O Sol 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.

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 = 1,989 kg

Raio = 6,960 m

Densidade média = 1409 kg m

Densidade central = 1,6

Distância = 1 UA

Magnitude absoluta bolométrica = 4,72

Magnitude absoluta visual = 4,79

Tipo espectral e classe de luminosidade = G2 V

Índices de cor = 0,62

Composição química principal:

Hidrogênio = 92,1 %

Hélio = 7,8%

Oxigênio = 0,061 %

Carbono = 0,039 %

Nitrogênio = 0,0084 %

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. Pela densidade média podemos inferir sua composição química média.

Outras características são determinadas a partir de modelos. Por exemplo, a equação de equilíbrio hidrostático, descrita no capítulo Evolução Estelar, 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.

A fotosfera

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 1500 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.

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 e 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. No gráfico abaixo, está registrado o número médio mensal de manchas.

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.

O Sol tem um espectro contínuo com linhas escuras (de absorção). Esse espectro é o da fotosfera. 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, 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 deixa passar apenas 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, então mais quente.

Atualmente se pensa que a fonte de energia são campos magnéticos variáveis formados na fotosfera e transportados para a coroa por correntes elétrica, deixando parte de sua energia na cromosfera.

A Coroa

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.

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 muitas por ano. O vento solar que atinge a Terra é capturado pelo campo magnético da Terra, formando o cinturão de Van Allen, na magnetosfera terrestre.

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.

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 último 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. O próximo máximo do ciclo solar deve ocorrer no ano 2000.

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.

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 aproximadamente 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 acontecem a alturas acima de 60 km, têm correntes acima de 100 000 volts e geram energia acima de 1 milhão de megawatts.

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 causam 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.

Associadas à tempestades solares, 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, além da queima de transformadores no Quebec em 13 de março de 1989, que deixou 6 milhões de pessoas sem energia elétrica por nove horas e em algumas regiões daquela província do Canadá por até duas semanas, causando um prejuízo superior a 1 bilhão de dólares.

Em termos de radiação na Terra, a radiação que atinge a Terra normalmente é de 360 milirem/ano (3,6 mili sievert/ano), mas para os astronautas na Mir é em média 6000 milirem/ano (60 mili sievert/ano), mas em único evento em 1989 atingiu 216 milirem/dia (2,16 mili sievert/dia) após uma tempestade solar. Durante uma ejeção coronal de massa a radiação na superfície da Lua chega a 7000 rem/min (70 sievert/min), o que é fatal.

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, no endereço http://www.sec.noaa.gov.

A energia do Sol

Tão logo foi conhecida a distância do Sol, em 1673, 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. Por essa potência recebida na Terra, determina-se a luminosidade do Sol em 4×1026 watts, ou 4×1033 ergs/s.

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 o Sol tem uma idade de 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.

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