Como funciona o Sol
por Craig C. Freudenrich, Ph.D. - traduzido por HowStuffWorks Brasil
Introdução
O Sol aquece nosso planeta todos os dias, fornecendo a luz que nos possibilita enxergar e que é absolutamente necessária para a existência de vida na Terra. Neste artigo, aprenderemos sobre o mundo fascinante da nossa estrela mais próxima, veremos quais são as partes do Sol, a forma surpreendente como produz luz e calor e suas principais características.
Pelo fato de vermos o Sol todos os dias, a tendência é achá-lo comum e não lhe darmos o devido valor. Mas se pensarmos bem, surgem várias dúvidas:
Se o Sol está no vácuo do espaço, como ele queima?
O que impede que todo aquele gás vaze para o espaço?
Qual é o tamanho do Sol?
Por que acontecem explosões solares?
Quando ele vai deixar de queimar?
O Sol é como as outras estrelas?
As respostas a essas perguntas são o que faz do Sol algo tão interessante!
Foto cedida pelo consórcio SOHO. O SOHO é um projeto de cooperação internacional entre a Agência Espacial Européia (ESA) e a Administração Nacional para a Aeronáutica e o Espaço (NASA).
O Sol é uma estrela, como todas as outras que vemos no céu à noite. A diferença é a distância. As outras estão a anos-luz de distância, ao passo que o Sol está apenas a 8 minutos-luz de distância (milhares de vezes mais próximo).
Oficialmente, o Sol é classificado como uma estrela do tipo G2 com base na sua temperatura e nos comprimentos de onda ou espectro de luz que emite. Ele é uma estrela "média", é apenas uma entre bilhões que orbitam o centro da nossa galáxia.
O Sol está "queimando" há mais de 4,5 bilhões de anos, e deve continuar por mais alguns bilhões. É composto de uma grande quantidade de gás, principalmente hidrogênio e hélio. Por ser tão grande, sua gravidade é imensa, o suficiente para a força gravitacional segurar todo aquele hidrogênio e hélio (e para manter todos os planetas nas órbitas à sua volta).
O Sol não "queima" como um pedaço de madeira queimaria. Na verdade, ele é um reator gigante, conforme você irá aprender nas próximas páginas.
O Sol é feito de gás e não possui uma superfície sólida, como a Terra. No entanto, tem uma estrutura definida. As três principais zonas no interior do Sol estão apresentadas na metade superior da Figura 1:
centro ou núcleo
zona radiativa
zona conectiva
Foto cedida pelo consórcio SOHO. O SOHO é um projeto de cooperação internacional entre a Agência Espacial Européia (ESA) e a Administração Nacional para a Aeronáutica e o Espaço (NASA).
Figura 1. Visão geral das partes do Sol. As imagens da explosão, das manchas solares e da proeminência foram todas captadas do SOHO.
Acima da superfície do Sol está sua atmosfera, composta de três partes, conforme mostra a parte inferior da Figura 1:
fotosfera
cromosfera
coroa ou corona: a camada externa extremamente quente que está a milhões de quilômetros distante da cromosfera.
Veremos que todas as principais características do Sol podem ser explicadas pelas reações nucleares que geram a sua energia, os campos magnéticos que são causados pela movimentação dos gases e a imensa gravidade.
A metade superior do Sol consiste de três áreas principais: o núcleo e as zonas radiativa e convectiva.
Núcleo
O núcleo começa no centro e ocupa 25% do raio de circunferência do Sol. Ali, a gravidade puxa toda a massa para o interior e cria uma pressão intensa. A pressão é forte o bastante para forçar os átomos de hidrogênio a se unirem em reações de fusão nuclear. Quatro átomos de hidrogênio se combinam para criar hélio-4 e energia em várias etapas:
dois prótons se combinam para formar um deutério (um átomo de hidrogênio com um nêutron), um pósitron (semelhante a um elétron, mas com carga positiva) e um neutrino;
um próton e um átomo de deutério se combinam para formar um átomo de hélio 3 (dois prótons com um nêutron) e um raio gama;
dois átomos de hélio 3 se combinam para formar um hélio 4 (dois prótons e dois nêutrons) e dois prótons.
Essas reações são responsáveis por 85% da energia do sol, os outros 15% vêm das seguintes reações:
um hélio-3 e um hélio-4 se combinam para formar o berílio 7 (quatro prótons e três nêutrons) e um raio gama;
um berílio-7 captura um elétron para se tornar um lítio-7 (três prótons e quatro nêutrons) e um neutrino;
o lítio-7 se combina a um próton para formar dois átomos de hélio-4.
Os átomos de hélio-4 têm menos massa que os quatro átomos de hidrogênio que iniciaram o processo. A diferença de massa foi convertida em energia conforme descreve a teoria da relatividade de Einstein: (E=mc2). A energia é emitida em diversas formas de luz (raio ultravioleta, raios X, luz visível, infra-vermelho, microondas e ondas de rádio). O Sol também emite partículas energizadas (neutrinos e prótons) que compõem o vento solar. Esta energia chega à Terra, aquecendo o planeta, definindo o clima e fornecendo energia para que haja vida. A maior parte da radiação solar ou do vento solar é inofensiva para nós porque a atmosfera terrestre nos protege. Segundo ilustra a Figura 2, podemos utilizar telescópios especiais que estão a bordo do satélite SOHO para ver os vários comprimentos de onda da luz que o sol emite e captar imagens para que os cientistas possam estudar.
Foto cedida pelo consórcio SOHO. O SOHO é um projeto de cooperação internacional entre a ESA e a NASA.
Figura 2. Imagem composta de todos os instrumentos do SOHO. A imagem interior do Michelson Doppler Imager (MDI) ilustra os rios de plasma que estão debaixo da superfície. A imagem da superfície foi capturada com o extreme ultraviolet imaging telescope (EIT) em 304 ângstroms. Ambas as imagens foram sobrepostas em uma imagem do Large Angle Spectroscopic Coronograph (LASCO) C2, que bloqueia o Sol para que seja possível visualizar a coroa. A imagem mostra a abrangência da pesquisa do SOHO desde o interior do Sol até a coroa externa.
Zona radiativa
A zona radiativa compõe 55% do raio de circunferência do Sol, desde o núcleo. Nesta zona, a energia do núcleo é conduzida para fora pelos fótons. Depois de criado o fóton, ele viaja cerca de 1 mícron (1 milionésimo de metro) antes de ser absorvido por uma molécula de gás. Depois da absorção, a molécula de gás é aquecida e emite novamente outro fóton no mesmo comprimento de onda, esse fóton reemitido viaja mais um mícron antes de ser absorvido por outra molécula de gás e o ciclo se repete, cada interação entre fóton e a molécula de gás leva tempo. Cerca de 1025 absorções e reemissões acontecem nesta zona antes que o fóton chegue à superfície. Há um longo intervalo de tempo entre o fóton criado no núcleo e o que alcança a superfície.
Zona convectiva
A zona convectiva, que são os 30% finais do raio de circunferência do Sol, é dominada por correntes de condução de calor que levam a energia para o lado externo da superfície. Essas correntes de condução de calor são movimentos ascendentes de gás quente ao lado dos movimentos descendentes de gás frio, como se colocasse purpurina em uma panela de água em fervura lenta. As correntes de convecção de calor carregam fótons para o lado externo da superfície com mais velocidade do que a transferência radiativa que ocorre no núcleo e na zona radiativa. Com tantas interações ocorrendo entre fótons e moléculas de gás nas zonas radiativa e de convecção de calor, um fóton leva cerca de 100 mil a 200 mil anos para chegar à superfície!
A atmosfera do Sol
Fatos sobre o Sol
Distância média da Terra = ~150 milhões de quilômetros.
Raio = 696 mil quilômetros.
Massa = 1,99 x 1030 kg (330 mil vezes a massa da Terra).
Composição (da massa) = 74% de hidrogênio, 25% de hélio, 1% de outros elementos.
Temperatura média = 5.800 kelvins ou ~5.500 ºC (superfície), ~15,5 milhões de kelvins (núcleo).
Densidade média = 1,41 gramas por cm3.
Período rotacional = 25 dias (equador) a 35 dias (pólos).
Magnitude = -26,8 (aparente), +4,8 (absoluto) A magnitude aparente se refere ao brilho da estrela no céu a partir do nosso ponto de observação na Terra. A magnitude absoluta é o brilho real da estrela caso todas as estrelas estivessem à mesma distância da Terra. Quanto menor o número, mais brilhante é a estrela.
Distância do centro da Via Láctea = 25 mil anos-luz.
Velocidade e período orbital = 230 quilômetros por segundo e 200 milhões de anos.
Acima da superfície do Sol está sua atmosfera, composta de três partes, conforme mostra a metade inferior da Figura 1:
fotosfera
cromosfera
coroa: camada externa extremamente quente que está a milhões de quilômetros distante da cromosfera.
Veremos que todas as principais características do Sol podem ser explicadas pelas reações nucleares que geram a sua energia, os campos magnéticos que são causados pela movimentação dos gases e a imensa gravidade.
Fotosfera
A fotosfera é a região mais inferior da atmosfera do Sol e é o que podemos ver da Terra. Tem de 300 a 400 quilômetros de largura e uma temperatura média de 5.800 kelvins ou aproximadamente 5.500ºC. Parece borbulhante ou granulada, como a superfície da água em fervura lenta numa panela. Os "grãos" são as superfícies das células de corrente de convecção de calor, que estão por baixo e cada granulação pode ter mil km de largura. Ao atravessar a fotosfera, a temperatura cai e os gases, por estarem mais frios, não emitem tanta energia em forma de luz. Portanto, a extremidade exterior da fotosfera parece escura, um efeito chamado obscurecimento de limbo, responsável pela borda definida da superfície do Sol.
Cromosfera
A cromosfera está acima da fotosfera cerca de 2 mil quilômetros de distância. A temperatura aumenta através de toda a cromosfera de 4.500 kelvins para 10.000 kelvins (cerca de 4.200 ºC para 9.700 ºC). Acredita-se que a cromosfera é aquecida pela convecção de calor dentro da fotosfera subjacente. À medida que os gases se agitam na fotosfera e produzem ondas de choque que aquecem os gases situados nas proximidades, as quais perfuram a cromosfera em forma de milhões de erupções em forma de jatos de gás quente chamadas espículas. Cada espícula sobe cerca de 5 mil quilômetros acima da fotosfera e dura somente alguns minutos. As espículas também podem acompanhar linhas de campo magnético do Sol, feitas pelos movimentos dos gases dentro do Sol.
Coroa
A coroa é a última camada do Sol e está a milhões de quilômetros de distância da fotosfera. O melhor momento para vê-la é durante um eclipse solar ou em imagens de raio X do Sol. A temperatura média da coroa é de cerca de 2 milhões de kelvins, embora não se saiba por que ela é tão quente. Acredita-se que seja pelo magnetismo do Sol. A coroa tem áreas brilhantes (quentes) e áreas escuras chamadas buracos coronais. Os buracos coronais são relativamente frios e acredita-se que sejam áreas em que partículas do vento solar conseguem escapar.
Manchas, proeminências e explosões solares
Por meio de imagens de telescópios, podemos ver diversas características interessantes no Sol que podem afetar a Terra. Vejamos as manchas, as proeminências e as explosões solares.
Manchas solares
As manchas solares são áreas escuras e frias que aparecem em pares na fotosfera, e são caracterizadas também como campos magnéticos intensos (cerca de 5 mil vezes maiores que o da Terra) que atravessam a superfície. As linhas de campo saem por uma mancha e entram novamente por outra. O campo magnético é gerado pelos movimentos dos gases no interior do Sol. A atividade das manchas solares ocorre como parte de um ciclo de 11 anos chamado ciclo solar em que há períodos de atividade máxima e mínima. Atualmente, estamos em época de atividade solar máxima (Figura 3).
Foto cedida pelo consórcio SOHO. O SOHO é um projeto de cooperação internacional entre a ESA e a NASA.
Figura 3. O ciclo solar de 11 anos refletido por uma série de manchas solares registradas até o momento e projetadas (linha pontilhada). São mostradas as imagens do magnetograma do MDI (em cinza) e do EIT em 195 ângstroms (em verde). Neste ciclo, o Sol passa por um período de atividade (máximo solar) seguido de um período de calmaria (mínimo solar). O nível ascendente pode ser visto claramente na comparação entre as imagens do EIT e do MDI.verde). Neste ciclo, o Sol passa por um período de atividade (máximo solar) seguido de um período de calmaria (mínimo solar). O nível ascendente pode ser visto claramente na comparação entre as imagens do EIT e do MDI.
Não se sabe o que causa este ciclo de 11 anos, mas foram propostas duas hipóteses:
a rotação irregular do Sol distorce e torce as linhas de campo magnético no interior. As linhas de campo torcidas atravessam a superfície e formam pares de manchas solares. Por fim, as linhas de campo se separam e a atividade das manchas solares diminui. O ciclo se reinicia;
imensos tubos de gás circulam no interior do Sol em altas latitudes e começam a se mover em direção ao Equador. Quando giram uns contra os outros, formam manchas. Uma vez que tenham chegado no Equador, se quebram e as manchas solares diminuem.
Proeminências solares
Ocasionalmente, nuvens de gases da cromosfera ascendem e se movimentam ao longo das linhas magnéticas dos pares de manchas solares. Os arcos de gás são chamados de proeminências (Figura 4). As proeminências podem durar de dois a três meses atingindo até 50 mil quilômetros de extensão ou mais, acima da superfície do Sol. Ao atingir essa altura acima da superfície, podem entrar em erupção, algo que pode durar de alguns minutos a algumas horas, e jogar grandes quantidades de material através da coroa, que cairão no espaço a mil km/s. Essas erupções são chamadas de ejeção da massa coronal.
Foto cedida pelo consórcio SOHO. O SOHO é um projeto de cooperação internacional entre a ESA e a NASA.
Figura 4. Grande proeminência eruptiva solar na imagem do hélio-2 a 304 ângstroms com uma imagem da Terra adicionada para a comparação do tamanho. Esta proeminência em 24 de julho de 1999 foi particularmente grande e na forma de arco, e chegou a atingir 35 vezes o tamanho do planeta Terra. As proeminências em erupção, quando direcionadas para a Terra, podem afetar os aparelhos de comunicação, os sistemas de navegação e até as redes elétricas, enquanto produzem auroras visíveis no céu durante a noite.
Fulgurações solares
Às vezes, em grupos complexos de manchas solares, explosões violentas e abruptas ocorrem, chamadas de fulgurações solares. Acredita-se que sejam causadas por alterações repentinas no campo magnético em áreas nas quais ele está concentrado. As fulgurações solares são acompanhadas por liberação de gás, elétrons, luz visível, raios ultravioleta e raios-X. Quando esta radiação e estas partículas atingem o campo magnético da Terra, interagem com ele nos pólos para produzir as auroras (boreais, austrais) como mostra a figura abaixo (Figura 5). Os "flares" solares também podem interferir nas comunicações, nos satélites, nos sistemas de navegação e até mesmo nas redes elétricas. A radiação e as partículas ionizam a atmosfera e impedem o movimento das ondas de rádio entre os satélites e o solo ou entre o solo e o solo. As partículas ionizadas na atmosfera podem induzir descargas de eletricidade na fiação elétrica e levar a oscilações de energia. Essas oscilações podem sobrecarregar uma rede elétrica e causar blecautes (quedas de energia).
Foto cedida pelo consórcio SOHO. O SOHO é um projeto de cooperação internacional entre a ESA e a NASA.
Figura 5. O campo magnético do Sol e a liberação de plasma afetam diretamente a Terra e o resto do sistema solar. Os ventos solares formam a magnetosfera da Terra, e as tempestades magnéticas estão ilustradas aqui, à medida que se aproximam da Terra. Essas tempestades que ocorrem com freqüência podem interferir nos aparelhos de comunicação e nos equipamentos de navegação, danificar satélites e até mesmo causar blecautes (quedas de energia). As linhas brancas representam o vento solar, a linha roxa é a linha de choque em arco e as linhas azuis em volta da Terra representam sua magnetosfera protetora. A nuvem magnética de plasma pode ter viajado 50 milhões de quilômetros de distância no momento em que chega à Terra.
Fonte cienciahswuol
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