Nossa estrela mais querida: o Sol

O Sol é apenas uma entre mais de 400 bilhões de estrelas que fazem parte da nossa Galáxia. As principais características do Sol são:

propriedadevalor solar
luminosidadeLsol = 4 x 1033 erg/seg
massaMsol = 1,98 x 1030 quilogramas
tamanhodiâmetrosol = 1390000 quilômetros
densidade média< ρ > = 1,4 gramas/ centímetro cúbico
temperatura na superfície5800 K
temperatura central15600000 K
campo magnético< Bsol > = 1 gauss


O Sol é uma estrela normal, amarelada, de tipo espectral G2. Atualmente o Sol está localizado na seqüência principal do diagrama H-R.

Na sua fase atual o Sol possui 75% de sua massa formada por hidrogênio e 25% de hélio. Em termos de número de átomos 92,1% dele é formado por átomos de hidrogênio e 7,8% são átomos de hélio. Todos os outros elementos mais pesados do que o hélio, que chamamos coletivamente de "metais" representam apenas 0,1% da massa do Sol. No entanto, à medida que o hidrogênio vai sendo convertido em hélio na sua região central pelos processos de fusão da cadeia p-p esta relação percentual vai lentamente mudando ao longo do tempo.

Quanto ao seu tamanho, o Sol pertence aos 10% de estrelas de massa razoavelmente grande que pertencem à nossa Galáxia. Lembre-se que existem muito mais estrelas de pequena massa do que de grande massa. As estrelas da nossa Galáxia têm, em geral, um tamanho médio que é a metade da massa do Sol. No entanto, o Sol é uma estrela "ordinária" uma vez que existem muitas outras similares a ele espalhadas pelas galáxias.


O Sol e o Sistema Solar

Sabemos que o Sol possui um séquito de planetas e satélites que giram em torno dele. Estes conjunto de objetos forma o Sistema Solar, o único sistema planetário que mostra uma grande diversidade de componentes, tais como planetas rochosos, planetas gasosos, cometas, asteróides, etc.

O Sol é o maior objeto de todo o Sistema Solar. Ele contém mais de 99,8% da massa total do sistema que o acompanha. A maior parte da massa restante está contida no planeta Júpiter. Devido a isso o centro de massa do Sistema Solar está localizado bem dentro do Sol.


A rotação do Sol

O Sol não é um corpo rígido como a Terra. Por ter uma estrutura que, na sua maior parte, é gasosa, o Sol não gira de maneira uniforme. A superfície do Sol na região do equador roda uma vez a cada 25,4 dias. No entanto, próximo aos pólos, a rotação diária de sua superfície leva cerca de 36 dias. A este tipo de rotação damos o nome de rotação diferencial. No entanto, a região central do Sol gira como um corpo sólido.



A estrutura do Sol




Fotosfera

A fotosfera é a superfície do Sol. Ela é a região que produz a luz que nós vemos. No entanto, a fotosfera é uma região muito pouco profunda não tendo mais do que 500 quilômetros de largura. Se a compararmos com a estrutura global do Sol podemos fazer uma analogia dizendo que a fotosfera é mais fina do que a casca de uma repugnante cebola.

A temperatura na fotosfera varia de cerca de 5800 K no seu topo até 7500 K na sua base. Esta região é onde o espectro de absorção solar é produzido. A fotosfera efetivamente é uma região de gás mais frio que envolve todo o Sol. Ela absorve e reemite a radiação proveniente das regiões mais quentes que estão abaixo dela.


Manchas Solares



As manchas solares são regiões "mais frias" que se formam na fotosfera solar. Nestas regiões a temperatura pode diminuir bastante, chegando a apenas 3800 K.

As manchas solares se revelam na superfície do Sol como regiões escuras, como se fossem "buracos" na sua superfície. No entanto, elas só têm esta aparência escura por causa do contraste que fica estabelecido, por causa da diferença de temperatura, entre elas e sua vizinhança bem mais quente.

As manchas solares podem ser de vários tamanhos. Algumas são muito pequenas e quase imperceptíveis enquanto que outras podem ser muito grandes. Já foram detectadas manchas solares com diâmetro de 50000 quilômetros.

Além disso, estudos sobre o campo magnético do Sol revelaram que as manchas solares são regiões de intenso campo magnético. Em algumas delas registrou-se intensidades de campo magnético cerca de 1000 vezes maiores do que aquela normalmente detectada no Sol.


Os ciclos solares

As manchas solares estão quase sempre presentes no Sol. No entanto, sua continua observação mostrou aos astrônomos que existia um ciclo de 11 anos no processo de formação de manchas solares. Isto nos diz que há uma variação cíclica na atividade solar.

O ciclo solar possui um máximo e um mínimo. Quando o Sol está passando pelo mínimo deste ciclo, o mínimo solar, o número de manchas em sua superfície é praticamente zero. Após 5 anos e meio, o Sol atinge o seu ponto máximo de atividade, o máximo solar, e na sua superfície podemos ver até mais de 100 manchas solares.

Um outro ponto importante sobre as manchas solares é que elas não surgem aleatoriamente em qualquer ponto da superfície do Sol. Em geral elas aparecem primeiro nas latitudes médias do Sol, acima e abaixo do seu equador. À medida que a atividade solar vai aumentando, estas bandas de manchas solares vão se alargando e, de modo continuado, se movem na direção do equador solar.


Granulação

As imagens em alta resolução da superfície do Sol mostram que ela não é suave. A superfície do Sol é coberta por grânulos, pequenas estruturas com aproximadamente 1000 quilômetros de diâmetro que estão em toda parte exceto nas regiões onde existem manchas solares.

Os grânulos nada mais são do que a parte superficial de colunas de gás bastante profundas onde a energia está sendo transportada pelo processo de convecção. Por este processo, os gases fortemente aquecidos no interior do Sol se expandem deslocando-se na direção da superfície e, consequentemente, esfriando. Este gás frio volta novamente para o interior profundo do Sol onde é mais uma vez reaquecido de modo que o processo se repete indefinidamente.

As imagens dos grânulos mostra que eles são cercados por regiões mais escuras. A partir da obtenção de espectros das regiões centrais dos grânulos verificou-se que estas regiões são algumas centenas de Kelvins mais quentes do que as camadas mais escuras que os circundam.

Po outro lado, os grânulos, individualmente, duram muito pouco tempo, em média cerca de 20 minutos. O gás que se desloca dentro destes grânulos chega a alcançar a velocidade de 7 quilômetros por segundo, sendo, portanto, mais veloz do que o som no ar.


Cromosfera

A cromosfera é a região que está localizada acima da fotosfera. Sua espessura é de cerca de 10000 quilômetros e sua temperatura varia de 5000 K, próximo à fotosfera, até várias centenas de milhares de Kelvins, no seu limite superior. Entretante, atente para o fato de que estes limites não são bem definidos e os valores citados acima, tanto para as espessuras destas camadas como para suas temperaturas, podem variar bastante.

A cromosfera é muito mais fraca do que a fotosfera. Isto faz com que ela somente seja visível durante os eclipses solares. Nestas ocasiões a cromosfera pode ser vista como um clarão rosa onde detectamos um espectro de linhas de emissão.

As áreas de granulação são delineadas por feixes de linhas do campo magnético da cromosfera. Este feixes formam uma estrutura tipo rede sobre o Sol.


"Plages"

A cromosfera também mostra áreas brilhantes de alta atividade magnética chamada plages. Os campos magnéticos são mais intensos nas "plages" e as temperaturas são mais altas do que nas regiões quiescentes que os circundam.

Filamentos

Os filamentos são massas de gás, suspensas na cromosfera do Sol pelos campos magnéticos, e que são vistas como faixas escuras riscando o disco solar.

Os filamentos são áreas mais frias, e portanto escuras, de material que fica suspenso acima da superfície pelos "loops" magnéticos.

As imagens abaixo mostram a evolução de um filamento solar em apenas um dia.



Proeminências

Existem, entretanto, filamentos que se projetam para fora do limbo do Sol. Quando um filamento aparece no limbo do Sol e é visto contra o céu escuro nós o chamamos de proeminência.

As proeminências são enormes nuvens de plasma denso, relativamente frio que são lançadas e ficam susupensas na coroa, fina e quente, do Sol. Algumas vezes estas proeminências podem escapar da atmosfera do Sol.



A imagem acima foi obtida pela sonda espacial Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), um projeto conjunto NASA/ESA. O SOHO está em órbita em torno do Sol a 1,5 milhões de quilômetros da Terra, onde as forças gravitacional da Terra e do Sol se equilibram. A imagem nos mostra uma enorme proeminência, com a forma de uma alça, observada em 1999.

Medidas realizadas mostraram que a cromosfera superior tinha uma temperatura de cerca de 60000 Kelvins. Todos os aspectos vistos nesta imagem acompanham a estrutura do campo magnético do Sol. As áreas mais quentes aparecem na imagem com uma cor quase branca enquanto que as áreas vermelhas mais escuras indicam temperaturas mais frias.



Esta imagem obtida pelo SOHO mostra um par de proeminências com formas aproximadamente iguais que ocorreram em 11 de janeiro de 1998. As temperaturas nestas regiões estavam entre 60000 a 80000 Kelvins.

Clicando nesta imagem você verá um pequeno filme mostrando uma proeminência que ocorreu no dia 4 de setembro de 1995.



As proeminências podem ser imensas em tamanho. Por exemplo, a proeminência mostrada abaixo, fotografada pelo SOHO em 24 de julho de 1999, foi particularmente grande. Ela se estendia a partir da superfície do Sol por uma distância equivalente a mais de 35 vezes o tamanho da Terra. Na imagem a Terra foi colocada para que pudessemos fazer uma comparação de tamanho entre o nosso planeta e a proeminência solar.



Este tipo de proeminência, quando acontece na direção da Terra é capaz de afetar as comunicações, os sistemas de navegação e as redes de potência energética, produzindo auroras visíveis no céu noturno em latitudes mais altas.

Além das proeminências também observamos a ejeção de material da cromosfera para dentro da coroa. Esta ejeção se dá por meio de pequenas erupções que chamamos de espículas. Neste caso, o gás é lançado para cima, para dentro da coroa, ao longo das linhas de campo magnético.


Coroa Solar

A coroa solar é a região do Sol que está situada acima da cromosfera. A coroa solar se estende para fora do Sol por uma distância equivalente a vários raios solares.

A coroa é uma região altamente rarefeita, muito difusa, cuja densidade é de somente cerca de 10 átomos por centímetro cúbico. Curiosamente, o gás da coroa solar possui uma temperatura bastante alta, atingindo cerca de 2000000 Kelvins! Consequentemente, este gás está quase completamente em um estado de plasma ou seja, é um gás formado por partículas carregadas, principalmente prótons e elétrons.

A coroa é completamente permeada pelas fortes linhas do campo magnético do Sol.






"Streamers"

Nos locais onde as linhas de força magnéticas são fechadas, o campo magnético é suficientemente forte para "aprisionar" o plasma solar e impedir que ele escape para o espaço.

O plasma se acumula nestas regiões e forma bonitas estruturas que recebem o nome de streamers. Os "streamers" podem ser vistos durante os eclipses solares.



Assim, os "streamers" de gás são formados ao longo de linhas de campo fechadas e são soprados para fora pelo vento solar.


"Plumes"

Observações da superfície do Sol mostraram que, ao longo das linhas fechadas de campo magnético, são formadas estruturas gasosas muito parecidas com "plumas" de gás. Estas emissões gasosas são sopradas para fora pelo vento solar.



Estas "plumas" de gás quente que se lançam da superfície para a atmosfera do Sol podem ser uma das fontes do "vento solar".

Os cientistas agora querem compreender como é a relação entre o campo magnético solar e estas "plumas". A imagem acima, feita na região espectral do ultravioleta pelo SOHO em 1996, mostra "plumas" com a temperatura de 1 milhão de graus na região polar do Sol. Graças a esta imagem pela primeira vez os cientistas tiveram a oportunidade de ver detalhadamente o desenvolvimento ao longo do tempo das estruturas de "plumas" nas quais o vento solar é acelerado.


"Flares" Solares

Os "flares" solares são eventos explosivos que ocorrem sobre a superfície solar. Estes eventos se caracterizam por produzir um intenso brilho em certas regiões da atmosfera solar, em raios x, ultravioleta e luz visível, durante períodos de alguns minutos. Após este tempo, há uma diminuição de intensidade que pode durar por um período de cerca de uma hora.

Os "flares" são propelidos pelas forças magnéticas, saindo da superfície do Sol para o espaço vizinho.

Os campos magnéticos que existem no Sol tendem a se comprimir mutuamente. Deste modo, eles forçam o armazenamento de uma tremenda energia na atmosfera do Sol. Em algum momento, as linhas dos campos magnéticos se fundem e se cancelam segundo um processo chamado "reconecção magnética". Isto faz com que o plasma escape de modo violento do Sol.

Portanto, um "flare" solar, esta súbita, rápida e intensa variação de brilho em uma região do Sol, é produzido quando a energia magnética que foi armazenada na atmosfera solar é repentinamente liberada. Quando isto acontece uma grande quantidade de matéria é lançada no espaço com velocidade que pode atingir milhões de quilômetros por hora.




A imagem acima, obtida pela estação espacial Skylab, da NASA, no dia 19 de dezembro de 1973 mostra um dos mais espetaculares "flares" já registrados no Sol. Este "flare" propagou-se por mais de 588000 quilômetros da superfície do Sol. Esta imagem também nos mostra que as regiões polares do Sol se destacam pela relativa ausência de granulação, apresentando uma coloração muito mais escura do que a parte central do seu disco.

Durante um "flare", partículas de altas energias são ejetadas para dentro da coroa solar, aquecendo as regiões onde eles ocorrem até temperaturas que excedem 5 milhões de Kelvins.

Um "flare" é um evento explosivo muito intenso. Um único "flare" pode liberar uma quantidade de energia equivalente a 100 milhões de bombas de fusão de hidrogênio.



No dia 2 de maio de 1998, o Solar and Heliospheric Observatory, da NASA/ESA, detectou este "flare" solar extremamente brilhante.


Buracos coronais

Os buracos coronais são regiões onde as partículas podem escapar do Sol sem serem detidas pelo campo magnético.

Linhas de campo magnético abertas estão situadas acima dos buracos coronais, regiões onde um feixe de partículas energéticas, o vento solar, flui para fora do Sol a velocidades de 300 a 800 quilômetros por segundo.

As linhas de campo magnético em um buraco coronal, ao invés de retornar à superfície do Sol como ocorre em outras regiões, se estendem para fora do Sol, entrando na região do vento solar. Os buracos coronais podem ocorrer em qualquer parte do Sol embora eles surjam mais comumente em regiões próximas aos pólos.

O esquema abaixo mostra o que são os buracos coronais.



Nesta outra imagem vemos um buraco coronal fotografado em raios X. A área escura no meio da imagem é o buraco coronal.



As partículas de altas energias que escapam pelos buracos coronais chegam na Terra 5 dias mais tarde, com uma velocidade de 700 quilômetros por segundo. Estas partículas formam as auroras e causam interferência nas comunicações.


Ejeções de Massa Coronal

Existe um equipamento de astronomia, o coronógrafo, que permite que os astrônomos criem um eclipse solar artificial. Este equipamento permite que o brilhante disco solar seja coberto e, por conseguinte, a coroa solar possa ser estudada.

Foi este equipamento que permitiu que os astrônomos descobrissem a existência de um fenômeno nunca observado antes na Terra, mas frequente na superfície do Sol.

Ocorre que, periodicamente, enormes nuvens de gás, com linhas de campo magnético "congeladas" nelas, são ejetadas da superfície do Sol. Este processo de ejeção ocorre durante várias horas. A estas nuvens gasosas ejetadas de modo violento da superfície do Sol, e que lançam uma enorme quantidade de matéria e partículas energéticas no vento solar, damos o nome de ejeções de massa coronal.

Algumas vezes as ejeções de massa coronal ocorrem associadas a "flares" ou proeminências, embora elas também possam ocorrem isoladas.

Esta imagem do SOHO mostra a queda de dois cometas no Sol seguida de uma proeminência e uma enorme ejeção de massa coronal. Isto ocorreu entre os dias 1 e 2 de junho de 1998. Fique claro que não foi a queda dos cometas no Sol que provocou os outros dois eventos. Clique sobre a imagem para ver o filme do SOHO.



O número de ejeções de massa coronal varia com o ciclo solar, indo de cerca de 1 por dia no mínimo solar até 2 ou 3 por dia no máximo solar.

As ejeções de massa coronal se tornam mais e mais frequentes à medida que o Sol de aproxima do máximo no seu ciclo.

Esta imagem de uma ejeção de massa coronal foi obtida pelo SOHO no dia 18 de fevereiro de 2000 (copyright: SOHO / NASA / ESA). As ejeções de massa coronal são perigosas quando atingem a Terra, podendo causar amplos prejuízos no nosso planeta. Elas podem perturbar de modo bastante sério o meio ambiente da Terra. A intensa radiação proveniente do Sol, que chega ao nosso planeta somente 8 minutos após ter sido liberada, pode alterar a atmosfera superior da Terra, interrompendo as comunicações de longa distância.

As ondas de choque das ejeções de massa coronal empurram partículas muito energéticas na direção da Terra, podendo simplesmente destruir a eletrônica existente nos satélites que estão em órbita em torno do nosso planeta. Algumas destas partículas energéticas chegam à Terra cerca de uma hora depois de ocorrer a ejeção de massa coronal.

Em geral, a ejeção de massa coronal atinge a Terra entre um a quatro dias após ter ocorrido a erupção inicial na superfície do Sol. Neste momento vemos acontecer no nosso planeta fortes tempestades geomagnéticas, auroras e interrupções das redes de distribuição de energia elétrica.

Esta é uma das razões pelas quais os astrônomos tentam compreender de que modo as ejeções de massa coronal acontecem com a esperança de um dia serem capazes de prever a sua ocorrência. Quando for possível fazer a previsão de que irá acontecer uma ejeção de massa coronal no Sol, será possível tomar medidas de precaução que minimizem os danos, tais como desligar satélites artificiais que estão em órbita.


Resumo

Resumimos na figura abaixo alguns eventos que ocorrem na coroa solar.



Campo Magnético Solar

Acredita-se que o elemento produtor de toda a atividade que vemos na superfície do Sol seja o campo magnético solar.

A estrutura do campo magnético do Sol é muito complexa uma vez que suas linhas de campo são acopladas ao plasma solar e, consequentemente, torcidas pela rotação diferencial que o Sol possui.

São as linhas do campo magnético solar que inibem o processo de convecção próximo à superfície e produzem as manchas solares.

São também as linhas de campo magnético que, ao sofrerem torção e se reconectarem, liberam uma enorme quantidade de energia que aquece o gás que as circundam até temperaturas de milhões de graus criando os flares solares que observamos.

O ciclo solar, com duração de 11 anos, parece ser o período durante o qual há a torção das linhas de campo magnético e a reorganização do campo magnético do Sol.

Abaixo vemos a comparação de duas imagens do Sol obtidas, com quase dois anos de separação, pelo SOHO. Nestas imagens podemos observar como o nível de atividade solar aumentou de modo significante neste período. No ano 2000 o Sol atingiu o esperado máximo de manchas solares. Na imagem podemos ver a coroa solar, com uma temperatura de cerca de 1,3 milhões de Kelvins, muitas manchas solares, "flares" solares e ejeções de massa coronais, processos que ocorreram durante o máximo solar. Notamos também, na imagem mais recente a direita, o aumento de atividade revelado pelas numerosas regiões ativas e o número e tamanho dos "loops" magnéticos no Sol.



O Sol (estrutura completa)