“Os homens não permanecerão na Terra para sempre, mas em sua busca para a luz e espaço, penetrará primeiro timidamente além da atmosfera, e mais tarde conquistará para si todo o espaço perto do Sol.” – Konstantin E. Tsiolkovsky
O Sol é o objeto mais proeminente 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 proeminências aparecem. Proeminências são imensas nuvens de gás aquecido e brilhante que explodem da alta cromosfera. A região exterior da coroa se estende ao espaço e inclui partículas viajando lentamente para longe do Sol. A coroa pode ser vista durante eclipses solares totais.
O Sol aparentemente está ativo por 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 começará 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.
Estatísticas do Sol
Massa (kg) ..................................... 1,989 x 1030
Massa (Terra = 1) ................................... 332.830
Raio Equatorial (km) ................................ 695.000
Raio Equatorial (Terra = 1) .......................... 108,97
Densidade média (gm/cm3) .............................. 1,410
Distância da Terra (km) ..........................150 milhões
Período de Rotação (dias) ............................. 25-36*
Velocidade de Escape (km/sec) ........................ 618,02
Luminosidade (ergs/sec) ........................ 3,827 x 1033
Magnitude (Vo) ........................................ -26,8
Temperatura média da fotosfera....................... 6.000°C
Idade (bilhões de anos) ................................. 4,5
Composição Química Principal
Hidrogênio ........................................ 92,1%
Hélio .............................................. 7,8%
Oxigênio ......................................... 0,061%
Carbono .......................................... 0,030%
Nitrogênio ...................................... 0,0084%
Neônio .......................................... 0,0076%
Ferro ........................................... 0,0037%
Silício ......................................... 0,0031%
Magnésio ........................................ 0,0024%
Enxofre ......................................... 0,0015%
Todos outros .................................... 0,0015%
* O período de rotação do Sol na fotosfera varia de aproximadamente 25 dias no equador a 36 dias nos pólos. Abaixo da zona de convecção, no interior, tudo aparentemente gira com um período de 27 dias.
Animações de Eclipses & do Sol
- Vídeo clip de Nossa Estrela o Sol – O passado do Sol – AVI, 4.7M. (Cortesia NASA)
- Vídeo clip de Nossa Estrela o Sol – O interior do Sol, fotosfera, coroa – AVI, 6M. (Cortesia NASA)
- Vídeo clip de Nossa Estrela o Sol – Campo magnético do Sol, proeminências, vento solar, aurora – local AVI, 5.6M. (Cortesia NASA)
- Animação da Coroa mostrando proeminências solares – AVI, 1.2M. (Cortesia NASA)
- 1993-1994 animação do Sol como visto em Raio-x moles – 128×128 local AVI, 9.6K; 256×256 Quicktime, 17M. (Cortesia Yohkoh/NASA)
- 1994 Eclipse MPEG movie (3.1M) obtido por Fred Espenak do NASA Goddard Space Flight Center Laboratory for Extraterrestrial Physics.
- A QuickTime movie (15 Mbyte) do eclipse acima.
- A FLC Animação do Sol como visto em Raio-X durante 27 dias. (Cortesia Mark Elowitz)
- Uma animação 3d de convecção – MPEG, 1M. (Cortesia Andrea Malagoli, a-malagoli@uchicago.edu)
Esta imagem foi obtida da estação espacial Skylab da NASA em 19 de dezembro de 1973. Mostra um dos mais espectacular flares solares já gravados, impulsionado por forças magnéticas, se elevando do Sol. Ela abrange mais de 588.000 km da superfície solar. Nesta fotografia os polos solares são distinguíveis pela relativa ausência de supergranulação, e um tom mais escuro do que as porções centrais do disco.(Cortesia NASA)
O Sol Eruptivo: Esta sequência de imagens do Sol em luz ultravioleta foi obtida pela espaçonave Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) em 11 de fevereiro de 1996 de um ponto único de gravidade neutra “L1” a 1,6 milhões de km da Terra, na direção do Sol. Uma “prominência eruptiva” ou bola de gás a 60.000°C, maior que 130.000 km, foi ejetada com uma velocidade maior que 24.000 km/hr. A bola gasosa aparece à esquerda em cada imagem. Estas erupções ocorrem quando uma quantidade significativa de plasma frio e denso ou gás ionizado escapa do campo magnético de baixo nível da atmosfera do Sol, normalmente fechado e confinante. O gás escapa ao meio interplanetário, ou héliosfera. Erupções deste tipo podem produzir grandes distúrbios do meio perto da Terra, afetando comunicações, sistemas de navegação e mesmo redes de luz. (Cortesia ESA/NASA)
Esta imagem foi obtida em 26 de fevereiro de 1993. As regiões escuras são locais de polaridade magnética positiva a as regiões claras são de polaridade magnética negativa. (Cortesia GSFC NASA)
- Guia para o Educador sobre Convecção
- Guia para o Educador sobre Eclipses
- Guia para o Educador sobre Sunspots
- Cronologia da Exploração do Sol
- Índice de Imagens e Animações
Fontes Adicionais sobre o Sol
- Solar Data Analysis Center home page
- National Solar Observatory Exhibit.
- Current Solar Images.
- Today’s Space Weather.
- Ulysses Home Page
- The Sun – A Multimedia Tour
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Índice
FONTES: Universidade Federal do Rio Grande do Sul – UFRGS / ©SOLAR VIEWS
© Os textos, gráficos e imagens desta página têm registro: ISBN 85-7025-540-3 (2000), ISBN 85-904457-1-2 (2004), ISBN 978-85-7861-187-3 (2013), e só podem ser copiados integralmente, incluindo o nome dos autores em cada página. Nenhum uso comercial deste material é permitido, sujeito às penalidades previstas em lei.
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