5/28/2018 Como o Sol Funciona

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O SOL

O Sol aquece e ilumina a Terra todos os dias e absolutamente imprescindvel para permitira vida na Terra. Vamos agora analisar o universo magnfico da estrela mais prxima da Terra star.Observaremos todas as partes do Sol, e a maneira como ele produz Luz e calor

Cortesia do SOHO consortium.

O Sol queima h mais de 4.5 bilhes de anos

O Sol um corpo presente diariamente em nossas vidas, e por isso que muitas vezes deixamos dedar a sua devida importncia. Mas se pararmos para pensar nesta estrela gigante existem muitascuriosidades a serem respondidas:

Se o Sol esta no vcuo do espao como ele pode queimar?O que evita que todo o gs gerado escape para o espao?Qual o tamanho do Sol?Por que ele emite chamas solares?Quando ele parara de queimar?Ser que o Sol como as outras estrelas?

As respostas a estas e outras perguntas que faz o Sol um assunto to interessante!O Sol uma estrela, como todas as outras estrelas que vemos a noite. A diferena a distancia- asoutras estrelas esto a anos luz de distancia da terra, enquanto que o Sol esta apenas a 8 minutosluz de nosso planeta.

oficialmente o Sol classificado como uma estrela do Tipo G2, baseado na sua temperatura e nospectro de luz que emite. O Sol uma estrela mediana, meramente uma das bilhares de estrelasque orbitam no centro de nossa galxia.

O Sol queima h mais de 4.5 bilhes de anos e continuara a faz-lo por muitos outros bilhes deanos. Ele uma enorme aglutinao de gases, particularmente hidrognio e Helio. Na maior parte.Por ser to macio, tem imensa gravidade, e por essa capacidade gravitacional to importante,consegue segurar todo o hidrognio e Helio junto a sua superfcie, e ao mesmo tempo manter todosos planetas da sua orbita ao seu redor.

O Sol no queima da mesma maneira que a madeira, por exemplo, queima. Ao invs disso o Sol um reator nuclear gigantesco, como veremos nas prximas paginas...

As Partes do Sol

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O Sol formado por gases e no tem superfcie solida , como a Terra. Mesmo assim possui umaestrutura definida. As 3 mais importantes ares da superfcie do Sol esto demonstradas no diagramaabaixo, Figura 1:

Ncleo - Zona Radioativa - Zona conversora

Cortesia de SOHO consortium.Figure 1. Visualizao bsica das partes do Sol. As chamas,

Manchas e proeminncias so reais, tiradas de imagensProduzidas pelo SOHO imagens.

A superfcie do Sol

A metade superior do Sol consiste em trs reas: O ncleo, a zona radioativa e a zona conversora.

Ncleo

O Ncleo comea do centro e se estende ate 25% do raio do Sol. Nesta regio a gravidade puxatoda a sua massa para dentro de si, e cria uma presso intensa. A presso suficientenemente altapara forar os tomos de hidrognio a se juntarem em reaes de fuso nuclear. Dois tomos dehidrognio se combinam para criar Helio-4 e energia conforme a seguir:

Dois prtons se combinam para formar um deuterium (tomo de hidrognio com umnutron), um psitron ( similar ao eltron, mas com carga positiva) e um neutrino.

Um tomo de Prton e um de deuterium se combinam para formar Helio-3 ( dois prtonscom um nutron) e um raio gama.

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Dois tomos de Helio-3se combinam-se para formar um Helio-4( dois prtons e doisnutrons) e 2 Protons.

Estas reaes formam 85% da energia do Sol. Os 15% restantes vem das seguintes reaes:

Um Helio-3 e um Helio-4 combinam-se para formar um beryllium-7 ( 4 protons e 3 neutrons)e um raio gama.

Um Beryllium-7 captura um eltron para se transformar em Ltio-7 (3 protons e 4 neutrons) eum neutrino.

O Ltio-7 combina-se com um prton para formar 2 atomos de Helio-4.

Os tomos de Helio-4 so menos macios do que os dois tomos de hidrognio que iniciaram oprocesso, ento a diferena de massa convertida em energia, conforme descrito na teoria darelatividade de Einstein (E=mc2). A energia emitida em varias formas de luz (ultravioletas raios-X,luz visivel, infravermelho e ondas de radio). O Sol tambm emite partculas energizadas (neutrinos,protons) para formar o vento solar. Esta energia chega ao nosso planeta Terra, aquecendo-o, condiznossa temperatura, e produz energia para nossas vidas. Nos no somos prejudicados pela maiorparte da radiao produzida, ou vento solar, por que a atmosfera da Terra nos protege. Conforme

mostra a figura 2 abaixo, telescpios especiais instalados dentro do satlite SOHO, mostra as ondasde luz que o Sol emite, produzindo imagens a serem estudadas.

Figura 2. Cortesia SOHO consortium.Figure 2. Ondas de luz emitidas pelo Sol. Imagem composta. Mostra orio de plasma abaixo da superfcie do Sol. Imagem obtida com otelescpio extrema ultravioleta (EIT). Imagens superimpostas.

Zona Radioativa e Zona Convectiva

A zona radioativa do sol estende-se por 55% do seu raio a partir do ncleo. Nesta regio a energiado ncleo carregada para fora por ftons. medida que um fton produzido, ele viaja por um

mcron (um milionsimo de um metro) antes de ser absorvido por uma molcula de gs. Apos aabsoro a molcula de gs aquecida e re emite outro fton da mesma onda. O fton re emitidoviaja outro mcron antes de ser absorvido por outra molcula de gs e assim o ciclo se repete; cadainterao entre fton e a molcula de gs dura um tempo. Aproximadamente 1025absores e reemisses acontecem nesta zona ate que um fton alcana a superfcie. Isto explica o atraso detempo entre a produo de um fton no ncleo e um que atinge a superfcie.

A Zona convectiva, que ocupa os ltimos 30% do raio do sol, e dominado por correntes deconveco que carregam a energia para a superfcie solar. Estas correntes de conveco so

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movimentaes de ascenso de gs quente junto com movimentaes de declnio de gs frio. Ascorrentes de conveco carregam ftons para a superfcie mais rapidamente do que a transfernciaradioativa que ocorre no ncleo e na zona radioativa. Com tantas interaes ocorrendo entre ftonse molculas de gs nas zonas radioativa e convectiva, um fton demora aproximadamente 100.000a 200.000 anos para alcanar a superfcie.

Fatos e dados sobre o SOL

Distancia mediam da Terra= 93 milhes de milhas (~150 milhes de km)

Raio= 418, 000 milhas (696 000 km)

Massa= 1.99 x 1030kg (330, 000 vezes a da Terra)

Formao (por massa)= 74%hidrognio, 25%Helio, 1% outros elementosTemperatura Media= 5, 800 Kelvin (surperf.), 15.5 milhes Kelvins

(ncleo)

Densidade media= 1.41 gramas por cm3

Perodo de rotao= 25 dias (centro) h 35 dias (plos)

Magnitude= -26.8 (aparente), +4.8 (absoluta) Magnitude Aparente refere-seao brilho como de uma estrela no cu. magnitude absoluta o brilho real de

uma estrela supondo que todas as estrelas encontra-se a mesma distncia daTerra. Quanto mais baixo o numero mais brilho ela possui.

Distancia do centro da via lctea = 25, 000 ano luz

Velocidade orbital e perodo= 138 milhas por segundo (230 kilometros porsegundo) e 200 milhes de anos.

A atmosfera do SolAcima da superfcie do Sol fica a sua atmosfera, que consiste de 3 partes, conforme mostrado naparte inferior da figura 1:

FOTOESFERA CROMOESFERA COROA

FotosferaA Fotosfera a regio mais baixa da atmosfera do Sol, e a regio que pode ser vista da Terra.Tem 180-240 milhas ou 300-400 km de largura e temperatura media de 5.800 Kelvin. Parece sercheia de bolhas e possui textura granulada, bastante similar a um pote de gua fervente. Os relevosso as superfcies superiores das clulas da corrente de conveco, e cada granulo pode alcanar600 milhas (1, 000 km) de largura. Ao passar pela fotosfera a temperatura abaixa e os gases, porestarem mais frios no emitem tanta energia de luz. Por isso a camada mais externa da Fotosferaparece mais escura, este efeito chama-se Escurido do Limboo que causa a aparncia anelada nasuperfcie do Sol.

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CromosferaA cromosfera fica 1, 200 milhas or. 2, 000 km acima da fotosfera. A temperatura aumenta nestaregio de 4.500Kelvin para aprox. 10.000Kelvin. Acredita-se que a Cromosfera seja aquecida pelaconveco com a Fotosfera. Conforme os gases se agitam na Fotosfera, eles produzem ondas dechoque que aquecem os gases adjacentes formando uma corrente de aquecimento atravs despicules, que so milhes de minsculos gravetos de gs quente. Cada spicules sobe para aprox. 3,000 milhas ou 5, 000 km acima da fotosfera e dura apenas alguns segundos. Spicules tambmseguem o campo magntico do Sol, que so formados a partir dos movimentos dos gases dentro doSol.

Coroa

A Coroa a camada final do Sol e se estende por muitos milhes de milhas ou kilometros para forada Fotosfera. Pode ser vista com mais clareza durante um eclipse solar e em imagens do Sol emRaios-X. A temperatura da Coroa em media dois milhes de graus Kelvin; apesar de no sabermoscom certeza porque a Coroa to quente, acredita-se se por cause do magnetismo do Sol. A Coroapossui zonas de brilho (quentes) e zonas de escurido chamados buracos coronrios. Estes sorelativamente frios e acredita-se que para onde vai o vento solar.

Manchas Solares, Proeminncias e chamas

Atravs das imagens do telescpio podemos ver varias caractersticas interessantes do Sol quepodem causar efeito para nos aqui na Terra. Vamos estudar manchas solares, proeminnciassolares, e chamas solares.

Manchas SolaresAs reas frias chamadas manchas solares esto presentes na Fotosfera. Elas sempre aparecem empares e so campos magnticos intensos (aprox. 5.000 vezes mais potentes que o campo magnticoda Terra) que surgem na superfcie; linhas de campo saem por uma mancha solar e entram poroutra. O campo magntico causado pelos movimentos de gases no interior do Sol. As atividadesdas manchas solares ocorrem como parte de um ciclo de 11 anos chamado ciclo solar; este perodo composto por variaes atividade mxima e mnima (Figure 3).

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.Figura 3. O diagrama mostra o ciclo solar conforme refletido pelonumero de manchas solares registradas ate hoje (linhapontilhada)

Ainda no sabemos o que causa este ciclo de 11 anos, mas existem duas hipteses propostas:

A rotao do Sol distorce e contorce as linhas de campo magntico no seu interior. Estas linhasdistorcidas surgem na superfcie formando pares de manchas solares. No final do perodo de pico, aslinhas de campo se quebram a atividade diminui. O ciclo ento se reinicia.

Tubos de gs enormes circundam o interior do Sol em altas latitudes e comeam a se mover emdireo ao seu equador. Quando eles rolam entre si, eles formam manchas. Ao alcanarem oequador, eles se quebram e as manchas diminuem.

Proeminncias solares

Ocasionalmente nuvens de gases da cromosfera se levantam e se alinham junto s linhasmagnticas das manchas solares. Estes arcos de gs so chamados proeminncias (Figure 4).Proeminncias duram entre dois e trs meses e se estendem por 30.000 milhas (50.000 km) oumais, acima da superfcie do Sol. Ao alcanarem esta altura acima da superfcie, eles podem entrarem erupo por alguns minutos ou ate algumas horas, e enviar grandes quantidades de materialcorrendo pela Coroa em direo ao cu aberto numa velocidade de 600 Miles por segundo ou 1.000km/seg.; essas erupes so chamadas Coronal Mas Ejections ( Ejees coronrias demassa).

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Cortesia SOHO consortium.Figura 4. Grande proeminncia eruptiva solar em Helio-2. Asproeminncias eruptivas quando direcionadas a Terra podem

causar distrbios nos sistemas de comunicaes, de navegaes,produzindo tambm auroras visveis no cu noturno.

Chamas Solaress vezes, em grupos de manchas complexos, exploses violentas e abruptas no sol podem ocorrer.Estas so chamadas chamas solares. Acredita-se que as chamas solares sejam causadas pormudanas repentinas nos campos magnticos onde eles se encontram em maior concentrao. AsChamas solares so acompanhadas pela emisso de gases, eltrons, luz visvel, luz ultravioleta eraios X. Quando esta radiao e partculas alcanam o campo magntico da Terra, eles interagementre si nos plos produzindo auroras (Borealis, austral is) conforme mostra a figura abaixo (Figure5). As Chamas solares podem tambm afetar sistemas de comunicaes, de navegaes e outros. A

radiao e partculas ionizam a atmosfera e previnem o movimento de ondas de radio entre satlitese o solo. As partculas ionizadas na atmosfera podem induzir correntes eltricas em linhas deenergia e causar variaes na emisso de energia, causando supersaturao e possivelmenteblackouts.

Cortesia SOHO consortium.Figura 5. O campo magntico do sol e emisses de plasma afetadiretamente a Terra e o resto do sistema solar. O vento solar da forma amagnetosfera da Terra, e tempestades magnticas so mostradas acimase aproximando da terra. As linhas brancas representam o vento solar, alinha pura a linha de choque, e as linhas azuis ao redor da Terrarepresentam a magnetosfera protetora.

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O destino do Sol

O Sol brilha h mais de 4.5 bilhes de anos. Ele possui hidrognio suficiente para queimar pormais aproximados 10 bilhes de anos. O tamanho do sol o resultado da presso de seu interiorpela emisso de energia das fuses nucleares e ao mesmo tempo a ao da gravidade. Quando oncleo no tiver mais o combustvel de hidrognio, ele ira se contrair pela ao da gravidade; no

entanto algumas fuses de hidrognio ocorrero nas camadas mais externas do sol. Na medida emque o ncleo se contrai, ele se aquece, e aquece as camadas superiores fazendo-as expandir. medida que as camadas superiores se expandem, o raio do sol aumentara e se transformara numvermelho gigante. O raio deste gigante vermelho estar logo alem a orbita terrestre, por isso aTerra mergulhara em direo ao ncleo deste gigante e ser vaporizado por ele. Logo aps o ncleose tornara quente suficientemente para fazer o gs Helio entrar em fuso com carbono. Quando ocombustvel de Helio estiver exaurido, o ncleo expandira e esfriara. As camadas exterioresexpeliro material. O ncleo finalmente com o processo de esfriamento, diminuir em tamanho. Esteprocesso completo demorara alguns bilhes de anos.

Como pode ser observado nosso Sol e bastante complexo e interessante, e agora voc j sabe umpouco mais como ele produz a luz e o calor to importantes para a sobrevivncia da Terra.

Estatsticas do SolMassa (kg) Um, 989x1030

Dimetro equatorial (km) 1.390.000Densidade mdia (Gm/cm3) 1, 409

Perodo de rotao (dias) 25,38*

Velocidade de escape (km/sec.) 618,02

Luminosidade (ergs/seg.) Trs, 827x1033

Magnitude (Vo) -26,8

Temperatura mdia na superfcie 5.777 K

Idade (bilhes de anos) 4,6

* O perodo de rotao do Sol superfcie varia de aproximadamente 25 dias no equador h 36 dias nos plos. Na profundidade,abaixo da zona de conveco, parece ter uma rotao com um perodo de 27 dias.

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Imagem em Raios-XImagem do Sol em raios-X obtida em 21 de fevereiro de 1994. As regies brilhantes sofontes de emisso de raios-X mais intensas.

Disco Solar em H-AlfaEsta a imagem do Sol como visto em H-Alfa. H-Alfa uma banda estreita em comprimentode onda da luz vermelha emitida e absorvida (caracterstica) do hidrognio.

Manchas SolaresEsta imagem mostra a regio de uma mancha solar. Note a aparnciamulticolor. Esta granulao causada pela erupo turbulenta deenergia na superfcie.