SOLSOLENTRAR

O Sol é uma enorme esfera de gás, formada essencialmente por hidrogénio e hélio, que brilha porque estes, e os restantes gases que o constituem, atingem temperaturas muito elevadas.

O Sol é o maior e o mais brilhante corpo celeste do Sistema Solar.

Trata-se de uma das 300 biliões de estrelas que fazem parte da Via Láctea

Aparenta ser muito grande pois está muito mais próximo da Terra do que qualquer outra estrela, contudo, em termos galácticos é uma estrela de grandeza média (com um diâmetro 109 vezes maior do que o da Terra).

É o maior corpo do Sistema Solar e constitui, aproximadamente, 98% da sua massa total.

4.1 Características Gerais Características do SolCaracterísticas do Sol

MassaMassa 1,989 x 101,989 x 103030 kg kg

RaioRaio 6,959 x 106,959 x 1088 km km

Densidade média Densidade média

centralcentral

1,410 g/m1,410 g/m33

160 000 kg/m160 000 kg/m33

LuminosidadeLuminosidade 3.83 x 103.83 x 103333 kW kWTemperatura superfície Temperatura superfície

centralcentral

5785 K5785 K

1.5 x 101.5 x 1077 K KComposição químicaComposição química Hidrogénio 92,1 %Hidrogénio 92,1 %

Hélio 7,8 %Hélio 7,8 %

Oxigénio 0,061 %Oxigénio 0,061 %

Carbono 0,039 %Carbono 0,039 %

Azoto 0,0084 %Azoto 0,0084 %Período rotacional equador Período rotacional equador

pólospólos

25 dias 25 dias

31 dias31 dias

Interior Solar

As estrelas, durante a maior parte da sua vida são chamadas “estrelas da Sequência Principal”.

São constituídas por um núcleo central, uma zona convectiva e uma radiativa, pela fotosfera, a cromosfera e a coroa.

O Núcleo da estrela é onde ocorrem todas as reacções de fusão nuclear.

4.2 Estrutura Solar

Interior Solar

A fotosfera é uma parte da estrela que se observa à luz visível e é, muitas vezes, referida como “a superfície da estrela”, no entanto não é uma superfície real.

Em volta da fotosfera surge a cromosfera (uma fina camada que parece vermelha devido a todo o Hidrogénio aí encontrado).

Interior Solar

Núcleo - onde ocorrem as reacções termonucleares que convertem o hidrogénio em hélio. Tem uma temperatura de 15 ×106 Kelvin, possui uma pressão da ordem dos milhões de atmosferas e a sua densidade é da ordem de 150g/ cm3.

Zona Radioactiva - a energia é transmitida por radiação, na sua maior parte na forma de raios-γ e raios-X que flúem através do gás à medida que este se torna menos denso. A medida que a densidade diminui a temperatura também desce até cerca de 2 × 106 Kelvin.

Zona Convectiva - a temperatura é elevada, o gás começa a efectuar movimentos ascendentes e descendentes (como um fluido em ebulição).

Atmosfera SolarFotosfera

Considerada a superfície do Sol, tem espessura de cerca 500 km, temperatura de cerca de 5 800 K e pressão de 0,1 atm. A superfície apresenta uma textura irregular definida por granulação, esta textura está relacionada com as correntes de convecção.

Para além da granulação, nesta camada, podem ser observadas manchas escuras – manchas solares.

Pemumbra

Umbra

CromosferaTem aproximadamente 2 000 km de espessura, formada principalmente por hélio e hidrogénio. Esta camada estende-se até cerca de 10 000 Km acima da fotosfera, e a sua temperatura aumenta do interior para o exterior, sendo em média 15 000 K.

Observação do Sol com um filtro especial na luz vermelha conhecido como H-alfa, que corresponde a primeira linha da série de Balmer do átomo de Hidrogénio.

É visível, a olho nu, durante os eclipses totais do Sol, em forma de franja de cor que envolve o disco da Lua enquanto eclipsa o Sol.

Coroa SolarA sua temperatura média é de cerca de 2 × 106 de Kelvin. A esta temperatura o gás encontra-se na forma de plasma, produzindo assim electrões e iões que podem formar o vento solar.

A coroa emite grandes quantidades de Raios-X.

Os arcos coronais (loops) podem ter até 700 000 Km de comprimento e uma temperatura de 2 a 3× 106 de Kelvin.. Os arcos tem uma duração de um dia, mas um conjunto de arcos podem resistir vários meses.

Os pontos brilhantes têm 2 200 Km de diâmetro. Por dia são observados cerca de 1 500 pontos e tem uma duração de 8 horas e alguns podem brilhar durante 2 dias.

Buracos coronais são zonas com densidade mais baixa e uma temperatura ligeiramente menor.

Nas camadas activas ocorrem as explosões solares, “flares”, que ocorrem com maior frequência nos períodos de máxima actividade solar.

4.3 Campo Magnético Solar O campo magnético solar é bipolar com os pólos a coincidirem com os pólos heliográficos. Os pontos de apoio dos arcos também podem ser a origem de um par de manchas.

Á medida que o ciclo vai avançando no tempo as linhas de campo vão torcendo cada vez mais dando origem a mais manhas que se aproximam do equador. Decorridos 11 anos, inicia-se um novo ciclo solar com as linhas de campo a fazerem o mesmo tipo de movimento, em sentido contrário ao do ciclo solar anterior.

4.4 Actividade SolarO aspecto mais relevante da actividade solar é o ciclo de 11 anos. Neste período o número de manchas solares cresce e atinge um máximo, decrescendo em seguida.

Estamos no ciclo solar 24, o seu máximo vai ocorrer em 2012, será um dos ciclos mais intensos registrados desde que se começou a observar o Sol há 400 anos.

Fenomenos Associados à Actividade SolarProtuberâncias ou Proeminências Solares

“Flares” ou Explosões solares

Formam-se na coroa solar e são constituídas por nuvens mais densas e frias de gás luminoso suportadas pelo campo magnético local. Podem ter a duração de minutos ou meses. Uma proeminência tem uma dimensão media de 200 000 km de comprimento, 5 000 km de altura e 6 000 km de espessura.

São fenómenos explosivos que surgem próximo das manchas solares, podem ter uma duração de alguns minutos a algumas horas e libertam grandes quantidades de energia.

Ejecção de massa coronal – CME (Coronal mass ejected)

Os CME podem interagir no fluxo do vento solar provocando as tempestades geomagnéticas.

As erupções podem ser causadas por mudanças bruscas no campo magnético do Sol. A frequência dos CME varia com o ciclo da actividade solar.

São grandes quantidades de matéria que são expulsas durante varias horas em forma de energia a partir do núcleo e chega a fotosfera por convenção, onde é libertada em forma de luz, calor e outros tipos de energia electromagnética em diversos comprimentos de onda.

4.5 Vento Solar

A coroa solar liberta continuamente partículas electricamente carregadas em forma de plasma com velocidade de cerca de 600 km/s e propaga-se pelo meio interplanetário.A velocidade do vento solar, em regiões próximas da Terra, varia entre os 400 e os 800 km/s e a sua densidade ronda as 10 partículas/cm3.

As partículas emitidas pelo Sol interagem com os gases de alta atmosfera, nas proximidades das regiões polares da magnetosfera terrestre, ionizam os átomos desses gases.

Os iões e os electrões dos átomos ionizados recombinam-se para formar um átomo neutro, emitindo uma luz de cor característica desse átomo que está a ser recombinado, esta luz também depende da energia das partículas que provam a ionização deste átomo - Auroras

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Filme: A vida do Sol