A massa do Sol apresenta a seguinte distribuição:
| Camadas Externas (Fotosfera e pouco abaixo) |
| 0.2% de elementos pesados |
| 7,8% de hélio |
| 92% de hidrogênio |
| 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 |
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.
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:
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.
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.
Esquema da Estrutura do Sol
O Sol visto no Visível com um filtro neutro
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.
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.
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.
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.
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
O Sol é uma estrela de grandeza média, relativamente ao conjunto nossa galáxia, a Via Láctea. Em torno dela gravitam a Terra e os outros planetas e astros do nosso sistema planetário. A sua massa é 333 000 vezes a da Terra e o seu volume 1 400 000 vezes. A distância do nosso planeta ao Sol é de cerca de 150 milhões de quilómetros (ou 1 Unidade Astronômica - U.A. -, aproximadamente), demorando a sua luz, para chegar até nós, pouco mais de oito minutos.
O Sol apresenta uma estrutura granulosa e o seu brilho é não uniforme, sendo o bordo menos brilhante que a parte central do disco solar. As camadas exteriores do Sol dividem-se em: fotosfera, a mais profunda, com cerca de 300 km de espessura e uma temperatura mínima de 6000°C; a cromosfera tem cerca de 8000 km de espessura, de onde emergem enormes jactos luminosos, as protuberâncias, que chegam a atingir 800 000 km; e a coroa com a altura de 1 milhão de quilómetros e temperatura de 1 milhão de graus Celsius; a temperatura interna solar atinge 20 milhões de graus Celsius. Presume-se que o Sol tenha 5 bilhões de anos de idade, pela seqüência principal do diagrama de Hertzsprung-Russel, pode ser considerado uma estrela anã. O seu império - o Sistema Solar - compreende 9 planetas conhecidos, 1600 asteróides, 138 satélites e um grande número de cometas. Diâmetro: 1 390 000 km; Superfície: 1 940 000 km²; Volume: 2 700 000 milhões de km³; Massa: 2 × 10³ t; Velocidade absoluta (em relação ao centro da via Láctea): 216 km/s; relativa (em relação às estrelas mais próximas): 19 km/s. Futuro: o Sol perde cada dia 360 mil milhões de toneladas transformadas em energia. A sua atracção vai, por isso, enfraquecendo e daí que a Terra se afasta do Sol 1 m por ano.
Além da alternância das estações do ano, entre dias e noites, o Ciclo Solar tem muitos efeitos importantes, que influenciam nosso Planeta. Estudos de Heliosismologia executados a partir de sondas espaciais, permitiram observar certas "vibrações solares", cuja freqüência aumenta com o aumento da atividade solar, acompanhando o ciclo de onze anos de erupções, a cada vinte e dois anos existe a manifestação do chamado hemisfério dominador, além da movimentação das estruturas magnéticas em direção aos polos, que resultam em dois ciclos de dezoito anos com incremento da atividade geomagnética da Terra e da oscilação da temperatura do plasma ionosférico na estratosfera de nosso planeta.
Foram observadas emissões eletromagnéticas em forma de anéis de diversos tamanhos com temperaturas na ordem de dois milhões de graus Kelvin, além de emissão de massa coronal a cada vinte e quatro horas aproximadamente. Portanto, nosso Astro Rei, domina nossa sobrevivência na Terra.
Nascer do Sol
Fonte: pt.wikipedia.org
massa = 1,989E30 kg
raio = 6,96E8 m
temperatura efetiva = 5785 K
luminosidade = 3,9E26 W
magnitude visual aparente = -26,78
magnitude visual absoluta = 4,79
magnitude bolométrica absoluta = 4,72
inclinação do equador em relação a eclíptica
= 7°15'
distância do centro galático = 8,5 kpc
O Sol é a nossa estrela mais próxima. É a partir de modelos feitos para o Sol que desenvolvemos modelos para as outras estrelas.
A maior parte da energia é produzida na região mais central
do Sol (a menos de 1/4 do raio solar). O Sol produz energia a uma taxa de
4E26W, mas em todo seu período de vida na sequência principal
ele não transformará mais que 0,1% de sua massa em energia.
Após esta 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). O eixo de rotação está inclinado 7° com relação ao plano da eclíptica. Informações a respeito da rotação solar são obtidas principalmente de observações de manchas solares.
As manchas solares já eram observadas há muito tempo atrás. Uma mancha solar se apresenta como uma mancha escura, mais clara nas bordas, sobre a superfície solar. Esta variação de cor é devido a temperatura na região da mancha, que é cerca de 1 500 K mais baixa que a da região ao seu redor. O diâmetro típico de uma mancha solar é de 10 000 km e sua existência vai de alguns dias a meses, onde as maiores podem durar vários meses. O número de manchas solares varia num período de 11 anos. O campo magnético nas manchas foi calculado como sendo maior que 0,45 T (o da Terra é de 0,06 mT = 6E-8 T), o que inibe o transporte convectivo de energia, explicando a baixa temperatura da mancha. A variação do número de manchas solares é reflexo da variação do campo magnético do Sol. No início de um ciclo, as manchas aparecem a cerca de 40° de latitude, e vão se aproximando do equador; começa então um novo ciclo (surgem novas manchas enquanto as antigas ainda estão no equador) mas de polaridade oposta. Então o campo será o mesmo após 2 ciclos consecutivos, ou seja, 22 anos.
A atmosfera solar é dividida em Fotosfera e Cromosfera. Além da atmosfera se estende a Coroa.
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: www.geocities.com
