07/06/2015 EnergiaemitidapeloSol

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MestradoProfissionalizanteemEnsinodeFsica

UniversidadeFederaldoRioGrandedoSul

BereniceHelenaWienerStensmann

EnergiaEmitidapeloSol

DoSolaTerrarecebealgocomoaenergiade10 bilhes de Itaipus. E isso apenas umanfamaparceladaluzecalorqueemite.Vistadasuperfciedoastrorei,aTerraumirrisriogro de areia girando remota distncia de150 milhes de quilmetros( uma unidadeastronmica).A nfamaparcelade luzecalorque efetivamente alcana o planeta suficiente para dar vida e movimento aosoceanos, ventos, florestas, a a cada um e atodos organismos. Essa energia, que osantigos atribuam aos deuses, pode hoje sercalculadacompreciso.

Aps a Segunda Guerra Mundial, osastrnomos passaram a ter uma idia maisprecisadoqueacontecepor trsdesua face

de fogo. por prover a vida que o Sol para ns omais importante astro do cu,embora seja apenas uma das dezenas de bilhes de estrelas que giramconjuntamentenessegranderedemoinhoqueaViaLctea.

OSolumaestrelabastantecomum.Suasprincipaiscaractersticasso:

Massa=1,989x1030kgRaio=696000kmDensidadeMdia=1,409x193kgm3Densidadecentral=1,6x105kgm3Distncia=1UA=1,499x108kmLuminosidade(L)=3,83x1033ergs/sTemperaturaEfetiva=5785KTemperaturaCentral=1,0x107KTipoespectraleClassedeLuminosidade=G2VComposioQumicaPrincipal:

Hidrognio=92,1%Hlio=7,8%Oxignio=0,061%

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Carbono=0,039%Nitrognio=0,0084%

PerodoRotacionalnoEquador=25diasPerodoRotacionalnaLatitude60=29dias

AsvriastemperaturasdoSol

AmatriadoSoloplasma.NointeriordoSol,oplasmaatingequase20milhesdegraus, um valor que na superfcie brilhante cai para 5 mil graus. Logo acima dasuperfcie, porm, o plasma se torna muito rarefeito e sofre a ao de poderosasforasmagnticas.Sua temperatura, ento, mais alta que na superfcie brilhante,alcanandoat2milhesdegraus.

VentosSolares

Nestemundoincandescenteexistemosventossolares.Nasuperfciehexplosesviolentas,gerandoerupesdeplasmaqueseestendemporat200milquilmetrosnoespao(trintavezesodimetrodaTerra).

EstruturadoSol

O Sol apresenta algumas regies:ncleosolarumaesferaderaiodezvezesmenorquequeodaprpriaestrela,mascomuma

densidadeextremamentealta.Elesuportatodoopesodascamadasexternas.Assim mais compacto que o ferro. Mas continua sendo um gs porque compensa oesmagamento com a sua elevada temperatura: o calor, procurando expandirse,contmagravidadedamassaacimadoncleo.nessa regioemqueaenergiaproduzidaporreaestermonucleares.Acimadoncleoestazonaradioativaondeaenergia flui por radiao.Logo acima dessa zona radiativa se localiza a zonaconvectivaseestendendoporcercade15%doraiosolar.AcamadavisveldoSolafotosfera,comcercade330kmdeespessuraetemperaturade5800K.Acromosferaacamadadaatmosferasolar logoacimada fotosfera.Ela temcoravermelhadaevisvelduranteoseclipsessolares, logoanteseapsatotalidade.Estendesepor10milquilmetrosacimadafotosfera.Acromosferaou"esferadecor"umacamadadegs(principalmentehidrognioehlio)queenvolveoSol.AsuperfcievisveldoSoltemuma temperaturamdiade6000Kenquantoacromosferaatinge temperaturassuperiores a 10 000 K. A explicao mais aceita para explicar essa temperaturaelevadaacimada fotosferaquepartedaenergiaquedeixaa fotosferaacstica.Isto,saidafotosferacomoumrudo.Aoatingiracromosferaessaenergiasonoradissipadaemformadecalor.Mas,comoosgasesnessaregiosorarefeitos,essadissipaosuficienteparaelevara temperaturaaosvaloresobservados.Acimadacromosfera est a coroa, tambm visvel durante os eclipses totais. A coroa seestendeporcercadedoisraiossolares.

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AEnergiadoSol

Em1926,oastrnomoinglsArthurEddingtonfezumaousadasugestosobrea origem da energia solar: ele s podia ser gerado por um reator nuclear. Acomunidade cientfica se escandalizou porque esto se conheciamuito poucosobreas reaesatmicas.Algumasdcadasmais tarde,porm,viusequeateoria estava certa. O plasma no ncleo do Sol sofre transformaessemelhantes s que ocorrem na exploso de uma bomba de hidrognio e,tambmcomonestecaso,passaaemitir radiaoprincipalmentesoba formade luz e calor. Essa radiao no visvel, pois ainda tem de atravessar ascamadas externas. Estimase que um raio de luz leve milhes de anoschocandosecomaspartculasdeplasmaatemergirnasuperfciebrilhante.Amaior parte do trajeto, no caso do calor, feita em forma de radiao, comoocorrecomaluz.

Asestrelasconstroemtomospesadosapartir detomosmais leves.Aluzeocalorqueemitemumsimplesresduodoesforoempregadonaconstruo.Todososelementosconhecidos,taiscomooferro,ooxignio,o ouro ou o urnio, nasceram dessa forma: assados nas fornalhasestrelares. At o aparecimento das estrelas, h cerca de 15 bilhes deanos,praticamentetodaamatriaexistenteestavanaformadehidrognio.

Cerca de 1 milho de anos depois do seu nascimento, as massa dehidrognio,agrupadaspelaatraogravitacional,comeamacriarestrelasegalxias.Ostomosqueficarampresosnosncleosestrelares,sobfortepresso,fundiramsesempreaospares.Estasomaoriginounovos"tijolos"dematria, contendo dois tomos soldados entre si, formando um novoelemento,ohlio.OSolprovavelmentenasceudosrestosdeoutraestrela,queporsuaveztambmpodeternascidoassim.Trataseportantodeumastrodesegundaou terceiragerao.Essahiptesedecorredeum fatosimples: o Sol contm tomos muito pesados, como o urnio,que seconstituiapenasquandoumaestrelamorre.

A luminosidade, que a potncia que o Sol produz foi determinada tologofoiconhecidaadistnciadoSol,em1673.Asmedidasmostramquecada metro quadrado na Terra recebe do Sol uma potncia(energia/segundo)de1400watts,isto,apotnciade14lmpadasde100watts.Poressapotncia recebidanaTerra,determinasea luminosidadedoSolem4x1026watts,ou4x1033ergs/s.

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