curiosidade sobre o sol 
Autor: samuel victor (goleiro n 12) | Publicado: 2013-02-25T15:36:00-03:00



O Sol, tal como outras&nbsp;estrelas, é uma esfera de&nbsp;plasma&nbsp;que se encontra em&nbsp;equilíbrio hidrostático&nbsp;entre as duas&nbsp;forças&nbsp;principais que agem em seu interior. Em sentido oposto ao núcleo solar, estas forças são as exercidas pela pressão&nbsp;termodinâmica, produzida pelas altas&nbsp;temperaturas&nbsp;internas. No sentido do núcleo solar, atua a&nbsp;força gravitacional. O Sol é uma estrela da sequência principal que contém cerca de 99,86% da massa do&nbsp;Sistema Solar. É uma&nbsp;esfera&nbsp;quase perfeita, com um achatamento de apenas nove milionésimos,o que significa que seu diâmetro polar difere de seu diâmetro equatorial por apenas 10&nbsp;km. Como o Sol é uma esfera de plasma, e não é sólido, gira mais rápido em torno de si mesmo no seu equador do que em seus pólos. Porém, devido à constante mudança do ponto de observação da Terra, na medida em que esta orbita em torno do Sol, a rotação aparente do Sol é de 28 dias.&nbsp;O efeito centrífuga desta lenta rotação é 18 milhões de vezes mais fraco do que a gravidade na superfície do Sol no equador solar. Os efeitos causados no Sol pelas forças de maré dos planetas são ainda mais insignificantes.&nbsp;O Sol é uma estrela da&nbsp;população I, rico em elementos pesados.&nbsp;O sol pode ter se formado por ondas resultantes da explosão de uma ou mais&nbsp;supernovas.Evidências incluem a abundância de&nbsp;metais pesados&nbsp;(tais como&nbsp;ouro&nbsp;e&nbsp;urânio) no Sistema Solar levando em conta a presença minoritária destes elementos nas estrelas de&nbsp;população II. A maior parte dos metais foram provavelmente produzidos por reações nucleares que ocorreram em uma&nbsp;supernova&nbsp;antiga, ou via transmutação nuclear via&nbsp;captura de nêutrons&nbsp;durante uma estrela de grande massa de segunda geração.

O Sol não possui uma superfície definida como planetas rochosos possuem, e, nas partes exteriores, a densidade dos gases cai aproximadamente exponencialmente à medida que se vai afastando do centro.&nbsp;Mesmo assim, seu interior é bem definido. O&nbsp;raio&nbsp;do Sol é medido do centro solar até o limite da&nbsp;fotosfera. Esta última é simplesmente uma camada acima do qual gases são frios ou pouco densos demais para radiar luz em quantidades significativas, sendo, portanto, a superfície mais facilmente identificável a&nbsp;olho nu

O interior solar possui três regiões diferentes: o núcleo, onde se produzem as&nbsp;reações nucleares&nbsp;que transformam a massa em energia através da&nbsp;fusão nuclear, a zona radiativa e a zona de convecção. O interior do Sol não é diretamente observável, já que a radiação é completamente absorvida (e reemitida) pelo plasma do interior solar, e o Sol em si mesmo é opaco à&nbsp;radiação electromagnética. Porém, da mesma maneira que a&nbsp;sismologia&nbsp;utiliza ondas geradas por&nbsp;terremotos&nbsp;para revelar o interior da Terra, a&nbsp;hélio&nbsp;sismologia&nbsp;utiliza ondas de pressão (infravermelho) atravessando o interior do Sol para medir e visualizar o interior da estrutura solar.Modelos de computador também são utilizados como instrumentos teóricos para investigar camadas mais profundas do Sol.



Núcleo

Acredita-se que o núcleo do Sol estende-se do centro solar até 0,2 a 0,25 raios solares.&nbsp;O centro do Sol possui uma&nbsp;densidade&nbsp;de até 150 g/cm³,&nbsp;150 vezes a densidade da&nbsp;água&nbsp;na Terra, e uma&nbsp;temperatura&nbsp;de cerca de&nbsp;13&nbsp;600&nbsp;000&nbsp;K. Análises recentes da missão&nbsp;SOHO&nbsp;indicam que a rotação do núcleo solar é mais rápida que a do restante da&nbsp;zona de radiação.&nbsp;Atualmente, e durante grande tempo da vida solar, a maior parte da energia produzida pelo Sol é gerada por&nbsp;fusão nuclear&nbsp;via&nbsp;cadeia próton-próton, convertendo&nbsp;hidrogênio&nbsp;em&nbsp;hélio.Menos de 2% do hélio gerado no Sol provém do&nbsp;ciclo CNO. O núcleo solar é a única parte do Sol que produz energia em quantidade significativa via fusão. O restante do Sol é aquecido pela energia transferida do núcleo para as regiões externas. Toda a energia produzida pela fusão precisa passar por várias camadas até a&nbsp;fotosfera&nbsp;antes de escapar para o espaço como luz solar ou&nbsp;energia cinética&nbsp;de partículas.




Produção de energia





A fusão de hidrogênio ocorre primariamente segundo uma cadeia de reações chamada de&nbsp;cadeia próton-próton:


4&nbsp;¹H&nbsp;→ 2&nbsp;²H&nbsp;+ 2&nbsp;e+&nbsp;+ 2&nbsp;νe&nbsp;(4,0 MeV&nbsp;+ 1,0 MeV)2 ¹H + 2 ²H → 2&nbsp;3He&nbsp;+ 2&nbsp;γ&nbsp;(5,5 MeV)2&nbsp;3He →&nbsp;4He&nbsp;+ 2 ¹H (12,9 MeV)


Estas reações podem ser sumarizadas segundo a seguinte fórmula:
4 ¹H →&nbsp;4He + 2 e+&nbsp;+ 2 νe&nbsp;+ 2 γ (26,7 MeV)

O Sol possui cerca de 8,9 x 1056&nbsp;núcleos de hidrogênio (prótons livres), com a cadeia próton-próton ocorrendo 9,2 x 1037&nbsp;vezes por segundo no núcleo solar. Visto que esta reação utiliza quatro prótons, cerca de 3,7 x 1038&nbsp;prótons (ou 6,2 x 1011&nbsp;kg) são convertidos em núcleos de hélio a cada segundo.&nbsp;Esta reação converte 0,7% da massa fundida em energia,e como consequência, cerca de 4,26 milhões de toneladas métricas por segundo são convertidos em 383 yotta-watts (3,83 x 1026&nbsp;W),&nbsp;ou 9,15 x 1010&nbsp;megatoneladas de&nbsp;TNT&nbsp;de energia por segundo, segundo a equação de massa-energia&nbsp;E=mc²&nbsp;de&nbsp;Albert Einstein.

A densidade de potência é de cerca de 194&nbsp;µW/kg de matéria,&nbsp;e, embora visto que a fusão ocorra no relativamente pequeno núcleo solar, a densidade da potência do plasma nesta região é 150 vezes maior.&nbsp;Em comparação, o&nbsp;calor&nbsp;produzido pelo corpo humano é de 1,3 W/kg, cerca de 600 vezes maior do que no Sol, por unidade de massa.

Mesmo tomando em consideração apenas o núcleo solar, com densidades 150 vezes maior do que a densidade média da estrela, o Sol produz relativamente pouca energia, a uma taxa de 0,272 W/m³. Surpreendentemente, essa potência é muito inferior àquela gerada por uma&nbsp;vela&nbsp;acesa.&nbsp;O uso de plasma na&nbsp;Terra&nbsp;com parâmetros similares ao do núcleo solar é&nbsp;impraticado, se não impossível: mesmo uma modesta usina de 1&nbsp;GW&nbsp;requereria cerca de 5 bilhões (5 mil milhões) de toneladas métricas de&nbsp;plasma.

A taxa de fusão nuclear depende muito da densidade e da temperatura do núcleo: uma taxa um pouco mais alta de fusão faz com que o núcleo aqueça, expandindo as camadas exteriores do Sol, e consequentemente, diminuindo a pressão gravitacional exercida pelas camadas externas e a taxa de fusão. Com o&nbsp;diminui mento&nbsp;da taxa de fusão, as camadas externas contraem, aumentando sua pressão contra o núcleo solar, o que novamente aumentará a taxa de fusão fazendo repetir-se o ciclo.

Os fótons de alta energia (raios gamas) gerados pela fusão nuclear são absorvidos por núcleos presentes no plasma solar e re-emitidos novamente em uma direção aleatória, dessa vez com uma energia um pouco menor. Depois são novamente absorvidos e o ciclo se repete. Como consequência, a radiação gerada pela fusão nuclear no núcleo solar demora muito tempo para chegar à superfície. Estimativas do tempo de viagem variam entre 10 a 170 mil anos.

Após passar pela camada de convecção até a superfície "transparente" da fotosfera, os fótons escapam como&nbsp;luz visível. Cada raio gama no núcleo solar é convertido em vários milhões de fótons visíveis antes de escaparem no espaço.&nbsp;Neutrinos&nbsp;também são gerados por fusão nuclear no núcleo, mas, ao contrário dos fótons, raramente interagem com matéria. A maior parte dos neutrinos produzidos acabam por escapar do Sol imediatamente. Por vários anos, medidas do número de neutrinos produzidos pelo Sol eram três vezes mais baixas do que o previsto. Este problema foi resolvido recentemente com a descoberta dos efeitos da&nbsp;oscilação de neutrinos. O Sol de fato produz o número de neutrinos previsto em teoria, mas detectores de neutrinos na Terra não detectavam dois terços deles porque os neutrinos mudavam de&nbsp;sabor



Zona de radiação



Entre 0,25 e 0,7 raio solar de distância do centro do Sol, o material solar é quente e denso o suficiente para permitir a transferência de&nbsp;calor&nbsp;do centro para fora via&nbsp;radiação térmica.Convecção&nbsp;térmica não ocorre nesta zona; apesar da temperatura desta região cair à medida que a distância ao centro solar aumenta (de&nbsp;7&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;K&nbsp;para&nbsp;2&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;K), o&nbsp;gradiente de temperatura&nbsp;é menor do que o&nbsp;gradiente adiabático, não permitindo a ocorrência de convecção.&nbsp;Calor é transmitido por&nbsp;radiação&nbsp;—&nbsp;íons&nbsp;de hidrogênio e hélio emitem fótons, que viajam apenas uma pequena distância antes de serem reabsorvidos por outros íons.&nbsp;A densidade cai 100 vezes (de 20 g/cm³&nbsp;para 0,2 g/cm³) do interior para o exterior da zona de radiação.



Entre a zona de radiação e a zona de convecção existe uma camada de transição chamada de&nbsp;taco clina. Esta é uma região onde a mudança súbita de condições entre a rotação uniforme da zona radiativa e a rotação diferencial da zona de convecção resulta em grande&nbsp;tensão de cisalhamento&nbsp;— uma condição onde camadas horizontais sucessivas escorregam umas sobre as outras.&nbsp;A moção do fluido na zona de convecção gradualmente desaparece do topo do taco clina até a parte inferior desta camada, adquirindo as mesmas características calmas da zona de radiação. Acredita-se que um&nbsp;dínamo magnético&nbsp;dentro desta camada gera o&nbsp;campo magnético&nbsp;solar.




Zona de convecção



A zona de convecção é a camada externa do Sol, que ocupa a região entre 0,7 raios solares do centro (200&nbsp;000&nbsp;km&nbsp;abaixo da superfície solar) até a superfície. Nesta região, o plasma solar não é denso ou quente o bastante para transferir o calor do interior do Sol para fora via radiação — em outras palavras, não é opaco o suficiente. Como resultado, convecção térmica ocorre na medida em que colunas térmicas carregam material quente para a superfície solar. Quando a temperatura deste material cai na superfície, o material cai na direção da base da zona de convecção, onde recebe calor do topo da zona de radiação, recomeçando o ciclo novamente. Na superfície solar, a temperatura cai para&nbsp;5&nbsp;700&nbsp;K, e a densidade, para 0,2&nbsp;g/m³&nbsp;(cerca de 1/10&nbsp;000 da densidade do ar ao nível do mar).



As colunas térmicas na zona de convecção formam características físicas na superfície do Sol, na forma de&nbsp;grânulos solares&nbsp;e super granulação. Tais grânulos são os topos de células de convecção, estas possuindo cerca de&nbsp;1&nbsp;000&nbsp;km&nbsp;de diâmetro.


A convecção turbulenta desta parte do interior solar gera um pequeno&nbsp;dínamo magnético&nbsp;que produz pólos norte e sul magnéticos em toda a superfície do Sol.&nbsp;As colunas térmicas são&nbsp;células de Bénard, e portanto, tendem a serem prismas hexagonais.



Atmosfera



As camadas superiores à fotosfera são chamadas coletivamente de&nbsp;atmosfera&nbsp;solar. Estas camadas podem ser vistas com&nbsp;telescópios&nbsp;operando em todo o&nbsp;espectro eletromagnético&nbsp;dorádio, passando desde a&nbsp;luz visível&nbsp;até os&nbsp;raios gamas. São compostas de cinco zonas principais: a "zona de temperatura mínima" (cromosfera), a&nbsp;região de transição solar&nbsp;(coroa solar) e a&nbsp;heliosfera&nbsp;A heliosfera, que pode ser considerado a região exterior tênue da atmosfera solar, estende-se além da órbita de&nbsp;Plutão, até a&nbsp;heliopausa, onde forma uma&nbsp;onda de choque&nbsp;com o&nbsp;meio interestelar. A cromosfera e a coroa são muito mais quentes do que a superfície do Sol.Não se sabe com exatidão porque isto acontece; evidências indicam que&nbsp;ondas de Alfvén&nbsp;podem ter energia suficiente para aquecer a coroa.



A camada mais fria do Sol é a região de temperatura mínima, localizada&nbsp;500&nbsp;km&nbsp;acima da fotosfera, que possui uma temperatura de&nbsp;4&nbsp;100&nbsp;K.&nbsp;Esta parte do Sol é fria o suficiente para suportar moléculas simples como&nbsp;monóxido de carbono&nbsp;e&nbsp;água, estas que podem ser detectadas por seus espectros de absorção.


Acima da camada de temperatura mínima localiza-se a&nbsp;cromosfera, camada que possui cerca de&nbsp;2&nbsp;000&nbsp;km&nbsp;de espessura e é dominada por espectros de emissões e linhas de absorção.&nbsp;O nome desta camada provém do&nbsp;grego&nbsp;"chroma", que significa "cor", porque a cromosfera é visível como um&nbsp;flash&nbsp;colorido no início e fim de um&nbsp;eclipse total do Sol.&nbsp;A temperatura da cromosfera aumenta gradualmente com a altitude, chegando a até&nbsp;20&nbsp;000&nbsp;K&nbsp;no topo.&nbsp;No topo da cromosfera,&nbsp;hélio&nbsp;torna-se parcialmente&nbsp;ionizado.

Acima da cromosfera localiza-se a zona de transição solar, uma camada fina com cerca de 200&nbsp;km de espessura. Nela, a temperatura aumenta rapidamente de&nbsp;20&nbsp;000&nbsp;K&nbsp;para níveis próximos a&nbsp;1&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;K.&nbsp;O aumento rápido da temperatura é facilitado pela ionização completa do hélio na região de transição, que diminui significantemente o resfriamento radiativo do plasma.&nbsp;A região de transição não ocorre em uma altitude bem definida. Ao invés disso, forma um tipo de&nbsp;halo&nbsp;em torno de características da cromosfera, tais como&nbsp;espículas&nbsp;e&nbsp;filamentos solares, possuindo uma moção constante e caótica.&nbsp;A região de transição não é facilmente visível da superfície da Terra, mas é facilmente observável do espaço por instrumentos sensíveis ao extremo&nbsp;ultravioleta&nbsp;do espectro eletromagnético.

A&nbsp;coroa solar&nbsp;é a atmosfera estendida externa do Sol, que é muito maior em volume do que o Sol propriamente dito. A coroa expande continuamente no espaço, formando o&nbsp;vento solar, que preenche todo o interior do&nbsp;Sistema Solar.&nbsp;A base da coroa, que localiza-se muito próxima da superfície solar, possui uma densidade de partículas muito baixa, cerca de 1015–1016&nbsp;m−3&nbsp;na base, diminuindo com a altitude.&nbsp;A temperatura média da coroa e do vento solar varia entre um milhão e dois milhões de kelvins. A temperatura nas regiões mais quentes alcança 8 a 20 milhões de Kelvins.&nbsp;Atualmente, não existe uma teoria que explique por completo a causa das altas temperaturas da coroa, sendo este um dos maiores problemas da&nbsp;física sol&nbsp;Porém, sabe-se que parte do calor provém dere conexão magnética.






Diagrama mostrando a estrutura daheliosfera.



A&nbsp;heliosfera, que é a cavidade em torno do Sol preenchida com o plasma do vento solar, estende-se de 20 raios solares (0,1 UA), até o limite do Sistema Solar. Seu limite interior é definido como a camada onde o&nbsp;vento solar&nbsp;torna-se "super alfvénico" — isto é, onde a velocidade do vento solar torna-se maior que a velocidade das&nbsp;ondas de Alfvén.&nbsp;Turbulência e forças dinâmicas fora deste limite não podem afetar o formato da coroa solar, uma vez que informação pode viajar apenas na velocidade das ondas de Alfvén. O vento solar continuamente sopra em direção ao exterior do Sistema Solar dentro da heliosfera, carregando material através do Sistema Solar, até encontrar a&nbsp;heliopausa, a mais de 50 UA do Sol. A moção do vento solar faz com que o&nbsp;campo magnético solar&nbsp;adquira um formato de espiral.&nbsp;Em&nbsp;dezembro&nbsp;de&nbsp;2004, a&nbsp;sonda espacial&nbsp;Voyager 1&nbsp;passou por uma região de choque, que cientistas acreditam ser parte da heliopausa. Ambas as sondas&nbsp;Voyagers&nbsp;registraram um aumento no número de partículas energéticas à medida que elas se aproximaram do limites



Composição química



O Sol é composto primariamente dos&nbsp;elementos químicos&nbsp;hidrogênio&nbsp;e&nbsp;hélio; estes compõem 74,9% e 23,8%, respectivamente, da massa do Sol na fotosfera.Todos os elementos mais pesados, chamados coletivamente de&nbsp;metais&nbsp;na astronomia, compõem menos de 2% da massa solar. Os&nbsp;elementos químicos&nbsp;mais abundantes são&nbsp;oxigênio(compondo cerca de 1% da massa do Sol),&nbsp;carbono&nbsp;(0,3%),&nbsp;néon&nbsp;(0,2%), e&nbsp;ferro&nbsp;(0,2%).



O Sol herdou sua composição química do&nbsp;meio interestelar&nbsp;do qual foi formado: o hidrogênio e o hélio foram produzidos na&nbsp;nucleossíntese do Big Bang, enquanto que os metais foram produzidos por&nbsp;nucleossíntese estelar&nbsp;em gerações de estrelas que completaram sua&nbsp;evolução estelar, e retornaram seus materiais para o meio interestelar antes da formação do Sol.&nbsp;A composição química da fotosfera é normalmente considerada representativa da composição do Sistema Solar primordial.&nbsp;Porém, desde que o Sol foi formado, o hélio e os&nbsp;metais&nbsp;presentes nas camadas externas gradualmente afundaram em direção ao centro. Portanto, a fotosfera presentemente contém um pouco menos de hélio e apenas 84% dos metais que o Sol&nbsp;proto estrelar&nbsp;tinha; este era composto de 71,1% hidrogênio, 27,4% hélio, e 1,5% metais, em massa.


Fusão nuclear no núcleo do Sol modificou a composição química do interior solar. Atualmente, o núcleo do Sol é composto em 60% por hélio, com a abundância de metais não modificados. Visto que o interior do Sol é radiativo e não convectivo, o hélio e outros produtos gerados pela fusão nuclear não subiram para camadas superiores.

As abundâncias dos metais descritas acima são tipicamente medidas utilizando&nbsp;espectroscopia&nbsp;da fotosfera do Sol, e de medidas da abundância destes metais em&nbsp;meteoritos&nbsp;que nunca foram aquecidos a temperaturas acima do&nbsp;ponto de fusão.&nbsp;Acredita-se que estes meteoritos retenham a composição do Sol proto estelar, e portanto, não sejam afetados pelo afundamento dos elementos mais pesados.







Campo magnético



O Sol é uma estrela magneticamente ativa, suportando um forte&nbsp;campo magnético, cujas condições mudam constantemente, variando de ano para ano e revertendo-se em direção aproximadamente a cada 11 anos, em torno do máximo solar.&nbsp;O campo magnético do Sol gera vários efeitos que são chamados coletivamente de&nbsp;atividade solar. Estes incluem as&nbsp;manchas solares&nbsp;na superfície do Sol, as&nbsp;erupções solares&nbsp;e as variações no vento solar.&nbsp;Efeitos da atividade solar na&nbsp;Terra&nbsp;incluem&nbsp;auroras&nbsp;em médias a altas latitudes, a disrupção de comunicação de&nbsp;rádio&nbsp;e&nbsp;potência elétrica. Acredita-se que a atividade solar tenha tido um importante papel na&nbsp;formação e evolução do Sistema Solar. A atividade solar constantemente muda a estrutura da&nbsp;ionosfera&nbsp;terrestre.



Toda a matéria no Sol está presente na forma de&nbsp;gás&nbsp;e&nbsp;plasma, devido à sua alta temperatura. Isto torna possível&nbsp;rotação diferencial, com o Sol girando mais rápido no seu equador (onde o período de rotação é de 25 dias) do que em latitudes mais altas (com o período de rotação solar sendo de 35 dias nos pólos solares). A rotação diferencial do Sol faz com que as&nbsp;linhas do campo&nbsp;magnético entortem com o tempo, provocando a erupção de&nbsp;anéis coronais&nbsp;em sua superfície, a formação de&nbsp;manchas solares&nbsp;e de&nbsp;proeminências solares, via&nbsp;reconexão magnética. Este entortamento gera o&nbsp;dínamo solar&nbsp;e o&nbsp;ciclo solar&nbsp;de atividade magnética, que repete-se a cada 11 anos, visto que o campo magnético solar reverte-se a cada 11 anos.


O campo magnético solar estende-se bem além do Sol. O plasma magnetizado do vento solar transporta o campo magnético solar no espaço, formando o&nbsp;campo magnético interplanetário&nbsp;.Visto que o plasma pode se mover apenas nas linhas do campo magnético, as linhas do campo magnético interplanetário inicialmente esticam-se radialmente do Sol. Uma camada fina de correntes difusas no plano equatorial solar existe pois campos acima e abaixo do equador solar possuem&nbsp;polaridades&nbsp;diferentes. Esta camada é chamada de&nbsp;corrente&nbsp;hélios&nbsp;férica difusa.&nbsp;À medida que a distância do Sol aumenta, a rotação solar entorta as linhas do campo magnético e a corrente difusa, formando uma estrutura similar a uma&nbsp;espiral de Arquimedes, chamada de&nbsp;espiral de Parker&nbsp;O campo magnético interplanetário é muito mais forte do que o componente dipolar do campo magnético solar. Enquanto que a última possui 50 a 400&nbsp;T&nbsp;na fotosfera, reduzindo com o cubo da distância para 0,1 T na órbita terrestre, o campo magnético interplanetário na órbita terrestre é 100 vezes maior, com cerca de 5 T.