O Sol, nossa fonte de luz e de vida, é a estrela mais próxima de nós
e a que melhor conhecemos. Basicamente, 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.
Foto do Sol na linha Hα do hidrogênio, obtida pelo
National Solar Observatory, EUA. Os filamentos escuros são
proeminências.
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 |
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 rádio direcionadas
a um dos satélites artificiais que orbitam o Sol.
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.
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) (Astrophysical Journal, 70, 11) baseada em estimativas a olho
das intensidades das linhas no espectro solar.

Combinação de uma foto tirada por
Wendy Carlos
© 1996-2007 Serendip LLC,
do eclipse solar de 1999 na Romênia, com uma imagem
ultravioleta tirada pelo satélite SOHO/NASA-ESA.
O modelo representado na figura mostra as principais regiões
do Sol.
A fotosfera, com cerca de 330 km de espessura e temperatura de
5785 K, é a camada visível do Sol.
A palavra vem do grego: photo = luz.
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.
A fotosfera
Foto do Sol na linha de 584 Å do hélio (HeI), obtida pelo
satélite SOHO (The Solar and Heliospheric Observatory), da ESA/NASA
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 5000 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.
Nestas colunas, o gás quente das camadas interiores
sobe e deposita a energia térmica
nas camadas superiores. Ao perder o calor, aumenta de densidade e
desce para as camadas mais internas.
As regiões escuras entre os grânulos são regiões onde o gás mais
frio e mais denso está indo para baixo.
As células de conveção têm cerca de 5000 km e se movimentam em escalas de 10 minutos
Foto do Sol em luz branca, mostrando algumas manchas 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 [log g=4.437 (cgs)].
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.
As manchas solares seguem um ciclo de 11 anos em que o número de manchas
varia entre máximos e mínimos,
descoberto em 1843 pelo
astrônomo amador alemão Samuel Heinrich Schwabe (1789-1875).
No gráfico abaixo, está
registrado o número médio mensal de manchas.
Distribuição de temperatura e densidade na atmosfera do Sol.
A cromosfera
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.
Foto do eclipse total de 4 de novembro de 1994, obtida pelos autores
em Santa Catarina, Brasil, mostrando a cromosfera e, principalmente, a coroa.
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.
Foto do Sol obtida pela
estação espacial Skylab da NASA em 19 de
dezembro de 1973, com um dos mais espectacular flares solares já
gravados. A proeminência
abrange mais de 588 000 km. Os pólos
solares apresentam pouca super-granulação e um
tom mais escuro do que o centro do disco.
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, e baixissima densidade.
Imagem obtida pelo
satélite Transition Region and
Coronal Explorer (TRACE), da NASA, mostrando que o gás nos arcos se move
balisticamente e é aquecido a partir da base dos mesmos.
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.
Este cinturão, descoberto pelo físico americano
James Alfred Van Allen (1914-2006)
em 1958, normalmente permite que
as partículas carregadas do vento solar entrem na atmosfera da Terra pelos pólos,
causando as auroras,
fenômenos luminosos de excitação e des-excitação
dos átomos de oxigênio e nitrogênio.
Imagens do Observatório da Dinâmica Solar, da NASA,
em 30 março e 8 de abril de 2010. A imagem do disco completo é uma
combinação de três imagens.
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.
Em 2025 estamos em um máximo do ciclo solar,
quando o campo magético solar reverte 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.
Diagrama borboleta mostrando a variação do
campo magnético do Sol com o tempo e a reversão do campo com
o período de 11 anos.
Imagem do Sol em 1710 Å, mostrando o Sol no ano de 1996, Sol mínimo, e perto do máximo, em 1999.
Ejeção Coronal de Massa em 14 de setembro de 1999, fotografada
pelo SOHO em 3040 Å.
Ejeção coronal de massa em 03 de novembro de 2023, que causou uma tempestade magnética em 5 de novembro de 2023.
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.

Anomalia geomagnética do Atlântico Sul: a região vermelha
representa alto fluxo de elétrons
com energia acima de 30 keV próximo ao solo.
Anomalia geomagnética do Atlântico Sul: cada ponto branco ou amarelo marca a posição de um
satélite onde ocorreu defeito na memória do computador.
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.
Estas reversões de fluxo são
similares às que causam as manchas solares: o fluxo de material
líquido e ionizado no núcleo da Terra é convectivo, turbulento e
distorcido também por rotação diferencial do núcleo externo,
líquido (2900 km a 5100 km de profundidade),
sobre o núcleo sólido interno, cristalizado e que
libera calor latente na cristalização das camadas externas
e de separação de elementos menos
densos, como sultefo de ferro e óxido de ferro.
Estas manchas mudam de tamanho com o tempo e, quando aumentam até
dominar o hemisfério, causam a reversão do campo magnético da Terra.
A última reversão ocorreu há 780 mil anos.
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.
Aumento do fluxo de raios-X detectado pelo satélite Goes 8 após
um grande flare solar.
As ejeções coronais de massas
são bolhas de gás quente
(plasma), de cerca de 1 a 10 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 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.
Uma ejeção coronal de massa na direção da Terra foi detectada em 29 de dezembro de 2024, e atingiu a Terra em 01/01/25, causando uma tempestade magnética moderada. Duas ejeções de massa em 13 de abril de 2025 devem atingir a Terra em 16 de abril de 2025.
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.
Foto da Terra tirada por um satélite. O anel
claro em volta do pólo é uma aurora. À esquerda, no mapa mundi,
a linha preta representa o
equador magnético e o ponto claro o pólo
norte magnético, em 2015.
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). Outro evento, em 774-775, causando auroras na China e na Inglaterra
(I. G. Usoskin et al. 2013, Astronomy & Astrophysics, 55, L3)
e por uma grande excesso (12%=20σ) de
14C nos anéis de árvores antigas (Fusa Miyake et al. 2012, Nature, 486, 240), causado por raios cósmicos.
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:
- danos a satélites, também causados pelo aumento da fricção
causada pela expansão da atmosfera,
- erro no posicionamento
de navios e aviões de vários quilômetros, tanto pelo
sistema GPS (Global Positioning System) quanto pelos sistemas
Loran e Omega (8 transmisores distribuídos pela Terra), por instabilidades no plasma da ionosfera terrestre,
causando cintilação na amplitude e fase do sinal e reduzindo o
número de satélites disponíveis de 8 a 10 para até 4. Em geral estas
instabilidades duram menos de 10 minutos, mas já ocorreram casos
em que o sistema ficou fora do ar por até 13 horas,
- danos às redes de energia elétrica,
induzindo voltagens de milhares de volts e queimando
transformadores.
- danos nas tubulações metálicas de gaseodutos, já que as correntes
induzidas aumentam drasticamente a corrosão,
- 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.
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.

Transformador da Public Service Electric and Gas (PSE&G) na
Salem Nuclear Generating Station em
New Jersey, nos
Estados Unidos, queimado pelas correntes elétricas geomagneticamente
induzidas, causadas pela tempestade geomagnética de 13-14 de março de
1989. O custo do dano foi US$ 20 milhões. Na frente do transformador está Peter Balma, co-autor do estudo sobre os danos ao transformador.
Outros transformadores também foram queimados em 2003.
A maior
causa das correntes gigantescas induzidas nas linhas de distribuição de
energia elétrica é a taxa de mudança temporal no campo magnético da Terra.
Efeitos da radiação
Em termos de radiação na Terra, a radiação que atinge
a Terra normalmente é de 3,6 mSv=360 mrem/ano.
O sievert (Sv), em honra ao físico médico sueco Rolf Maximilian Sievert (1896-1966), mede o risco estocástico
que uma radiação ionizante cause cancer ou dano genético. Uma exposição de 1 sievert resulta em uma probabilidade de 5,5% de eventualmente desenvolver cancer fatal.
A exposição recomendada é 1 mSy/ano (SI=sistema internacional).
O rem (Roetgen equivalent man) é uma unidade de dose equivalente no sistema cgs, em honra ao físico alemão Wilhelm Conrad Röntgen (1845-1923), que descobriu o raio-X.
1 mSy=1 mGy=0,1 rad=100 mrem,
para elétrons, múons e fótons.
Para os astronautas na
Estação Espacial, a exposição 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.
No Sol mínimo, a exposição é da ordem de 3,6 mSy/ano, enquanto
a exposição recomendada é 1 mSy/ano. No Sol máximo, a exposição
dobra.
No sistema internacional de medidas, a dose é medida em gray
(Gy=1 Joule/kg) é a quantidade de energia transferida pela radiação,
eletromagnética ou corpuscular, para
um objeto
e 100 rad=1 Gy.
Um pessoa na Terra recebe em média 450 µGy/ano de raios cósmicos.
O limite de dose equivalente para a
população em geral
é de 0,1 rem/ano (1 mSv/ano).
O limite para trabalhadores ocupacionalmente expostos é de
2 rem/ano (20 mSv/ano) (ICRP-60:
International Commission on
Radiological Protection, Report 60, 1991).
Para passar de dose (D), medida em Gy, para exposição (E), medida em Sv,
precisamos levar em conta a qualidade (Q) da radiação e o espectro (N) da mesma.
E=D Q N
A qualidade Q varia de 1 para a radiação eletromagnética, 5 para prótons e
até 20 para partículas α e outras carregadas de alta energia, já que o dano causado pelas
partículas carregadas é muito maior do que o da radiação eletromagnética.
Uma tomografia de crânio tem uma exposição recomendada
de 50 mGy=50 mSy, e uma mamografia de 10 mGy. Os sobreviventes da bomba de
Hiroshima, no Japão, tiveram uma exposição média
de 230 mGy (4 Gy a 1000 metros do local da explosão).
Exposições acima de 200 rems≃2 Sv já causam danos sérios,
e acima de 600 rems causam a morte em menos de 2 meses em 80% dos casos.
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.
A radiação ultravioleta tem comprimentos de onda menores do que
a radiação visível (maior energia) e é normalmente dividida
em três faixas: UV-A, UV-B and UV-C. O UV-B,
com comprimentos de onda entre 2800 e 3150 Å
é a faixa mais perigosa que alcança a superfície da Terra.
O ozônio (O3) atmosférico,
além do próprio oxigênio molecular
(O2) e nitrogênio,
protege os seres na superfície das componentes mais danosas
(energéticas) da radiação solar. Mas processos químicos
na atmosfera podem romper as moléculas de ozônio. Desde
1979 tem-se detectado um
buraco na camada de ozônio
sobre a Antártica. A redução na camada de ozônio pode levar
ao câncer de pele e cataratas nos seres vivos.
300 Dobsons, o valor padrão, correspondem a uma coluna com 3 mm de espessura.
Considera-se falta de ozônio quando a coluna tem menos de 220 Dobsons, já que
este valor nunca tinha sido medido antes de 1979.

Buraco de ozônio na Antártica em 2023,
2024,
(
atual)
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 5500 Å, 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
A luminosidade do Sol 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 5,5
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).


No dia 6 de abril de 2000 ocorreu a maior tempestade geomagnética
desde 1986 até então. Outra similar ocorreu em 31 de março de 2001.
As observações acima são do
satélite
ACE (Active Composition Explorer), lançado
em 1997 e que fica no ponto L1 (a 1,5 milhões de km da Terra).
Em 30 de outubro de 2003 ocorreu uma tempestade geomagnética
de categoria máxima,
que durou 24 horas, vinda de um flare que ocorreu em 28 de outubro de
2003. A ejeção coronal de massa
que atingiu a Terra viajou com velocidades acima de 8 milhões km/h.
Em 4 de novembro de 2003 ocorreu um dos maiores flares solar já registrados.

Aurora no McDonald Observatory, no
Texas (Latitude=+30°) em 6 de abril de 2000.

Em 22 de outubro de 2001, o experimento VIS do satélite Polar da NASA imageou as auroras
simétricas sobre os dois pólos da Terra.

Ejeção coronal de massa ocorrida em 8 de novembro de 2000,
que atingiu a Terra depois de 31 horas, ocasionando um fluxo de prótons
de alta energia 100 mil vezes maior do que o normal. A imagem é feita
com o coronógrafo do SOHO, que esconde o disco do Sol.
Ejeção coronal de massa de 7 de junho de 2011
Proeminência de 29 de setembro de 2008
International Space Environment Service
Exposição à radiação UV
Fotos do buraco da camada de ozônio
Site da NASA com as medidas da camada de ozônio
Simulação de conveção (1MB mpeg)
Escalas dos eventos solares, em inglês
Site do INPE sobre exposições ao ultravioleta
Exposição Eritêmica (mapa da radiação UV na Terra)
Fontes de radiação naturais e produzidas pelo homem (em inglês)
Galileo não ficou cego por ter olhado o Sol, e sim de glaucoma quando velho.
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Modificada em 22 abr 2025