O Sol
Autor: Tarso-Freire | Publicado: 2015-05-23T12:16:00-07:00



O sistema solar é formado por uma estrela - o Sol - e alguns planetas, planetóides e cometas, sendo que 99,866% da massa está concentrada no primeiro. Por conta desse número e como consequência da atração gravitacional, todos os demais objetos do sistema giram em torno do Sol, que emite radiação em vários comprimentos de onda, mas principalmente na cor amarela da radiação visível.

Uma primeira questão que podemos estar interessados é o quão distante o Sol encontra-se da Terra. De uma forma geral, para se saber a distância de objetos localizados dentro da Via-Láctea pode-se utilizar o método da paralaxe. Quando o objeto está relativamente próximo, como um planeta, observa-se na posição aparente de duas posições diferentes na superfície da Terra, por exemplo, os pontos A e B na Figura 1.




Figura 1: Paralaxe de um planeta (fonte:&nbsp;http://www.if.ufrgs.br/oei/santiago/fis2005/textos/varcrds.htm)



A seguir utiliza-se uma relação trigonométrica simples; chamando o ângulo paralático de&nbsp;θ&nbsp;então, podemos escrever que tg&nbsp;θ&nbsp;= [(distância do planeta)/(metade da distância AB)]. Conhecendo-se a dimensão do raio da Terra e o ângulo paralático, a distância do planeta fica automaticamente determinada. Com esse método se pode medir a distância ao planeta Vênus, por exemplo, e usando a terceira lei de Kepler se determinar sua distância ao Sol. Métodos mais modernos utilizam o tempo no qual um sinal é enviado a um planeta e o seu eco chega até o nosso planeta. As medidas feitas ultimamente mostram que a distância média do Sol até a Terra, denominada de unidade astronômica (UA), equivale a 1,496.108 km.



Com o conhecimento da distância da Terra ao Sol é possível determinar quanto vale a massa solar. Para isso utiliza-se novamente a terceira lei de Kepler e a lei da gravitação universal. A força exercida pelo Sol pela Terra é dada por F = GMm/r2, onde G é a constante gravitacional, M é a massa do Sol, m é a massa da Terra e r é a distância da Terra ao Sol. Essa força, por seu turno, é a força centrípeta sentida pela Terra, F = mw2r, onde w é a velocidade angular, que pode ser escrita como w=2π/T, onde T é o período de revolução. Assim, [GMm/r2] = m(4π2/T2)r. Logo, T2&nbsp;= [4π2/GM]r3. Desta última relação a única incógnita é a massa do Sol, uma vez que o período de revolução é conhecido com grande precisão e a distância entre a Terra e o Sol já foi determinada. Assim, podemos afirmar que M = 1,989.1030&nbsp;kg.&nbsp;



O tamanho angular do Sol é, em média, de 32' [32 minutos de arco] (média&nbsp;porque a distância da Terra ao Sol não é constante e, portanto, o tamanho aparente do Sol muda durante o ano). Conhecendo-se, então, o tamanho angular e a distância da Terra ao Sol pode-se calcular o raio (R) deste último. Os cálculos mostram que R = 696.000 km. Se considerarmos que o raio da Terra é cerca de 6.370 km, podemos entender que a estrela do nosso sistema planetário possui uma dimensão realmente grandiosa.



Ato contínuo, conhecendo-se a massa do Sol e o seu raio, pode-se calcular a densidade média da estrela. Lembramos que a densidade é definida como a massa dividida pelo volume, que no caso do Sol, por ser uma esfera, vale 4πR3/3.&nbsp;Assim, substituindo os valores mostrados anteriormente obtém-se que a densidade média do Sol é de 1409 kg/m3. Esta é uma densidade realmente bem pequena! Para se ter uma ideia, a densidade da água é de 1000 kg/m3, enquanto que a densidade média da Terra é de cerca de 5515 kg/m3. Isso indica que o Sol não deve ser composto por elementos químicos muito pesados.



O Sol emite radiação em vários comprimentos de onda, incluindo raios gama, radiação ultravioleta, luz visível, radiação infravermelha e ondas de rádio. A maior parte da radiação que atinge a superfície da Terra é composta por luz visível, radiação infravermelho e ondas de rádio. Isso significa que as radiações mais energéticas compostas pelos raios gama e ultravioleta são barrados pela atmosfera. Este fato é o que permite a existência da vida, tal como a conhecemos, no nosso planeta. Medidas realizadas acima da atmosfera da Terra mostra que o fluxo de energia solar que atinge o planeta quando o mesmo encontra-se a 1 UA é de 1,367 W/m2. Novamente, conhecendo-se a distância da Terra ao Sol e calculando-se a energia liberada pela estrela em torno dela em todas as direções, chega-se que a potência do Sol [energia liberada por unidade de tempo] é de cerca de 3,845.1023&nbsp;kW [2].&nbsp;



Uma pergunta interessante que podemos fazer a seguir é qual é a temperatura do Sol. A resposta a esta pergunta pode não ser trivial uma vez que a estrela central do nosso sistema planetário possui uma estrutura bastante complexa, tendo, portanto, diversas temperaturas associadas a suas diversas camadas. No que diz respeito à superfície visível da estrela, entretanto, sabe-se que a temperatura é de aproximadamente 5770 K. &nbsp;&nbsp;



De fato, os astrônomos acreditam que o Sol possui uma estrutura interna, além da atmosfera. Na parte mais interior, correspondendo a (3/10)R, 30% da dimensão do raio da estrela, está o núcleo. No núcleo, onde a temperatura pode atingir até 15.000.000 K, é onde se acredita que ocorrem as reações termonucleares de fusão. Ali, as temperaturas e pressões são tais que é possível a fusão de núcleos de hidrogênio formando átomos de hélio, além de ser produzida uma grande quantidade de energia. Ao redor do núcleo, com uma dimensão de (4/10)R está a camada radiativa e finalmente, encobrindo esta camada, com (3/10)R, está a zona convectiva. A existência desta estrutura interna é inferida a partir de observações da atmosfera do Sol e de modelos matemáticos que levam em consideração a dimensão e a massa da estrela, além dos elementos químicos que a compõem.





Além da zona convectiva encontra-se uma finíssima camada, que é a atmosfera, constituída pela (i) fotosfera (que é a região amarela que enxergamos do nosso planeta, possuindo cerca de 330 km de espessura e uma temperatura de 5500 K) e pela (ii) cromosfera (que é uma região localizada sobre a fotosfera, de cor avermelhada e possuindo uma temperatura típica de 15.000 K). Finalmente, além da cromosfera encontra-se a coroa, que se estende por cerca de 2 a 4 raios solares.



A fotosfera, na verdade, apresenta uma granulação, grânulos esses que possuem cerca de 1500 km de diâmetro e são visíveis durante cerca de 10 minutos. Os astrônomos acreditam que eles sejam a parte superior de colunas convectivas de gás quente oriundos da zona convectiva. As regiões escuras entre os grânulos seriam os locais onde o gás mais frio retornaria à zona convectiva. É interessante notar que além dos grânulos a atmosfera do Sol também apresenta regiões escuras, conhecidas como manchas solares. Elas aparecem em grupos e estão relacionadas com campos magnéticos existentes na fotosfera. A quantidade de manchas solares não é constante, varia entre máximos e mínimos num período de cerca de 11 anos.



A cromosfera normalmente é invisível, podendo ser observada durante os eclipses solares. A principal linha de emissão (a cor da luz emitida) da cromosfera possui um comprimento de onda de 656,3 nm, que é exatamente na cor vermelha. Por sua vez, a coroa solar é formada a partir da parte superior da cromosfera. Ela é constituída principalmente por átomos de ferro, níquel, cálcio e neônio altamente ionizados. Consequentemente, a sua temperatura em algumas regiões deve atingir até 1 milhão de Kelvin, que é a temperatura necessária para haver a ionização dos referidos átomos. O processo físico que justifica a existência de uma tão alta temperatura não é bem conhecido - principalmente pelo fato desta temperatura ser bem superior à existente na fotosfera - embora existam alguns hipóteses mais ou menos aceitas no meio científico.





Referências e leituras adicionais sugeridas:



[1]&nbsp;K.S. Oliveira Filho, M.F.O. Saraiva,&nbsp;Astronomia e Astrofísica, Departamento de Astronomia - Instituto de Física, UFRGS: Porto Alegre (2003).

[2]&nbsp;O.T. Matsuura, E. Picazzio,&nbsp;O Sol, in&nbsp;Astronomia: Uma visão geral do Universo. A.C.S. Friaça, E.D. Pino, L. Sodré Jr., V. Jatenco-Pereira (Orgs.),&nbsp;2a. edição,&nbsp;Editora da Universidade de São Paulo: São Paulo (2006).

[3] K.D. Abhyankar, Astrophysics: Stars and Galaxies, Universities Press (India), 2001.