Apesar de parecer tão grande e brilhante, já que 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 | M = 1,989 x 1030 kg |
| Raio | R = 695 500 km = 109 RTerra |
| Densidade média | ρ = 1409 kg/m3 |
| Densidade central | ρc= 160 000 kg/m3 |
| Distância | 1 UA = 149 600 000 km |
| Luminosidade | L=3,9×1026 watts=3,9×1033 ergs/s |
| Temperatura efetiva | Tef = 5785 K |
| Temperatura central | Tc = 15 000 000 K |
| Magnitude absoluta bolométrica | Mbol = 4,72 |
| Magnitude absoluta visual | MV = 4,79 |
| Tipo espectral e classe de luminosidade | G2 V |
| Índices de cor | B-V=0,62 |
| U-B=0,10 | |
| Composição química principal (No) | Hidrogênio = 91,2 % |
| Hélio = 8,7% | |
| Oxigênio = 0,078 % | |
| Carbono = 0,043 % | |
| Período rotacional no equador | 25,67 d |
| na latitude 75° | 33,40 d |
Outras características são determinadas a partir de modelos. Por exemplo, a equação de equilíbrio hidrostático, 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.
Em 1934, Cecilia Helena Payne (Payne-Gaposchkin, 1900-1979), astrônoma britânico-americana, foi a primeira pessoa a mostrar que o Sol é composto primariamente de hidrogênio, em 1925 (Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America, 11, p. 192). Na época, acreditava-se que o Sol possuísse uma composição similar à da Terra. A determinação quantitativa da composição química da atmosfera solar foi obtida em 1929 por Henry Norris Russel (1877-1957), publicada no Astrophysical Journal, 70, 11, baseada em estimativas a olho das intensidades das linhas no espectro solar.
Logo abaixo da fotosfera se localiza a zona convectiva, se estendendo
por cerca de 15% do raio solar. Na zona convectiva o transporte de
energia é pelo movimento das parcelas de gás (transporte mecânico).
Abaixo dessa camada está a zona radiativa,
onde a energia flui por radiação, isto é, não há
movimento das parcelas de gás, só fótons. O núcleo,
com temperatura de cerca de 15 milhões de graus Kelvin, é a região onde
a energia é produzida, por
reações termo-nucleares.
A cromosfera é a camada da atmosfera solar logo acima da fotosfera.
A palavra vem do grego: cromo = cor.
Ela tem cor avermelhada e é visível durante os eclipses solares,
logo antes e após a totalidade. Estende-se por 10 mil km acima da fotosfera
e a temperatura cresce da base para o topo, tendo um valor médio de
15 mil K.
Ainda acima da cromosfera se encontra a coroa, também visível
durante os eclipses totais. A coroa se estende por cerca de dois raios
solares.
No modelo de Jorge E. Vernazza, Eugene H. Avrett & Rudolf Loeser, (1973, Astrophysical Journal, 184, 605), a maior parte do espectro visível do Sol tem origem em uma camada com cerca de 1000 km de extensão, e a temperatura varia de 9000K a 4000K. A gravidade superficial do Sol é de g=2,738×104cm/s2=273,8 m/s2.
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, Thomas Harriot (1560-1621) já em 1610, 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 são mais frias porque o campo magnético local, dentro da mancha, impede a convecção e, portanto, que o calor das partes mais internas suba à fotosfera. As manchas solares tendem a se formar em grupos e estão associadas a intensos campos magnéticos no Sol.
Espículas,
produzidas pelo campo magnético e energia mecânica na fotosfera, aquecem a cromosfera. Elas são aproximadamente cilíndricas, com cerca de 700 km de extensão
e 7000 km de altura, e duram entre 5 e 15 minutos.
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.
No capítulo de espectroscopia,
detalha-se que a fotosfera do Sol tem
um espectro contínuo com linhas escuras,
de absorção.
No entanto, olhando a borda do Sol com
um espectroscópio durante um eclipse, vemos por
alguns instantes o espectro da cromosfera, com 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, fotosférico.
Uma das linhas cromosféricas de emissão mais brilhantes é a linha de Balmer Hα, no comprimento de onda 6563 Å, que no espectro solar fotosférico aparece em absorção. A linha Hα está no vermelho, por isso a cromosfera tem cor avermelhada.
Uma fotografia do Sol tirada com filtro Hα deixa passar 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, e não mais quente. Atualmente se pensa que a fonte de energia são campos magnéticos variáveis formados na fotosfera e transportados para a coroa por correntes elétricas, deixando parte de sua energia na cromosfera.
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, e baixissima densidade.
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 10-13M⊙ por ano. O vento solar que atinge a Terra, aproximadamente 7 prótons/cm3 viajando a cerca de 400 km/s, é capturado pelo campo magnético da Terra, formando o cinturão de Van Allen, na magnetosfera terrestre.
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. Um
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. Algumas regiões da província ficaram até
duas semanas sem luz elétrica. Em 1994, o satélite de comunicações
E2 teve alguns circuitos queimados por uma sobrecarga estática, também
associada com a ejecção de uma nuvem de plasma solar.
Um máximo do ciclo solar ocorreu em 15 de fevereiro de 2001,
quando o campo magético solar reverteu de polaridade.
Em 5 de dezembro de 2006 ocorreu um flare no Sol, com índice
X9, o mais alto, que chegou a danificar alguns píxeis da câmara do GOES 13,
e saturou todos os satélites GPS que estavam do lado iluminado da Terra.
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.
A Anomalia Geomagnética do Atlântico Sul é uma mancha de fluxo invertido, isto é, uma mancha com fluxo magnético direcionado para dentro no hemisfério de fluxo direcionado para fora. Existem outras manchas menores, tanto no hemisfério norte quanto no hemisfério sul, de acordo com as medições de campo magnético pelos satélites Magsat em 1980 e Ørsted em 2000.
Quando manchas solares de polaridades magnéticas opostas colidem, há
cancelamento do campo magnético que pode provocar um flare,
um aumento significativo da emissão de radiação eletromagnética no local,
principalmente no ultravioleta e raio-X. Se esta radiação atingir
a Terra, há um aumento na fotoioniozação da atmosfera, com um aumento
súbito no número de elétrons livres, que perturbam as ondas de rádio,
inclusive as usadas pelo GPS.
O vento solar, composto de partículas carregadas desprendidas da coroa solar, viaja a aproximadente 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 são causadas pela interação de partículas de alta energia, principalmente elétrons, com os átomos neutros da alta atmosfera da Terra. Estas partículas de alta energia podem excitar, através de colisões, os elétrons de valença que estão ligados aos átomos neutros. Estes elétrons excitados então se desexcitam, retornando ao estado inicial, de mais baixa energia. Aos se desexcitar, eles emitem um fóton, isto é luz. A combinação destes fótons, emitidos por muitos átomos, resulta na aurora que vemos. 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.
Uma das primeiras evidências dos efeitos das atividades solares na Terra foi a interrupção dos telégrafos ocorrida em 1859 devido a uma forte fulguração solar observada pelo astrônomo inglês Richard Christopher Carrington (1826-1875).
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 podem causar:
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. 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. Uma ejeção coronal de massa também causou a queima de transformadores no Quebec em 13 de março de 1989, deixando 6 milhões de pessoas sem energia elétrica por nove horas e em algumas regiões daquela província do Canadá por até duas semanas, com um prejuízo superior a 100 milhões 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). A exposição recomendada é 1 mSy/ano=1 mGy=0,1 rad=0,1 milirem, para elétrons, múons e fótons. Para os astronautas na Estação Espacial, atinge em média 6 rem/ano (60 mSy/ano), mas em único evento em 1989 atingiu 216 milirem/dia (2,16 mSy/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 https://www.swpc.noaa.gov/products/satellite-environment. Nos anos de máximo de um ciclo solar, podem ocorrer de 2 a 60 eventos que causem danos severos às linhas de transmissão de energia. Em princípio, as linhas de transmissão dentro das cidades sofrem menos efeitos, por serem curtas. Uma ejeção coronal de massa também pode causar grandes ondas (tsunami) nas camadas externas do Sol, que podem estar relacionadas com o aquecimento da coroa.
Tão logo foi conhecida a distância do Sol, em 1673, por Jean Richer (1630-1696) e Giovanni Domenico Cassini (1625-1712) que determinaram a distância pela paralaxe de Marte e com esta estimaram a unidade astronômica como 140 milhões de km (cerca de 150 milhões de km é o valor atual), foi possível determinar a luminosidade, que é a potência que o Sol produz. As medidas mostram que cada metro quadrado na Terra recebe do Sol uma potência (energia/segundo) de cerca de 1400 watts [James Watt (1736-1819)], ou seja, a potência de 14 lâmpadas de 100 watts/m2. O valor mais preciso da constante solar é 1367,5 W/m2, e varia 0,3% durante o ciclo solar de 11 anos. Multiplicando-se essa potência recebida na Terra pela área da esfera compreendida pela órbita da Terra em torno do Sol, determina-se a luminosidade do Sol=3,9×1026 watts = 3,9×1033 ergs/s.
A constante solar
varia, dependendo da época no ciclo de 11 anos,
de 1364,55 a 1367,86 Watts/m2
Considerando-se um comprimento de onda efetivo de 5500Å, e Efóton=hν=hc/λ, isto corresponde
a
n(fótons m-2s-1)=1366 W m-2/(hc/5500Å
)=
1366 J s-1 m-2/(3,6 × 10-19 J)
= 3,78×1021 fótons m-2 s-1
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 a Terra, e portanto o Sol, tem uma idade de 4,5 bilhões de anos.
Em 1937 Hans Albrecht Bethe (1906-2005) 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 núcleo do Sol tem hidrogênio suficiente para alimentar essas reações por mais 6,5 bilhões de anos. Gradualmente, à medida que diminui a quantidade de hidrogênio, aumenta a quantidade de hélio no núcleo. O Sol transforma aproximadamente 600 milhões de toneladas de hidrogênio em hélio por segundo.
Segundo os modelos de evolução estelar, daqui a cerca de 1,1 bilhão de anos o brilho do Sol aumentará em cerca de 10%, que causará a elevação da temperatura aqui na Terra, aumentando o vapor de água na atmosfera. O problema é que o vapor de água causa o efeito estufa. Daqui a 3,5 bilhões de anos, o brilho do Sol já será cerca de 40% maior do que o atual, e o calor será tão forte que os oceanos secarão completamente, exacerbando o efeito estufa. Embora o Sol se torne uma gigante vermelha após terminar o hidrogênio no núcleo, ocorrerá perda de massa gradual do Sol, possivelmente afastando a Terra do Sol até aproximadamente a órbita de Marte, mas exposta a uma temperatura de cerca de 1600 K (1327 C).
Vida
Distâncias
Astronomia e Astrofísica
