi possível quando ocorriam eclipses totais que encobriam a luz fotosférica. Só há poucas décadas desenvolveu-se um instrumento , o coronógrafo, que simula o eclipse solar total, e nada mais é do que um telescópio preparado com filtros e obstáculos especiais que permitem somente a passagem da luz da cromosfera e coroa.

Ocorrem ainda as protuberâncias solares que se elevam da cromosfera para a coroa. Estas são visíveis sem instrumentos durante os eclipses solares totais, ou com o auxílio do coronógrafo. Essas protuberâncias podem ser eruptivas, de rápida duração, ou protuberâncias quiescentes que podem durar várias rotações solares. As protuberâncias possuem uma densidade muito superior à coroa circundante e temperatura de 10.000 a 20.000 K. Esses fenômenos são devido à assossiação de campos magnéticos que variam de 20 a 200 Gauss.

Quando as explosões que dão origem às protuberâncias ocorrem, e isso aparece principalmente nas proximidades das manchas solares na fotosfera, é que se percebe a influência do Sol sobre a atmosfera terrestre. Tal atividade pode interromper as comunicações a longa distâncias. Ocorre que partículas com muita energia são lançadas ao espaço e atingem a Terra provocando uma ionização da atmosfera terrestre. Em consequência, a ionosfera (camada atmosférica terrestre) deixa de refletir as ondas de rádio emitidas pelo Sol para o espaço e as ondas de rádio das emissoras de volta para a Terra, podendo interromper as comunicações a longa distância. Grande parte da radiação emitida pelo Sol atenua-se na nossa atmosfera, a qual atua como filtro bloqueando as radiações mais prejudiciais a formas de vida na superfície terrestre.

COROA

É a camada mais impressionante do Sol e a mais extensa delas (abrange praticamente todo o Sistema Solar). A densidade da matéria nessa camada é cerca de 10 milhões de vezes menor que na fotosfera e diminui conforme se afasta do Sol. Em condições normais também não pode ser vista, pois a sua emissão de luz é um milhão de vezes menor que a luz da fotosfera. Pode ser visualizada em eclipses solares totais e com o coronógrafo. A Coroa pode ser distinguida em três regiões: Coroa interna com expessura 1,3 raios solares a partir da cromosfera; Coroa intermediária que vai de 1,3 a 2,5 raios solares e a Coroa externa de 2,5 a 24 raios solares. Ao longo da translação terrestre, a Terra caminha imersa na coroa solar, e a radiação presente nela (advinda do Sol) bombardeia continuamente nosso planeta.

Sol
O Sol observado através do ultravioleta evidenciando uma protuberância.

Para podermos imaginar o quanto essa reação nuclear é poderosa vamos fazer a seguinte comparação. Se o Sol fosse formado pelo combustível mais eficiente que se conhece, que é o combustível usado no ônibus espacial, e todo o Sol fosse queimado, ele duraria cerca de 100 anos. Sendo movido a energia nuclear apenas 1/3 do hidrogênio do Sol será consumido e mesmo assim os cientistas acreditam que ele irá funcionar por mais 5 bilhões de anos. Considerando que ele já tem quase 5 bilhões de anos, a vida do Sol será de aproximadamente 10 bilhões de anos, ou seja o Sol irá durar 100 milhões de vezes mais do que se fosse movido por energia química.

Fonte: www.cdcc.usp.br

Sol

A estrela chamada Sol é composta de hidrogênio e hélio no estado incandescente e possui 1,4 milhões de km de diâmetro, que eqüivale aproximadamente a 109 vezes o diâmetro da Terra, e a sua massa eqüivale a 745 vezes a massa de todos os planetas do Sistema Solar juntos.

Sol
Sol

O Sol como sabemos é responsável pela vida orgânica na Terra. Sem ele não haveria luz nem calor, fatores necessários para o aparecimento da vida orgânica. A grande importância de estudar o Sol é que ele é a estrela mais próxima da Terra e pode dar muitas informações sobre as demais estrelas que se encontram a muitos quilômetros de distância de nosso Sistema Solar. As luzes das outras estrelas chegam a Terra muito fracas para a observação, por sua vez a luz solar apresenta um problema inverso, a grande quantidade de luz que chega até o planeta. Qualquer descuido do observador poderá ser fatal. Mesmo se o observador estiver usando filtros especiais para este fim, estes podem se rachar com a alta temperatura causada pela concentração dos raios luminosos na ocular provocando a queima da retina. A única maneira segura de observar o disco solar é projetá-lo num anteparo de cor clara. Alguns telescópios já o trazem como acessório, para aplicação do método chamado projeção.

Quando se projeta a luz do Sol, vemos uma superfície brilhante chamada fotosfera, esta é formada por gases incandescentes a uma temperatura de 5.500 graus centígrados. Apesar de ser intensamente quente comparado com as temperaturas terrestres, é pequena comparada com a temperatura do núcleo, onde ocorre intensas reações termonucleares que geram grandes quantidades de energia. no núcleo calcula-se que a temperatura atinja algo em torno de 15 milhões de graus centígrados. A Fotosfera quando observada com grande aumento mostra um aspecto similar a grãos de arroz, denominados de "granulações", isto é provocado pelo movimento de convecção dos gases aquecidos, similar ao que acontece com uma panela com água a 100 graus centígrados. Estas granulações possuem um diâmetro que varia entre 300 e 1.500 km.

Observando detalhadamente as bordas da imagem projetada notam-se que estas são mais escuras que o centro do disco, este fenômeno é comumente conhecido como "escurecimento do limbo". É produzido pelo efeito dos gases na fotosfera, no centro temos menor quantidade de gases sobre a superfície solar, e conseguimos olhar mais profundamente o Sol, enquanto nos limbos o processo é inverso.

Nos limbos encontram-se também manchas claras, denominadas de "fáculas", estas são regiões de alta temperatura, superior a verificada no restante da fotosfera.

Sol
Manchas Solares

Pode-se observar também na projeção da imagem, manchas mais escuras denominadas "manchas solares", são regiões com temperaturas mais baixas que a superfície brilhante da fotosfera. As manchas solares que se manifestam onde os campos magnéticos do Sol transpassam a fotosfera. A presença de um potente campo magnético parece bloquear a saída do calor do interior do Sol, provocando o aparecimento de uma mancha solar. Esta possui um centro mais escuro chamado de "umbra"e uma parte mais clara denominada "penumbra". A temperatura na umbra é de aproximadamente 4.000 graus centígrados e na penumbra gira em torno de 5.000 graus centígrados. Estas temperaturas são as mesmas da superfície de Aldebaram, gigante vermelha da constelação do Touro. O tamanho de uma mancha é muito variado, esta pode ser do tamanho de uma granulação ou alcançar enormes distâncias, algo em torno de 100.000 km. As manchas maiores tendem a formar grupos e às vezes alcançam o tamanho que eqüivale a distância da Terra a Lua, podendo serem vistas inclusive a vista desarmada ao entardecer sob a atmosfera.Uma grande mancha leva aproximadamente uma semana para crescer lentamente, após alcançar o tamanho máximo leva uma quinzena para desaparecer completamente.

Enquanto o Sol gira podem ser observadas novas manchas em um limbo, enquanto outras grupos que eram vistos desaparecem no outro lado. Um grupo de manchas raramente permanece mais de uma ou duas rotações solares (cerca de um mês) , explicações para fato ainda sendo pesquisadas. Geralmente um grupo de manchas contém dois grupos principais, orientados de Leste para Oeste, a mancha que se move pela superfície é denominada de P (mancha precedente) , e a maior que a segue denomina-se F. As manchas P e F possuem polaridade magnética inversa, como os extremos de um imã em ferradura completadas por linhas invisíveis de forças interagindo entre as manchas solares.

Algumas vezes os intensos campos magnéticos de um complexo de manchas, liberam um repentino flash de potência ao espaço, que são conhecidos como "espículas", que podem durar entre um minuto e talvez horas. Estas partículas atômicas são liberadas ao espaço pela explosão de uma espícula, chegando a Terra cerca de um dia após a sua liberação, provocando interferência nas comunicações e efeitos luminosos na alta atmosfera. Estes fenômenos luminosos são conhecidos como "auroras boreais", que ocorrem em latitudes muito ao Norte ou no Extremo Sul.

Observando o deslocamento das manchas solares através da superfície podemos medir o período de rotação do Sol, por ser um astro gasoso, o Sol não gira na mesma velocidade em todas as latitudes. A velocidade é maior no equador cerca de 25 dias, a 45 graus de latitude a sua velocidade é de 34 dias, por convenção e para facilitar os estudos trabalha-se com a velocidade de rotação de 26,38 dias, que equivale a uma latitude de aproximadamente 15 graus. Como resultado do movimento orbital da Terra, precisa-se adicionar dois dias extras para se encontrar uma mancha no mesmo local visto na observação do período anterior.

O número de manchas solares observados desde a Terra, aumenta e diminui em um ciclo médio de 11 anos de duração, apesar de haver ciclos pequenos de até oito dias e outros que extrapolam chegando a durar 16 anos. Há períodos em que o Sol não apresenta nenhuma mancha visível durante vários dias, porém nos picos de máxima atividade o número de manchas pode alcançar até 100 manchas em um único grupo. Entretanto o nível de atividade pode variar consideravelmente de ciclo para ciclo. O número total de manchas observadas levando-se em conta o instrumento de um amador, gira em torno de 15 a 100 manchas de observação.

A atividade solar é imprevisível o que aumenta a fascinação dos observadores, porém ser definidas. As primeiras manchas de cada um novo ciclo, aparecem em latitudes de 30 a 35 graus, Norte e Sul do Equador solar, a medida que o ciclo avança a tendência é de que as manchas localizem-se perto do equador. As manchas de um ciclo alcançam um número máximo, após alcançarem este pico começam a diminuir e se localizam em uma latitude de cerca de 10 a 5 graus ao Norte e ao Sul do Equador, neste momento as novas manchas do novo ciclo estão se formando em latitudes superiores. É muito raro encontrarem-se manchas em latitudes superiores a 40 graus e sobre a linha do equador solar.

Sol
Cromosfera

Acima da fotosfera encontra-se uma tênue capa de gás denominada "cromosfera", que mede aproximadamente 10.000 km, esta camada não é vista a luz normal, as vezes pode ser vista com uma cor rosada, ocasionada pelo gás hidrogênio. Também são vistas ao redor da superfície solar as "proeminências", que possuem a mesma coloração rosa em virtude do gás hidrogênio,estando relacionadas com o campo magnético solar. Estas estruturas alcançam a altura de 100.000 km formando belas esculturas que podem ser vistas durante meses. São encontradas ainda na superfície do Sol as "proeminências eruptivas", estas duram apenas horas ou minutos sendo labaredas lançadas do interior do Sol com uma velocidade de 1.000 km/s.

Sol
Proeminências

todas estas formas de atividades seguem o ciclo de 11 anos. Porém a estrutura do Sol mais interessante é a sua "coroa", uma pálida camada de gás que só pode ser vista quando quando a fotosfera é escurecida por um eclipse total solar, mostrando espetáculos lindíssimos como o anel de brilhante.

Sol
Coroa

Sol
Anel de brilhante

A coroa é composta por gás extremamente rareificado que alcança a temperatura de um a dois milhões de graus centígrados. Este gás emanado do núcleo integra-se ao sistema solar formando o que se conhece de "vento solar",partículas que viajam a uma velocidade de 400 km/s. A maior evidência de sua existência, são as caudas dos cometas que se formam quando estes passam pelo periélio, podendo-se afirmar de uma maneira mais genérica, que todo sistema solar encontra-se dentro do coroa solar.

Fonte: www.gea.org.br

Sol

Sol é o centro do sistema solar, ao seu redor, giram a Terra e os outros planetas do Sistema Solar . Calcula-se que tenha se formado há cerca de 5 bilhões de anos. Sua massa representa cerca de 99,8% de toda a massa existente no Sistema Solar. O Sol é formado por uma massa de gases quentes: cerca de 73% de hidrogênio, 25% de hélio e 2% de dezenas de outros elementos.

Estrutura Interna

A maior parte da energia é produzida na região mais central do Sol (a menos de 1/4 do raio solar).. Após está área de produção de energia há uma região de transporte radiativo, mais externamente o transporte de energia é convectivo. A convecção é visivel na superfície solar como uma granulação.

A composição do Sol tem se mantido basicamente a mesma desde sua formação. O Sol é constituido basicamente de hidrogênio e hélio. A energia do Sol é gerada a partir de reações nucleares, que 'transformam' elementos leves em elementos mais pesados; cerca de 5% do hidrogênio que havia inicialmente no Sol já foi transformado em hélio.

O Sol também apresenta rotação, mas como ele não é um corpo rígido, o período de rotação nos polos é diferente do período de rotação no equador (mais de 30 dias nos polos e apenas 25 no equador).

Atmosfera

A atmosfer solar é dividida em Fotosfera e Cronosfera, após a atmosfera se estende a coroa. A A fotosfera é a parte mais interior da atmosfera solar, com espessura de 300 a 500 km. É a parte visível da superfície do Sol. A parte mais interior da fotosfera tem temperatura de 8 000 K, enquanto a temperatura da mais exterior é de 4 000 K. A cromosfera é uma camada exterior à fotosfera, de espessura de cerca de 500 km, onde a temperatura aumenta de 4 500K a 6 000 K. A cromosfera é visivel apenas em instantes de eclipses solares totais, onde a Lua oculta completamente a fotosfera; nestas ocasiões a cromosfera se apresenta como um fino anel. Quando isto ocorre, o espectro da cromosfera pode ser observado.

Gradualmente a cromosfera mergulha na coroa. A coroa também é melhor observada nos eclipses solares totais, onde se apresenta como um halo de luz se extendendo por algumas vezes o raio solar. Atualmente esta camada da atmosfera solar pode ser estudada com auxílio de um aparelho chamado coronógrafo. O brilho da coroa é comparável ao da Lua cheia, ficando ofuscado pelo brilho da fotosfera. A temperatura alta da coroa tem de ser mantida por um suprimento constante de energia. Devido a esta alta temperatura, os gases da região da corona se tornam difusos, de maneira que a energia total armazendada é pouca. Gradualmente estes se convertem no vento solar, que é um fluxo de partículas a partir do Sol, atingindo todo o sistema solar. O gás perdido neste processo é reposto com novo material da cromosfera.

Fonte: br.geocities.com

Sol

O SISTEMA SOLAR

Sendo o nosso sistema planetário, o sistema solar é constituído do Sol, os nove planetas (Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Netuno e Plutão) e seus satélites, os asteróides, cometas, gás e poeira interplanetária. Sua extensão geralmente é medida em U.A. ( Unidades Astronômicas) , de aproximadamente 150 milhões de quilômetros, correspondendo a distância média entre a Terra e o Sol. Plutão, o planeta mais distante do sistema, se localiza a 39,44 UA. A fronteira entre o que é considerado sistema solar e o espaço interestelar, se localiza a 100 UA, porém acredita-se que os cometas podem ter órbitas que se estendem em até 50.000 UA.

O Sol é a estrela mais próxima da Terra. O Sol contém 800 vezes mais material que todos os corpos celestes do sistema Solar, tratando-se da fonte energética de nosso sistema planetário. A segunda estrela mais próxima de nós é a Alfa Centauro, embora esteja numa região 250.000 vezes mais distante que a posição do Sol em relação ao nosso planeta.

Nove são os planetas do sistema solar, divididos geralmente em dois grupos. Os planetas interiores ou terrestres - Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, compostos basicamente de rocha, Ferro e Níquel, e os planetas exteriores ou Jovianos ( do tipo de Júpiter ), - Júpiter, Saturno, Urano, Netuno, Plutão, compostos dos gases, Hidrogênio, Hélio, Metano e outros em menores quantidades.

Outros constituintes do sistema são os Asteróides, pequenos corpos rochosos que orbitam entre Marte e Júpiter. Atraídos para o interior do sistema, os asteróides podem penetrar na atmosfera terrestre e dependendo do tamanho, até se chocar com a superfície. Quando isto acontece são chamados de meteoros e recebem o nome popular de "estrelas-cadentes", e os fragmentos que chegam a tocar a superfície de meteoritos.

Os cometas são corpos compostos de gelo e poeira, remanescentes da nuvem primordial que deu origem ao sistema. Eles orbitam o Sol a distâncias tão grandes que seus movimentos podem ser influenciados por outras estrelas, fazendo com que eles rumem para o interior do sistema.

O Sol

Distância média da Terra: 150 milhões de km Velocidade rotacional média: 1,9 km/s Diâmetro: 1,4 milhão de km, 190 vezes o da Terra Massa: 1,989 x 1030 kg, 333 mil vezes a da Terra Número de planetas: 9 O Sol é a estrela que dá nome ao Sistema Solar, estando situado no centro deste sistema planetário. Seu diâmetro chega aproximadamente a 1,4 milhões de quilômetros.

O Sol é uma gigantesca esfera de gás em combustão. É a estrela mais próxima da Terra, a qual aproveita sua energia para a preservação da vida. A fonte de sua capacidade energética reside nas reações nucleares ocorridas em seu núcleo. As temperaturas no núcleo solar chegam a aproximadamente 15 milhões de graus centígrados. Os átomos de hidrogênio (o gás principal) sofrem um processo de transformação da qual deriva o gás hélio.

Eclipses

Os eclipses são as ocorrências envolvendo astros que mais amedrontavam as antigas civilizações. Este fenômeno, em eras passadas, era cercado de mitologias e crenças que presumivelmente significam o fim dos tempos. No entanto, com a evolução dos conhecimentos científicos, o homem passou a encarar tal fenômeno racionalmente.

O eclipse solar é um dos eventos astronômicos mais facilmente observáveis a olho nu. Em um dos eclipses solares totais visíveis do Brasil, ocorrido em três de novembro de 1994, astrônomos das mais diversas nações estiveram na cidade de Criciúma, em Santa Catarina, para fotografar e observar o fenômeno. Da posse dos dados obtidos, há a possibilidade da produção de estudos bastante úteis na compreensão de várias particularidades elacionadas à ocorrência de certos fenômenos astronômicos que ainda não encontram explicação satisfatória.

Ele é a passagem de todo, ou parte de, um corpo astronômico pela sombra de outro. Um eclipse lunar ocorre quando a Lua entra na sombra da Terra (na Lua cheia). Um eclipse solar acontece, sempre na Lua nova, se a Lua passar diretamente na frente do Sol. A sombra da Lua move-se rapidamente através da Terra. Observadores na região de penumbra visualizarão um eclipse parcial com apenas parte do Sol escondida pela Lua.

Sol

Na região de sombra plena, observa-se o eclipse total, no qual todo o disco solar é coberto pela Lua. Eclipses anulares ocorrem quando a Lua está muito distante para cobrir o Sol, escondendo apenas o disco central solar. Eclipses do Sol e da Lua apenas ocorrem quando os corpos estão próximos da linha de nós.

Os Planetas

Corpo celeste compacto, sem luz própria, relativamente frio, que gira em torno de uma estrela em órbita quase sempre elíptica. São nove os planetas que giram em torno do Sol: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Netuno e Plutão. Chamam-se inferiores os planetas cuja órbita é menor que a da Terra: Mercúrio e Vênus. Os demais planetas são chamados superiores.

A Origem dos Planetas do Sistema Solar

Os planetas do Sistema Solar (Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Netuno e Plutão) foram formados, segundo as teorias vigentes, a partir da colisão de fragmentos ocorridos na formação do Sol (única estrela do Sistema Solar, constituindo sua fonte energética). Tais fragmentos permaneceram em regiões planas do espaço no Sistema Solar em formação, regiões estas preenchidas por hidrogênio e hélio . Através da concentração destes fragmentos em diferentes corpos, foi iniciada a formação dos planetas se nosso sistema, processo que durou milhões e milhões de anos.

A Lua

A Lua é o único corpo celeste já visitado pelo homem pois, no final da década de 60, o homem realizou a proeza de viajar pelo espaço, conquistando o único satélite da Terra. A Lua formou-se da fusão do material do globo lunar com o constante choque de meteoros. Posteriormente houve uma fusão interna além do surgimento dos mares que foram sedimentados com o esfriamento gradual da Lua. Apesar de seu brilho sobre os céus noturnos terrestres, o material que constitui a Lua não possui grande reflexibilidade da luz.

A superfície lunar apresenta formações de relevo que os astrônomos chamam de planaltos e mares. Tais relevos podem ser distinguidos na observação da Lua a olho nu: os planaltos correspondem às partes da superfície lunar que são mais brilhantes e os mares as partes mais escuras. Cerca de oitenta por cento da superfície da Lua é constituída de planaltos.

Além de planaltos e mares a superfície da Lua é caracterizada pela presença de diversas crateras. Ao que tudo indica, tais crateras foram originadas pelo choque de meteoritos com a superfície lunar. Deste modo, supõe-se que as regiões mais castigadas sejam muito antigas.

Não foram encontrados materiais orgânicos nas amostras extraídas da Lua, o que reforça a idéia da impossibilidade de surgimento de formas de vida no satélite terrestre em qualquer período anterior.

A Lua é biologicamente estéril, e a falta de água e atmosfera excluem positivamente a possibilidade de geração da vida em sua superfície, pelo menos sob suas condições naturais.

Fonte: www.orbita.starmedia.com

Sol

De que tipo de material é composto o vento solar?

O vento solar é constituído essencialmente por protões e electrões, com uma pequena contribuição de iões de massa mais elevada.

Porque é que não podemos explicar a energia proveniente do Sol como sendo devida à contração gravitacional?

A energia libertada pela contracção gravitacional de um Sol sem outras fontes de energia não seria suficiente para fazer o Sol brilhar durante 4,6 mil milhões de anos.

Qual é a diferença entre as zonas radiativa e convectiva no interior do Sol?

A zona radiativa no Sol transfere a energia gerada no núcleo para as regiões exteriores através de fotões que vão interagindo com os electrões e iões. A zona convectiva atua na zona exterior do Sol e transporta energia através da circulação de matéria a temperaturas diferentes.

Como é que as fulgurações solares nos afetam?

As fulgurações solares libertam partículas carregadas com grande energia. Estas partículas podem atingir a Terra, ou um astronauta no espaço.

O que é uma mancha solar?

As manchas solares estão associadas a intensos campos magnéticos e parecem escuras porque estão a uma temperatura ligeiramente inferior ao resto da superfície do Sol.

De que é feita a coroa solar?

A coroa solar faz parte da atmosfera do Sol e é constituída essencialmente por hidrogénio e hélio, possuindo também muitos outros elementos em elevado grau de ionização.

Não encontrou resposta para a sua dúvida? Não a esqueça!

A possibilidade de colocar novas questões encontra-se encerrada. A ausência de apoios e dificuldades em termos de disponibilidade por parte dos nossos colaboradores forçaram-nos a encerrar, esperamos que de forma temporária, o Pergunte ao Astrónomo.

Fonte: www.portaldoastronomo.pt

Sol

O núcleo do Sol atinge uma temperatura de 16 milhões de ºC, temperatura suficiente para sustentar as reações de fusão termonucleares.

As reações termonucleares são realizadas em altas temperaturas, como o nome diz. Neste processo ocorre a fusão nuclear, onde são fundidos quatro núcleos de hidrogênio para formar um núcleo de hélio (partícula alfa). O núcleo de Hélio (partícula alfa) possui uma massa menor que os quatro núcleos de hidrogênio. Esta diferença de massa é transformada em energia e transportada para a superfície do Sol, por radiação e convecção, onde é liberada para o espaço em forma de luz e calor.

Sol

No processo de fundir hidrogênio para formar hélio, as reações nucleares também produzem partículas elementares, uma delas é o neutrino. Estas partículas sem carga, passam direto pelas várias camadas solares e se espalham pelo Universo. Com equipamentos especiais, elas podem ser detectadas aqui na Terra. O que intriga os cientistas é que o número de neutrinos que nós detectamos é bem menor do que era de se esperar. Este problema relativo aos neutrinos "perdidos" é um dos grandes mistérios da astronomia solar.

A densidade perto do núcleo do Sol é aproximadamente 150 g/cm3, não se esqueça que a densidade da água é de 1 g/cm3. Quando atingimos a superfície do Sol a densidade cai para 2,18 × 10-7g/cm3. Esta variação na densidade pelas várias camadas que constituem o Sol, provoca nos fótons, que são produzidos no núcleo do Sol, um tempo de saída do seu núcleo até a superfície superior de alguns milhões de anos.

Região de Radiação e de Convecção
SOL INTERIOR

A Região de radiação é a camada que vem logo a seguir ao núcleo do Sol, terminando na região de interface. A principal característica da região de radiação é a forma como se dá a propagação do calor produzido no núcleo do Sol, ou seja pela radiação.

A energia gerada no núcleo é transportada por fótons, que interagem com as partículas que encontra pelo caminho, na região radioativa. Embora os fótons viajam à velocidade da luz, eles interagem tantas vezes no interior deste material denso, que um fóton individual leva aproximadamente um milhão de anos para alcançar a camada de interface entre a região radioativa e de convecção.

A variação da densidade desta região cai de 20 g/cm3 para somente 0.2 g/cm3, valor bem inferior a densidade da água ( 1g/cm3). Neste mesmo trecho, a temperatura cai de 7.000.000° C para aproximadamente 2.000.000° C.

A região de convecção é a quarta camada no interior do Sol. No início desta camada, a temperatura é por volta de 2.000.000° C. Pensando nas temperaturas do Sol não é um grande valor, o calor vindo da região de radiação faz com que o fluido fique instável e comece a "ferver", provocando o movimento de convecção.

Sabemos que a convecção é uma forma de propagação do calor, isto ocorre com os líquidos e gases, fenômeno bastante conhecido por nós aqui na Terra. Estes movimentos de convecção levam o calor muito rapidamente à superfície. O fluido se expande e esfria à medida que sobe.

Na superfície visível, a temperatura cai para um valor aproximado de 6.000ºC, o mesmo acontecendo com a densidade, que é da ordem de 10-7 no topo da camada de Convecção. Os movimentos de convecção são visíveis na superfície pela formação de grãos, denominados grânulos.

Sol

A fotosfera

A Região que chamamos de "superfície" do Sol, já que é um corpo gasoso, damos o nome de fotosfera (esfera luminosa) , sua espessura é por volta de 500km, muito fina comparada com o raio do Sol. No entanto é desta região que é jogada para o espaço a maior parte da radiação solar.

Sol

Vários fenômenos podem ser observadas na fotosfera com um telescópio simples, não esquecendo de utilizar um filtro para reduzir a intensidade da luz. Estas características incluem as manchas solares escuras, fácula (manchas na fotosfera brilhantes), e os grânulos. Nós também podemos medir o fluxo de material na fotosfera.

Sol

Galileo em 1610 foi o primeiro cientista a interessar-se pelo estudo das manchas solares com o seu telescópio, isto lhe custaria mais tarde a visão. São manifestações da atividade solar que se apresenta na forma de manchas escuras, algumas pequenas e outras de dimensões tão grandes quanto o diâmetro da Terra.Veja na foto a comparação dos tamanhos.

Sol

Grânulos são áreas pequenas com uma dimensão aproximada de 1000 km, que cobrem toda a fotosfera do Sol com exceção das áreas cobertas por manchas solares. Esta camada é a parte mais externa da região de convecção, onde chegam os fluidos quentes do interior do Sol. Estas formações tem uma duração muito pequena da ordem de minutos. Ela foi observada pela primeira vez em 1784 pelo astrônomo James Short, por lembrar grão de arroz, recebeu o nome de grânulos.

Estes "grãos de arroz" são as partes mais brilhantes e se destacam do fundo pela coloração mais escura ao seu redor, como pode ser vista na imagem.

Mitologia

Sol

Helios na mitologia grega era um jovem que personificava o nosso astro sol. Cada manhã ele subia do oceano para o céu em sua carruagem puxada por seus quatro cavalos ( Pyrois, Eos, Aethon e Phlegon), descendo somente à noite. Fazia seu percurso sempre de leste para oeste. Helios era o deus que tudo vê e tudo sabe.

A reverência ao sol como um deus veio da Ásia para a Grécia. Helios foi adorado em vários lugares do Peloponeso, mas especialmente em Rodes onde a cada ano eram realizados os jogos em sua honra.
Em Rodes também havia a famosa estátua conhecida como Colosso de Rodes. Esta estátua enorme, media 32 metros de altura e foi construída em 302 a 290 aC. No terremoto de 224-223 aC a estátua rompeu os joelhos e caiu ao mar.

O Sol é a personificação romana do astro sol, completamente idêntico ao deus grego Helios.

A foto ao lado tirada de um bloco de pedra, que vem de um período na história egípcia, em que o sol foi considerado a única divindade. O Faraó egípcio Akhenatom, aboliu todos os deuses do Egito, criando o culto a um único deus, o Sol.

Se olharmos em outras culturas até mais recentes como os astecas e os nossos índios, veremos sempre presente este temor e reverência ao Sol.

O Sol e a vida na Terra

Retornando ao início da sua existência, o Sol era muito mais escuro do que é hoje, e nesta época a Terra ainda estava congelada. A quantidade e a qualidade da luz vinda do Sol desde esta época, tem variado ao longo do tempo. Ainda hoje estas variações nos afetam de várias maneiras, em particular no nosso clima. Isto independentemente da destruição que o homem tem provocado ao longo dos séculos, na superfície do nosso planeta.

Parte da energia vinda do Sol é a responsável pelo aquecimento de toda a nossa atmosfera, criando uma série de fenômenos que fazem parte do nosso dia a dia. O movimento das corrente marítimas nos oceanos, o ciclo das águas, do ar, etc.

O aquecimento do ar provoa o movimento de grandes massa de ar, gerando desde uma brisa até furacões.

Sol

As correntes marítimas, onde grandes quantidades de água fria ou quente dos oceanos, se deslocam por grandes regiões do nosso planeta. Estes e muitos outros fenômenos não seriam possíveis sem esta estrela.

A repetição das estações do ano, as fases da Lua, o dia e a noite, são algumas das inúmeras consequências notadas pelo homem durante o transcorrer dos séculos, como um sinal da influência do Sol no nosso planeta.

Sol

Esta periodicidade na repetição dos fenômenos fez surgir o calendário e o relógio de Sol, como formas de orientar as atividades do ser humano. A organização da agricultura, seguindo o ritmo das estações do ano deu surgimento ao que os historiadores chamam de revolução agrícola, ainda nos primordios da nossa civilização.

Hoje temos um melhor conhecimento dos efeitos que o Sol tem sobre o planeta, sabemos como a luz e o calor que chega até os seres vivos, permite o crescimento e desenvolvimento dos animais e plantas.

Esta ligação direta com a natureza e a sua total dependência, gerou toda uma cultura baseada na astronomia, no movimento dos astros e na sua contínua observação, na expectativa do que o céu poderia nos dizer. Nestes fatos, reside todo o significado que ao longo do tempo foi dado ao Sol, as estrelas, cometas, sendo tratados como divindades !

A estrutura solar

O Sol tem um papel muito importante para nos ajudar a entender o resto do universo. É a estrela que está próxima de nós, se conseguirmos estudá-la, ela poderá nos revelar detalhes sobre como são as outras estrelas que povoam a nossa galáxia e muitas outras. O Sol é por assim dizer, a chave para entendermos as outras estrelas.

Idade

5 BILHÕES DE ANOS

Distância

Sol-Terra 150 MILHÕES DE km

Raio

695.000 km

Massa

1,99 . 1030 kg

Composição

Hidrogênio - 71%

Hélio

26,5%

Outros

2,5%

Por ser um corpo gasoso, o Sol gira muito rapidamente no equador, completando uma rotação a cada 26,7 dias e nos polos este tempo é de 35 dias. Você verá que também nos planetas gasosos gigantes do sistema solar, (Júpiter, Saturno e Netuno) a rotação é muito rápida.

Sol

Nós hoje estimamos a idade do Sol, o seu diâmetro, a massa e a sua luminosidade. Também conseguimos informações detalhadas sobre o seu interior e a sua atmosfera. Estas informações são importantes para a compreensão de outras estrelas e de como elas evoluem. Podem ser examinados muitos processos físicos com detalhes que ocorrem no Sol e em outros locais do universo. A astronomia solar nos ensina muito sobre as estrelas, os sistemas planetários, galáxias, e o próprio universo.

O interior do Sol foi dividido em quatro regiões: núcleo, região de radiação, camada de interface e região de convecção. Esta divisão foi feita em função dos diferentes tipos de processos que ocorrem em cada um deles. No núcleo é gerada a energia. Esta energia se espalha através da radiação, principalmente raios gama e raios x pela região de radiação.

Na região de convecção a energia se propaga através da convecção dos fluidos aquecidos até atingir a parte externa do Sol. A quarta região é uma pequena camada de interface entre a região de radiação e a região de convecção, acredita-se que é este o local onde é gerado o campo magnético do Sol .

A Cromosfera

Acima da fotosfera encontramos a Cromosfera (esfera colorida), pode ser vista durante as eclipses solares totais, como um anel avermelhado, causada pelos átomos de hidrogênio super aquecidos ao redor do Sol. Nesta foto obtida durante um eclipse total, você pode ver as protuberâncias do Sol nas extremidades do disco escuro.

Como pode ser vista na foto, as protuberâncias possuem a forma de grandes labaredas, que podem atingir grandes alturas, o que significa dizer da ordem de 200.000km. Comparativamente ao tamanho da Terra, só para termos uma idéia, ela pode ser superior as dimensões do nosso Planeta.

A cromosfera é uma camada irregular, onde a temperatura sobe de 6000° C para aproximadamente 20.000° C. Nesta temperatura muito alta, o hidrogênio emite luz na cor avermelhada. Esta emissão colorida pode ser vista nas proeminências solares, que são jatos de gás luminoso que se eleva acima da cromosfera e que podem ser vistas durante um eclipse solar total.

Sol

Quando observamos o sol com um filtro (foto ao lado), para isolar algumas emissões de luz, temos uma visão interessante da cromosfera, onde podem ser estudados fênomenos que ali ocorrem.

Coroa Solar

A medida que nos afastamos da "superfície" a temperatura aumenta continuamente até atingir 50.000 ºC, enquanto a densidade cai muito em relação a fotosfera. Logo a seguir encontramos uma região chamada Coroa, que se extende para o espaço na forma de vento solar.

A Coroa é a atmosfera exterior do Sol. É visível durante o eclipse total do Sol como uma coroa branca perolada que cerca o Sol. A coroa exibe uma variedade de características como as plumagens, loops e proeminências.

Sol

Na região da coroa os gases são super-aquecidos a temperaturas superiores a 1.000.000ºC. A uma temperatura tão alta os gases Hidrogênio e Hélio que são os mais abundantes nesta região, perdem seus elétrons, isto acaba acontecendo até mesmo em outros átomos como o Carbono, Nitrogênio e o Oxigênio.

Para poder estudar a coroa hoje podemos utilizar um equipamento inventado por Bernardo Lyot (coronógrafo), nós podemos produzir eclipses artificiais que cobrem o disco do Sol e filtra a luz que não nos interessa no estudo da coroa.

Sol

Esta imagem da coroa do Sol foi obtida em Raios X. As regiões mais brilhantes são fontes de emissões mais potentes de raios X.

Vento Solar

O Sol é a fonte do vento solar, que é o fluxo de gases que jorram do Sol, a uma temperatura de 1 milhão de graus Celsius, carregado de partículas, principalmente de hidrogênio ionizado (elétrons e prótons). Este fluxo se desloca do Sol a uma velocidade muito grande indo para regiões distantes do sistema solar, ultrapassando por exemplo a Terra, a uma velocidade aproximada de 18 milhões de km/h.

Perturbações no vento solar provocam alterações significativas na Terra. Regiões na superfície do Sol emitem luz ultravioleta e raios X que acabam aquecendo a parte mais alta da atmosfera da Terra. Estas mudanças podem provocar alterações nas órbitas dos satélites artificiais e até danificá-los, podendo encurtar o seu tempo de permanencia ao redor da Terra. Esta radiação em excesso pode danificar fisicamente satélites e pode ser uma ameaça aos astronautas que estiverem no espaço.

Hoje como cada vez mais nós dependemos dos satélites para comunicação, acabamos mais facilmente notando as mudanças que ocorrem no Sol através do vento solar.

As oscilações do campo magnético da Terra, alteradas pelas mudanças no vento solar, pode também fazer seus estragos na superfície da Terra. Os cabos de alta tensão, que transportam energia elétrica entre estações de alta tensão, são afetados pela variação do campo magnético, e isto acaba danificando os equipamentos das estações.

O Sol como um Laboratório Físico

Os cientista trabalham a décadas para tentar reproduzir as reações nucleares de maneira controlada aqui na Terra.

A maioria destes esforços estão sendo feitos em máquinas chamadas Tokamak, que através de campos magnéticos intensos cria uma espécie de recipiente para conter o plasma extremamente aquecido. O plasma em física, é uma mistura de íons e elétrons que podem ser produzidos a altas temperaturas.

Muitas pesquisas em astronomia solar consistem em observar e entender como se comporta o plasma solar, para poder reproduzir em pequena escala nos laboratórios de pesquisa aqui na Terra. Desta forma a uma grande interação entre os astrônomos solares e os pesquisadores de várias áreas do conhecimento na Terra.

Fonte: www.ciencia-cultura.com

Sol

O Sol, nossa fonte de luz e de vida, é a estrela mais próxima de nós e a que melhor conhecemos.

Basicamente, é uma enorme esfera de gás incandescente, em cujo núcleo acontece a geração de energia através de reações termo-nucleares. O estudo do Sol serve de base para o conhecimento das outras estrelas, que de tão distantes aparecem para nós como meros pontos de luz.

Sol
Foto do Sol na linha Halfa do hidrogênio, obtida pelo National Solar Observatory, EUA. Os filamentos escuros são proeminências.

Sol

Apesar de parecer tão grande e brilhante (seu brilho aparente é 200 bilhões de vezes maior do que o de Sírius, a estrela mais brilhante do céu noturno), na verdade o Sol é uma estrela bastante comum. Suas principais características são:

Massa M = 1,989 x 1030 kg
Raio R = 696 000 km
Densidade média Sol = 1409 kg/m3
Densidade central Sol = 160 000 kg/m3
Distância 1 UA = 1,496 x 108 km
Luminosidade L=3,9×1026 watts=3,9×1033ergs/s
Temperatura efetiva Tef = 5785 K
Temperatura central Tc = 10 000 000 K
Magnitude absoluta bolométrica Mbol = 4,72
Magnitude absoluta visual MV = 4,79
Tipo espectral e classe de luminosidade G2 V
Índices de cor B-V=0,62
  U-B=0,10
Composição química principal (No) Hidrogênio = 91,2 %
  Hélio = 8,7%
  Oxigênio = 0,078 %
  Carbono = 0,043 %
Período rotacional no equador 25,67 d
                na latitude 75° 33,40 d

Algumas das características listadas acima são obtidas mais ou menos diretamente. Por exemplo, a distância do Sol, chamada Unidade Astronômica, é medida por ondas de radar direcionadas a um planeta em uma posição favorável de sua órbita (por exemplo Vênus, quando Terra e Vênus estão do mesmo lado do Sol e alinhados com ele). O tamanho do Sol é obtido a partir de seu tamanho angular e da sua distância. A massa do Sol pode ser medida a partir do movimento orbital da Terra (ou de qualquer outro planeta) usando a terceira lei de Kepler. Sabendo então sua massa e seu raio temos a densidade média do Sol.

Outras características são determinadas a partir de modelos. Por exemplo, a equação deequilíbrio hidrostático, permite determinar a pressão e a temperatura no centro do Sol, supondo que elas têm que ser extremamente altas para suportar o peso das camadas mais externas.

Estrutura do Sol

Sol

Sol

O modelo representado na figura mostra as principais regiões do Sol. A fotosfera, com cerca de 330 km de espessura e temperatura de 5785 K, é a camada visível do Sol. Logo abaixo da fotosfera se localiza a zona convectiva, se estendendo por cerca de 15% do raio solar.

Sol
As células de conveção têm cerca de 5000 km e se movimentam em escalas de 10 minutos

Abaixo dessa camada está a zona radiativa, onde a energia flui por radiação. O núcleo, com temperatura de cerca de 10 milhões de graus Kelvin, é a região onde a energia é produzida, por reações termo-nucleares. A cromosfera é a camada da atmosfera solar logo acima da fotosfera. Ela tem cor avermelhada e é visível durante os eclipses solares, logo antes e após a totalidade. Estende-se por 10 mil km acima da fotosfera e a temperatura cresce da base para o topo, tendo um valor médio de 15 mil K. Ainda acima da cromosfera se encontra a coroa, também visível durante os eclipses totais. A coroa se estende por cerca de dois raios solares.

Sol
Sol

A fotosfera

Sol
Foto do Sol na linha de 584 Å do hélio (HeI), obtida pelo satélite SOHO (The Solar and Heliospheric Observatory), da ESA/NASA

A fotosfera do Sol tem a aparência da superfície de um líquido em ebulição, cheia de bolhas, ou grânulos. Este fenômeno é chamado de granulação fotosférica. Os grânulos têm em torno de 5000 km de diâmetro e duram cerca de 10 min cada. Eles marcam os topos das colunas convectivas de gás quente, que se forma na zona convectiva, logo abaixo da fotosfera. As regiões escuras entre os grânulos são regiões onde o gás mais frio e mais denso escorrem para baixo.

Sol
Foto do Sol em luz branca, mostrando algumas manchas solares

O fenômeno fotosférico mais notável é o das manchas solares, regiões irregulares que aparecem mais escuras do que a fotosfera circundante e que muitas vezes podem ser observadas mesmo a olho nu, embora olhar diretamente para o Sol só não é perigoso quando ele está no horizonte. As manchas foram registradas na China já no ano 28 a.C., mas seu estudo científico começou com o uso do telescópio, sendo observadas (por projeção da imagem do Sol) por Galileo, Thomas Harriot (1560-1621) já em 1610 e por Johannes (1587-1616) e David Fabricius (1564-1617) e por Christoph Scheiner (1575-1650) em 1611. São constituídas de duas partes: a umbra, parte central mais escura, com temperaturas em torno de 3800 K, e a penumbra, região um pouco mais clara e com estrutura radial em torno da umbra. As manchas solares tendem a se formar em grupos e estão associadas a intensos campos magnéticos no Sol.

As manchas solares seguem um ciclo de 11 anos em que o número de manchas varia entre máximos e mínimos, descoberto em 1843 pelo astrônomo amador alemão Samuel Heinrich Schwabe (1789-1875). No gráfico abaixo, está registrado o número médio mensal de manchas.

Sol
Distribuição de temperatura e densidade na atmosfera do Sol.

Sol

A cromosfera

A cromosfera do Sol normalmente não é visível, porque sua radiação é muito mais fraca do que a da fotosfera. Ela pode ser observada, no entanto, durante os eclipses, quando a Lua esconde o disco da fotosfera.

Sol
Foto do eclipse total de 4 de novembro de 1994, obtida pelos autores em Santa Catarina, Brasil, mostrando a cromosfera.

Sol

Espectro da Coroa Solar Durante um Eclipse

No entanto, olhando a borda do Sol com um espectroscópio, durante um eclipse, temos a oportunidade de ver por alguns instantes o espectro da cromosfera, feito de linhas brilhantes, que mostram que a cromosfera é constituída de gases quentes que emitem luz na forma de linhas de emissão. Essas linhas são difíceis de serem observadas contra a luz brilhante da fotosfera, por isso não as vemos no espectro solar normal.

Uma das linhas cromosféricas de emissão mais brilhantes é a linha de Balmer Sol, no comprimento de onda 6563 Å, que no espectro solar normal aparece em absorção. A linha está no vermelho, por isso a cromosfera tem cor avermelhada.

Uma fotografia do Sol tirada com filtro Soldeixa passar a luz da cromosfera e permite ver que a cromosfera tem uma aparência ondulada devido à presença de estruturas chamadas espículas, jatos de gás que se elevam a até 10 mil km acima da borda da cromosfera e duram poucos minutos. As espículas, observadas contra o disco do Sol, aparecem como filamentos escuros; nas bordas, aparecem como labaredas brilhantes.

A temperatura na cromosfera varia de 4300 K na base a mais de 40 000 K a 2500 km de altura. Esse aquecimento da cromosfera deve ter uma fonte de energia que não são os fótons produzidos no interior do Sol, pois se a energia fosse gerada por fótons a cromosfera deveria ser mais fria do que fotosfera, e não mais quente. Atualmente se pensa que a fonte de energia são campos magnéticos variáveis formados na fotosfera e transportados para a coroa por correntes elétricas, deixando parte de sua energia na cromosfera.

A Coroa

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Coroa Solar

Foto do Sol obtida pela estação espacial Skylab da NASA em 19 de dezembro de 1973, com um dos mais espectacular flares solares já gravados. A proeminência abrange mais de 588 000 km. Os pólos solares apresentam pouca super-granulação e um tom mais escuro do que o centro do disco.

A cromosfera gradualmente se funde na coroa, a camada mais externa e mais rarefeita da atmosfera do Sol. A coroa também é melhor observada durante eclipses, pois apesar de ter um brilho equivalente ao da lua cheia, ela fica obscurecida quando a fotosfera é visível.

O espectro da coroa mostra linhas muito brilhantes que, até 1940, não eram conhecidas. Atualmente sabemos que elas são produzidas por átomos de ferro, níquel, neônio e cálcio altamente ionizados e não por algum elemento estranho, como anteriormente foi pensado. O fato de existirem esses elementos várias vezes ionizados na coroa implica que sua temperatura deve ser muito alta, pois é necessária muita energia para arrancar muitos elétrons de um átomo. A coroa deve ter uma temperatura em torno de 1 milhão de graus Kelvin.

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Imagem obtida pelo satélite Transition Region and Coronal Explorer, da NASA, mostrando que o gás nos arcos se move balisticamente e é aquecido a partir da base dos mesmos.

A elevação da temperatura na coroa deve ter origem no mesmo processo físico que aquece a cromosfera: transporte de energia por correntes elétricas induzidas por campos magnéticos variáveis.

Da coroa emana o vento solar, um fluxo contínuo de partículas emitidas da coroa que acarretam uma perda de massa por parte do sol em torno de por ano. O vento solar que atinge a Terra (aproximadamente 7 prótons/cm3 viajando a cerca de 400 km/s) é capturado pelo campo magnético da Terra, formando o cinturão de Van Allen, na magnetosfera terrestre.

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Este cinturão, descoberto pelo físico americano James Alfred Van Allen (1914-) em 1958, só permite que as partículas carregadas entrem na atmosfera da Terra pelos pólos, causando as auroras, fenômenos luminosos de excitação e des-excitação dos átomos de oxigênio.

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Além das partículas do vento solar, existem grandes ejeções de massa associadas às proeminências, que quando atingem a Terra causam danos às redes elétricas e aos satélites. O penúltimo máximo do ciclo de 11 anos ocorreu em 1989 e logo após uma grande proeminência solar, a rede elétrica na província de Quebec, no Canadá, sofreu uma grande sobrecarga elétrica que causou vários danos aos equipamentos. Algumas regiões da província ficaram até duas semanas sem luz elétrica. Em 1994, o satélite de comunicações E2 teve alguns circuitos queimados por uma sobrecarga estática, também associada com a ejecção de uma nuvem de plasma solar. O máximo deste ciclo solar ocorreu em 15 de fevereiro de 2001, quando o campo magético solar reverteu de polaridade.

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Diagrama borboleta mostrando a variação do campo magnético do Sol com o tempo e a reversão do campo com o período de 11 anos.

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Imagem do Sol em 1710 Å, mostrando o Sol no ano de 1996, Sol mínimo, e perto do máximo.

Normalmente as partículas carregadas são desviadas pelo campo magnético da Terra para o Cinturão de Van Allen, e somente chegam à Terra próximas aos pólos. Entretanto o campo magnético terrestre não é um simples dipolo e existe uma depressão no campo, no Atlântico Sul, que faz com que partículas carregadas também cheguem ao solo na região conhecida como Anomalia Geomagnética do Atlântico Sul.

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Anomalia geomagnética do Atlântico Sul: a região vermelha representa alto fluxo de elétrons com energia acima de 30 KeV próximo ao solo.

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Anomalia geomagnética do Atlântico Sul: a posição de satélites onde ocorreu defeito na memória do computador.

A Anomalia Geomagnética do Atlântico Sul é uma mancha de fluxo invertido, isto é, uma mancha com fluxo magnético direcionado para dentro dentro do hemisfério de fluxo direcionado para fora. Existem outras manchas menores, tanto no hemisfério norte quanto no hemisfério sul, de acordo com as medições de campo magnético pelos satélites Magsat em 1980 e Ørsted em 2000. Estas reversões de fluxo são similares às que causam as manchas solares: o fluxo de material líquido e ionizado no núcleo da Terra é convectivo, turbulento e distorcido também por rotação diferencial do núcleo externo, líquido (2900 km a 5100 km de profundidade), sobre o núcleo sólido interno, cristalizado e que libera calor latente na cristalização das camadas externas e de separação de elementos menos densos, como sultefo de ferro e óxido de ferro. Estas manchas mudam de tamanho com o tempo e, quando aumentam até dominar o hemisfério, causam a reversão do campo magnético da Terra. A última reversão ocorreu há 780 mil anos.

As ejeções coronais de massas são bolhas de gás quente (plasma), de bilhões de toneladas, aquecidas pelos campos magnéticos do Sol. Os campos magnéticos do Sol se enrolam devido ao movimento turbulento de convecção mas também devido à rotação diferencial, que faz com que o equador solar complete uma volta em 25 dias, enquanto que as regiões próximas aos pólos completam uma volta em 36 dias. A desconexão do campo magnético solar pode ocorrer em alguns minutos e tem uma energia equivalente a milhares de bombas atômicas.

O vento solar, composto de partículas carregadas desprendidas da coroa solar, viaja a aproximadente 250 a 1000 km/s, provocando as auroras, normalmente entre 60 e 80° de latitude. Entretanto as auroras podem ocorrer também em baixas latitudes, como por exemplo a observada em 1909 em Singapura, no equador geomagnético.

As auroras foram observadas na antiguidade pelos gregos e chineses, mas somente em 1896 o físico norueguês Kristian Birkeland (1867-1917) deduziu que fluxos de elétrons provenientes do Sol eram canalizados pelo campo geomagnético aos pólos e, quando colidiam com a alta atmosfera, estimulavam os átomos de oxigênio e nitrogênio. As auroras são causadas pela interação de partículas de alta energia, principalmente elétrons, com os átomos neutros da alta atmosfera da Terra. Estas partículas de alta energia podem excitar, através de colisões, os elétrons de valença que estão ligados aos átomos neutros. Estes elétrons excitados então se desexcitam, retornando ao estado inicial, de mais baixa energia. Aos se desexcitar, eles emitem um fóton, isto é luz. A combinação destes fótons, emitidos por muitos átomos, resulta na aurora que vemos. As auroras acontecem a alturas acima de 60 km, têm correntes acima de 100 000 volts e geram energia acima de 1 milhão de megawatts.

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Foto da Terra tirada por um satélite. O anel claro em volta do pólo é uma aurora. À esquerda, no mapa mundi, a linha preta representa o equador magnético e o ponto claro o pólo norte magnético.

As ejeções coronais de massa viajam a aproximadamente 1 milhão km/hr e levam de um a quatro dias para alcançar a Terra. Quando atingem a Terra, têm milhões de quilômetros de extensão e podem causar danos a satélites, erro no posicionamento de navios e aviões de vários quilômetros, tanto pelo sistema GPS (Global Positioning System) quanto pelos sistemas Loran e Omega, danos às redes de energia elétrica, induzindo voltagens de milhares de volts e queimando transformadores. Aumentam também a incidência de radiação ionizante nas pessoas, principalmente em vôos de alta altitude, como vôos supersônicos e astronáuticos.

Para exemplificar, em 1994 os satélites de comunicação canadenses Anik E1 e E2, assim como o satélite da AT&T Telstar 1, de TV e dados e o satélite Galaxy 4, que em 1998 emudeceu 45 milhões de pagers em todo o mundo, foram todos danificados por partículas aceleradas decorrentes de tempestades solares. Cada satélite tem custo acima de 100 milhões de dólares. Em agosto de 1972 houve uma flutuação na rede elétrica de Winsconsin, nos Estados Unidos, de 2500 volts e a queima de um transformador de 230 000 volts na Columbia Britânica, no valor de 100 milhões de dólares. Uma ejeção coronal de massa também causou a queima de transformadores no Quebec em 13 de março de 1989, deixando 6 milhões de pessoas sem energia elétrica por nove horas e em algumas regiões daquela província do Canadá por até duas semanas, com um prejuízo superior a 100 milhões de dólares.

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Transformador da Public Service Electric and Gas (PSE&G) na Salem Nuclear Generating Station em New Jersey, nos Estados Unidos, queimado pelas correntes elétricas geomagneticamente induzidas, causadas pela tempestade geomagnética de 13-14 de março de 1989. O custo total do dano foi US$ 20 milhões. Na frente do transformador está Peter Balma, co-autor do estudo sobre os danos ao transformador.

No Sol mínimo, a exposição é da ordem de 3,6 mSy/ano, enquanto a exposição recomendada é 1 mSy/ano. No Sol máximo, a exposição é mais que o dobro.

No sistema internacional de medidas, a dose é medida em gray (Gy=1Joule/kg) é a quantidade de energia transferida pela radiação, eletromagnética ou corpuscular, para um objeto e 100 rad=1 Gy. Um pessoa na Terra recebe em média 450 µGy/ano de raios cósmicos. O limite de dose equivalente para a população em geral é de 0,1 rem/ano (1 mSv/ano). O limite para trabalhadores ocupacionalmente expostos é de 2 rem/ano (20 mSv/ano). (ICRP-60: International Commission on Radiological Protection, Report 60, 1991). Para passar de dose (D), medida em Gy, para exposição (E), medida em Sv, precisamos levar em conta a qualidade (Q) da radiação e o especro (N) da mesma.

E=D Q N

A qualidade Q varia de 1 para a radiação eletromagnética até 20 para partículas carregadas de alta energia, já que o dano causado pelas partículas carregadas é muito maior do que o da radiação eletromagnética.

Existem vários satélites monitorando o clima espacial e atualmente se pode receber notificação da chegada de uma ejeção coronal de massa com 3 horas de antecedência. Nos anos de máximo de um ciclo solar, podem ocorrer de 2 a 60 eventos que causem danos severos às linhas de transmissão de energia. Em princípio, as linhas de transmissão dentro das cidades sofrem menos efeitos, por serem curtas. Uma ejeção coronal de massa também pode causar grandes ondas nas camadas externas do Sol, que podem estar relacionadas com o aquecimento da coroa. A radiação ultravioleta tem comprimentos de onda menores do que a radiação visível e é normalmente dividida em três faixas: UV-A, UV-B and UV-C. O UV-B, com comprimentos de onda entre 2900 e 3200 Å é a faixa mais perigosa que alcança a superfície da Terra. O ozônio (O3) atmosférico, além do próprio oxigênio molecular (O2) e nitrogênio, protege os seres na superfície das componentes mais danosas (energéticas) da radiação solar. Mas processos químicos na atmosfera podem romper as moléculas de ozônio. Desde o início da década de 1990 tem-se detectado um buraco na camada de ozônio sobre a Antártica. A redução na camada de ozônio pode levar ao aparecimento de câncer de pele e cataratas nos seres vivos.

A energia do Sol

Tão logo foi conhecida a distância do Sol, em 1673, por Jean Richer (1630-1696) e Giovanni Domenico Cassini (1625-1712) que determinaram a distância (paralaxe) de Marte e com esta estimaram a unidade astronômica como 140 milhões de km (150 milhões de km é o valor atual), foi possível determinar a sua luminosidade, que é a potência que ele produz. As medidas mostram que cada metro quadrado na Terra recebe do Sol uma potência (energia/segundo) de 1400 watts [James Watt (1736-1819)], ou seja, a potência de 14 lâmpadas de 100 watts/m2.

O valor mais preciso da constante solar é 1367,5 W/m2, e varia 0,3% durante o ciclo solar de 11 anos. Multiplicando-se essa potência recebida na Terra pela área da esfera compreendida pela órbita da Terra em torno do Sol, determina-se a luminosidade do Sol em 3,9×1026 watts = 3,9×1033 ergs/s.

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A constante solar varia, dependendo da época no ciclo de 11 anos, de 1364,55 a 1367,86 Watts/m2

Considerando-se um comprimento de onda efetivo de 5500Å, isto corresponde a n(fótons m-2s-1)=1366 W m-2 / (hc/5500Å )= 1366 J s-1 m-2/(3,6 × 10-19 J) = 3,78×1021 fótons m-2 s-1

Essa quantidade de energia é equivalente à queima de 2×1020 galões de gasolina por minuto, ou mais de 10 milhões de vezes a produção anual de petróleo da Terra. Já no século XIX os astrônomos sabiam que essa energia não poderia ser gerada por combustão, pois a energia dessa forma poderia manter o Sol brilhando por apenas 10 mil anos. Tampouco o colapso gravitacional, fonte de energia proposta pelo físico alemão Hermann Ludwig Ferdinand von Helmholtz (1821-1894) em 1854, resultou eficiente, pois a energia gravitacional poderia suprir a luminosidade do Sol por 20 milhões de anos e evidências geológicas indicam que a Terra (e portanto o Sol) tem uma idade de 4,5 bilhões de anos.

Em 1937 Hans Albrecht Bethe (1906-) propôs a fonte hoje aceita para a energia do Sol: as reações termo-nucleares, na qual quatro prótons são fundidos em um núcleo de hélio, com liberação de energia. O Sol tem hidrogênio suficiente para alimentar essas reações por bilhões de anos. Gradualmente, à medida que diminui a quantidade de hidrogênio, aumenta a quantidade de hélio no núcleo. O Sol transforma aproximadamente 600 milhões de toneladas de hidrogênio em hélio por segundo. Veja mais sobre este assunto no capítulo sobre estrelas.

Segundo os modelos de evolução estelar, daqui a cerca de 1,1 bilhão de anos o brilho do Sol aumentará em cerca de 10%, que causará a elevação da temperatura aqui na Terra, aumentando o vapor de água na atmosfera. O problema é que o vapor de água causa o efeito estufa. Daqui a 3,5 bilhões de anos, o brilho do Sol já será cerca de 40% maior do que o atual, e o calor será tão forte que os oceanos secarão completamente, exacerbando o efeito estufa. Embora o Sol se torne uma gigante vermelha após terminar o hidrogênio no núcleo, ocorrerá perda de massa gradual do Sol, afastando a Terra do Sol até aproximadamente a órbita de Marte, mas exposta a uma temperatura de cerca de 1600 K (1327 C). Com a perda de massa que levará a transformação do Sol em uma anã branca, a Terra deverá ficar a aproximadamente 1,85 UA.

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No dia 6 de abril de 2000 ocorreu a maior tempestade geomagnética desde 1986. Outra similar ocorreu em 31 de março de 2001. As observações acima são do satélite ACE (Active Composition Explorer), lançado em 1997 e que fica no ponto L1 (a 1,5 milhões de km da Terra).

Em 30 de outubro de 2003 ocorreu uma tempestade geomagnética de categoria máxima, que durou 24 horas, vinda de um flare que ocorreu em 28 de outubro de 2003. A ejeção coronal de massa que atingiu a Terra viajou com velocidades acima de 8 milhões km/h. Em 4 de novembro de 2003 ocorreu o maior flare solar já registrado.

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Aurora no Alasca em 6 de abril de 2000.

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Aurora no McDonald Observatory, no Texas (Latitude=+30°) em 6 de abril de 2000.

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Em 22 de outubro de 2001, o experimento VIS do satélite Polar da NASA imageou as auroras simétricas sobre os dois pólos da Terra.

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Ejeção coronal de massa ocorrida em 8 de novembro de 2000, que atingiu a Terra depois de 31 horas, ocasionando um fluxo de prótons de alta energia 100 mil vezes maior do que o normal. A imagem é feita com o coronógrafo do SOHO, que esconde o disco do Sol.

Danos ao Olho

Danos ao olho por olhar diretamente ao Sol

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Esta imagem mostra o dano causado à retina de um jovem na Inglaterra, tornando-o cego deste olho (20/400), sem qualquer dor! A parte brilhante da foto é o disco ótico. A área escura, neste caso, é a mácula, que na prática tem o tamanho da letra "O" bem no meio da retina. É uma área rica em cones, que são células especialmente capazes de detectar detalhes e cores. Tubos, em contrates, são células capazes de detectar luz fraca e estão concentrados na periferia da retina. Por esta diferença, a capacidade de detectar luz fraca e periférica pode ficar intacta com a mácula queimada pela luz solar. Exposiçõs mais longas que 15 segundos à luz solar já queimam parte da mácula. Note que este dano é muito maior se utiliza-se um binóculo ou telescópio para olhar o Sol, aumentando o fluxo. Nunca deve se olhar diretamente para Sol, nem a olho nu e muito menos com qualquer equipamento de aumento.

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Partes do olho humano

Fonte: astro.if.ufrgs.br

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