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Sol:
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por Mauro
Pennafort
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Sol: |
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Nossa maravilhosa estrela, deus em muitas culturas antigas e muitos cultos primitivos, é, astronomicamente, uma estrela média: tecnicamente é uma estrela anã da classe espectral G2. Veja seus números e porque não nos parece nada pequena.
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Etimologia:
Nome latino de Helios, filho do titã Hipérion e da titânia Téia.
Esposou Perse e tiveram quatro filhos: Circe, Eetes, Pasífae e
Perses. Sua principal função era trazer luz e calor à Terra.
Partindo da Etiópia, percorria o céu em um carro de fogo puxado
por quatro cavalos brancos que soltavam chamas pelas narinas. O
Sol é representado por um jovem extremamente belo, coroado de
raios luminosos e conduzindo um carro flamejante.
Números:
Diâmetro no equador.........: 1.392.400
km
Volume......................: 1.300.000 vezes o volume da Terra
Massa.......................: 230Kg (332.000 vezes a
massa da Terra)
Densidade...................: 1,41 g/cm3 (Terra = 5,52)
Gravidade...................: 28 vezes a gravidade terrestre
Temperatura da Superfície...: 5.800°C
Temperatura Interna.........: 15.000.000°C
Velocidade de Escape........: 618,02 km/sec
Magnitude...................: -26,8
Período de Rotação (Equador): 25 dias
Período de Rotação (Polos)..: 36 dias
Idade.......................: entre 4 e 5 bilhões de anos
Distância média da terra....: 149.631.000 km
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Composição:
Em primeiro lugar é necessário
compreender que o Sol, como todas as outras estrelas, é composto
totalmente por gases extremamente quentes (em estado de plasma).
Muitos pensam que o Sol tem partes sólidas. Isso é um absurdo
completo!
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A estrutura do Sol está
dividida em: Núcleo
=> Onde a temperatura é de 20 milhões de graus e
a pressão de 1 bilhão de atmosferas. Nessa região
ocorrem as reações nucleares. |
Vamos analisar cada camada do Sol:
Núcleo(140.000 Km):
Fusões nucleares são reações em que núcleos de átomos
se unem para formar átomos maiores. Só que os núcleos dos átomos
são positivos e se repelem, por isso somente se forçarmos muito
eles se chocarão. Esses choques somente são possíveis a altíssimas
temperaturas (da ordem de 20 milhões
de graus Celsius) e altíssimas pressões (da ordem de 1 bilhão
de atmosferas). Essas são exatamente as condições do núcleo
do nosso Sol, por isso lá ocorrem reações
termonucleares de fusão.
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Zona de
Convecção (200.000 Km): Nessa região o gás solar deixa de ser transparente porque sua temperatura é menor e suas moléculas não estão tão agitadas. Por isso, os fótons de luz não conseguem passar direto e são absorvidos pelo gás que se aquece. Aí, acontece igualzinho à água fervendo em uma panela: o gás mais profundo esquenta, forma bolhas e vai até a superfície, onde troca de lugar com o gás de lá, que recomeça o processo. Esse fenômeno é chamado de convecção térmica. Fotosfera (superfície): Depois da convecção, os fótons chegam à superfície do Sol e são emitidos para o espaço sideral em todas as direções. |
| Manchas Solares: Na superfície do Sol podemos observar as famosas manchas solares. Elas são criadas pelas variações dos campos magnéticos do Sol e podem ter dimensões de 80.000Km. |
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Cromosfera (10.000Km
acima da Fotosfera): A cromosfera é a atmosfera do Sol. Sabemos que ela existe porque, durante os eclipses totais do Sol, podemos ver um anel avermelhado em torno do Sol, a coroa solar. Algumas vezes a cromosfera tem tempestades que emitem línguas de fogo de até 800.000Km de altura. A cromosfera também emite outras partículas além da luz que se propagam a altíssima velocidade, formando o chamado vento solar. voltar |
Análise
do Sol - A espectroscopia:
Uma pergunta comum é: Como se pode saber tanto sobre o
Sol ou até mesmo sobre outras estrelas sem nunca chegar perto
deles? A resposta pode estar mais próxima do que você imagina.
Como observamos as coisas que estão próximas de nós? Olhamos para elas. Para que se possa ver alguma coisa, a luz bate nesta coisa, se reflete e vem até nossos olhos e então enxergamos. O que diferencia uma coisa da outra é a maneira como ela reflete a luz, que afeta diretamente a maneira como as vemos. Na verdade o que determina o quanto de luz uma substância reflete é a quantidade de luz que ela absorve. Substâncias diferentes absorvem a luz de maneira diferente e, por isso, têm aparências diferentes.
Isaac Newton descobriu que um prisma consegue decompor a luz branca nas diversas cores que a constituem. Chamamos o conjunto dessas cores de espectro da luz visível. Quando analisamos a luz que vem de um corpo celeste, obtemos um espectro particular da luz refletida ou produzida naquele corpo. Dependendo das substâncias contidas no corpo, a luz dele produz um espectro diferente.
Observe abaixo:
Se uma estrela produzisse luz e essa luz não passasse por nada nem dentro da estrela nem no caminho até a Terra, a luz visível pura, quer dizer sem ser absorvida por nenhuma substância, teria esse aspecto:
Os gases do núcleo da estrela estão em uma pressão gigantesca (da ordem de 1 bilhão de atmosferas terrestres), por isso produzem uma luz branca e não absorvem nenhuma frequência. Seu espectro não possui linhas. |
Agora, por exemplo, se essa luz fosse absorvida pelo Sódio (Na), o espectro já teria esse aspecto:
Note que quando o sódio está presente, ele absorve uma frequência de luz. Esta frequência não chega a Terra e fica marcada por uma faixa escura. A figura acima seria então a assinatura, a identidade espectral do sódio. Qualquer astro celeste que apresente esse espectro, terá sódio. |
Veja o exemplo do Mercúrio (Hg):
Qualquer corpo celeste que apresente esse espectro, com certeza conterá mercúrio. |
Veja a luz que nos chega de uma estrela típica:
A luz branca que vem do núcleo passa por toda a estrela até sua atmosfera. As frequências absorvidas deixam linhas escuras. Cada uma destas linhas é criada pela absorção de um tipo particular de molécula ou átomo. Através da análise destas linhas sabemos o que compõe o corpo celeste. |
Obs.: Os espectros reproduzidos acima foram retocados em programas gráficos para facilitar a compreensão e não correspondem à realidade de laboratório.
Há também outros tipos de análise espectral,
mas isso será visto em detalhes em outro artigo em breve.
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As
Manchas Solares:
Algumas regiões do Sol apresentam manchas que estão
ligadas aos campos magnéticos da nossa estrela. Atualmente
existe todo um estudo das manchas solares e até mesmo uma
classificação para elas.
Classificação de Zurique:
Classe A - Manchas pequenas e próximas uma da outra, todas com a mesma polaridade magnética e sem penumbra (manchas ainda claras).
Classe B - Dois grupos de manchas do tipo A, mas de polaridades diferentes, formando um grupo bipolar e ainda sem penumbra.
Classe C - Os grupos bipolares são maiores e têm penumbras em uma das pontas de um dos polos.
Classe D - Penumbras nos dois
extremos do dipolo e grandes o suficiente para preencherem um
arco entre 5 e 10 graus em relação ao centro do Sol.
Classe E - Manchas iguais, só que com medidas entre 10 e 15 graus de arco.
Classe F - Manchas enormes, com medidasmaiores de 15 graus de arco.
Classe H - Grupos unipolares de manchas pequenas (tipo A) menores de 5 graus de arco.
Veja uma explicação da evolução das manchas solares de autoria de João Clérigo, publicado no site da Associação Nacional de Observação Astronômica, uma entidade de Astronomia de Portugal:
"Simulando agora a evolução desde o principio, podemos observar um campo magnético fotosférico suficientemente intenso a dar origem a um grupo de poros próximos (classe A), alcançado este ponto, o grupo desagrega-se rapidamente ou evolui para a classe B, no momento em que se formam outras manchas de polaridade oposta às anteriores.
A área coberta pelas manchas mede-se em milionésimas de hemisfério solar visível, em que uma milionésima de hemisfério corresponde a 3 milhões de km2, ou seja, o equivalente a cerca de 30 vezes a superfície de Portugal, e o máximo fator de crescimento observado é da ordem de 200 milionésimas por dia. Se a atividade de crescimento for suficientemente rápida, o grupo entra na classe C ou D num prazo de 2 - 4 dias. Um aumento da intensidade e da complexidade do campo magnético nos 3 a 6 dias seguintes pode determinar o aparecimento e a evolução de numerosas manchas, que darão origem a grupos de tipo E ou F. O desenvolvimento máximo será alcançado em 8 ou 10 dias, e no decurso dos quais, a área coberta pelas manchas pode chegar a ser de algumas milionésimas de hemisfério solar."
Mauro Pennafort
Bibliografia e Referências:
Associação Nacional de Observação Astronômica - Uma entidade astronômica portuguesa
Departamento de Astronomia da Universidade Federal de São Paulo
Via Láctea - O Portal da Astronomia
"Cosmos" - Carl Sagan
"Pálido Ponto Azul" - Carl Sagan
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