Sozinho

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Sozinho

Dados observacionals
Distância média da Terra	149,6 milhões de km  8,31 min à velocidade da luz
Brillantor	−26,74m [1]
Magnitude absoluta	4,83m [1]
Classe espectral	G2V
Metal·licitat	Z = 0,0177[2]
Diàmetre angular	31.6' - 32.7' [3]
Adjectivos	solar
Características orbitals
Distância média do centro da Via Làctia	2,5·1017 km 26.000 anos-luz
Período orbital galáctico	2,25–2,50·108 anos
Velocidade	2,20·105 m/s (órbita ao redor do centro da galàxia) 2·104 m/s (em relação à velocidade média de outras estels na estelar)
Características físicas
Diàmetre médio	1,392·109 m [1] 109 Terras
Radi equatorial	6,955·108 m [4] 109 vezes o da Terra[4]
Circumferència equatorial	4.379·109 m [4] 109 vezes a da Terra[4]
Aplaname	9·10-6
Superfície	6,0877·1018 m² [4] 11.990 Terras[4]
Volume	1,4122·1027 m³ [4] 1.300.000 Terras
Demasiado	1,9891 ·1030 kg[1] 332.946 Terras
Densidade média	≈1,409 ·103 kg/m³[4][1][5]
Densidades diferentes	Núcleo: 1.5·105 kg/m³ Baixo fotosfera: 2×10-4 kg/m³ Baixo cromosfera: 5×10-6 kg/m³ Coroa média: 10×10-12kg/m³[6]
Gravidade de superfície equatorial	274,0 m/s2 [1] 27,94 g 28 vezes a da Terra[4]
Velocidade de escapament (da superfície)	617,7 km/s [4] 55 vezes a da Terra[4]
Temperatura da superfície (efectiva)	5.778 K [1]
Temperatura da coroa	5×106 K
Temperatura do núcleo	15.7×106 K [1]
Luminosidade (Lsozinho)	3,846×1026 W [1] 3,75×1028 lm 98 lm/W eficiência
Intensidade média (Esozinho)	2,009×107 W m-2 sr-1
Características de rotació.
Obliqüitat	7,25 ° [1] (ao ecliptica) 67,23 ° (ao plano galáctico)
Ascensió recta do Pólo Norte[7]	286,13 ° 19 h 4 min 30 s
Declinació do Pólo Norte	+63,87 ° 63 °52' Norte
Período de rotació sideral (a 16 ° de latitud)	25,38 dias [1] 25 d 9 h 7 min 13 s[7]
(ao equador)	25,05 days [1]
(aos pólos)	34,3 days [1]
Velocidade de rotació (à equador)	7,284 ×103 km/h
Composição da fotosfera (por demasiado )
Hidrogen	73,46 %[8]
Heli	24,85 %
Oxigénio	0,77 %
Carbono	0,29 %
Ferro	0,16 %
Sofre	0,12 %
Neó	0,12 %
Nitrogen	0,09 %
Silici	0,07 %
Magnesi	0,05 %
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O Sozinho é um estel sito ao centro do sistema solar. A Terra e todos os outros planetas do sistema solar orbiten ao seu voltant. Os planetas menores, cometa-los, os meteoroides e todo o medi interplanetari que há no meio também orbiten o Sozinho.

Ao ser o estel mais próximo à Terra (encontra-se a 150 milhões de km ), é também o astro mais brilhante do firmamento. A sua presença ou ausência no céu determina no dia e a noite, respectivamente. A energia radiada pelo Sozinho é aproveitada pelos seres fotosintètics, os quais constituem a base da corrente alimentar. Assim, é a principal fonte de energia da vida. Também contribui a energia que mantém em funcionamento os processos climáticos.

É um estel da sequência principal, de classe espectral G2, coisa que indica que é um pouco mais grande e quente que um estel médio. É uma imensa esfera de plasma formada maioritariamente por hidrogen e heli. Radia uma grande quantidade de energia ao espaço mediante processos nucleares de fusão . formou-se faz uns 4.500 milhões de anos, ao mesmo tempo que o sistema solar, e chegará ao final da sua vida de aqui a uns 5.000 milhões de anos mais. Chegado aquele momento, converter-se-á numa gigante vermelha e depois numa anã branca.

Apesar que é um estel de medida média, é o único que se resolve a simples vista desde a Terra, com um diàmetre angular de 32' 35" minutos de arco no periheli e 31' 31" no afeli. O que dá um diàmetre meio de 32' 03". Por uma estranha coincidência, a combinação de tamanhos e distâncias do Sozinho e a Lua são tals que, vistos desde a Terra, têm aproximadamente o mesmo tamanho aparente.

Características

No centro do Sozinho, a densidade é aproximadamente 1,5 × 10⁵ kg/m³, as reacções termonuclears (fusão) convertem a hidrogen em heli . 3,9 × 10⁴⁵ àtoms passam por reacções nucleares a cada segundo. Isto libera energia que fuig da superfície do Sol como luz. É possível de replicar as reacções termonuclears com as denominadas bombas de hidrogen. Num futuro poderia acontecer-se que a energia liberada pela fusão nuclear em reactors de fusão seja utilizada como fonte de energia alternativa para a produção de electricidade.

Toda a matéria do Sol está em forma de plasma devido à sua temperatura extrema. Assim, o Sozinho pode girar mais rapidamente ao equador que a latituds altas, já que não é um sólido. A rotació diferencial (segundo a latitud) do Sol causa que as linhas do campo magnético se entortolliguin com o tempo, provocando a formação das espectaculares manchas solars e protuberàncies solars.

A coroa solar tem 10¹¹ àtoms/m³, e a fotosfera tem 10²³ àtoms/m³.

Durante algum tempo pensou-se que o número de neutrins produzidos às reacções nucleares ao Sozinho era uma terceira parte da predição teòrica, um problema que se denominou problema dos neutrins solars. Quando se descobriu recentemente que os neutrins tinham demasiado, e que se podiam transformar em varietats de neutrins mais difíceis de detectar no caminho da Terra ao Sozinho, as medidas e a teoria coincidiram.

Para obter informação ininterrompuda do Sozinho, a Agência Espacial Européia e a NASA puseram em órbita a observatori SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) o 2 de dezembro de 1995 .

Situação à galàxia

O Sozinho é cerca da parte interna do Braço de Orió da Via Làctia, à Nuvem Interestel·lar Local ou Cinto de Gould, a uma distância hipotètica de 7,62±0,32 kpc (24.800 anos luz) do Centro Galáctico.^{[9][10][11][12]} A distância entre o braço local e o seguinte braço (o de Perseus é de uns 6.500 anos luz.^[13] O Sozinho, e portanto o Sistema Solar encontram-se no que os cientistas denominam a zona habitable da galàxia.

Nascimento e morrido do Sozinho

Mais informação em: Evolução estel·lar

O Sol formou-se faz uns 4.500 milhões de anos a partir de nuvens de gás e pó que já continham residus de gerações anteriores de estrelas. Graças à metal·licitat de tal gás, do seu disco protoplanetari surgiram, mais tarde, os planetas, asteroides e cometas do sistema solar. No interior do Sol produzem-se reacções de fusão nas que os àtoms de hidrogen se transformam em heli se produzindo a energia que irradia a nossa estrela. Actualmente, o Sol encontra-se em cheia sequência principal, fase em que seguirá uns 5.000 milhões de anos mais queimando hidrogen de maneira estável. Quando o hidrogen do seu núcleo seja muito menos abundante este contrair-se-á e acender-se-á a capa de hidrogen adjacente, mas isto não bastará para o reter. Seguirá compactant-se até que a sua temperatura seja basta elevada como para fusionar a heli do núcleo (uns 100 milhões de graus). Ao mesmo tempo, as capas exteriores da embolcall se irão expandint gradualment. Se expandiran tanto que, a pesar do aumento de brillantor da estrela, a sua temperatura efectiva diminuirá, situando a sua luz na região vermelha do espectro. O Sol ter-se-á convertido numa gigante vermelha. O radi do Sozinho, para então, será tão grande que terá engolit a Mercuri , Vénus e, possivelmente, à Terra. Durante a sua etapa como gigante vermelha (uns 1.000 milhões de anos) o Sol irá expulsando gás a cada vez com maior intensidade. Nos últimos momentos da sua vida o vento solar intensificar-se-á e o Sol desprender-se-á de todo o seu embolcall, o qual, formará, com o tempo, uma nebulosa planetària. O núcleo e as suas regiões mais próximas se comprimiran mais até formar um estado da matéria muito concentrado no que as repulsions de tipos quàntic entre os electrons extremamente próximos (degenerats) frearão o col·lapse. Ficará então, como permanecendo estel·lar, uma anã branca de carbono e oxigénio que ir-se-á resfriando gradualment.

Estrutura do Sozinho

Como todos os corpos com suficiente demasiado, o Sol possui uma forma esfèrica e devido ao seu lento movimento de rotació, tem também um leve aplatament polar. Como em qualquer grande corpo esfèric, todas as partículas que o constituem tendem a cair para o centro pela bastante gravitacional, mas não todas podem o fazer porque são recusadas pela bastante de pressão de radiació e a pressão do gás. Pelo fato que estas forças se compensam, a estrela nem se col·lapsa para dentro sobre si mesma nem se disgrega. É o denominado equilíbrio hidrostàtic. O Sol apresenta uma estrutura em capas esfèriques ou em "capas de ceba". A fronteira física e as diferenças químicas entre as diferentes capas são difíceis de estabelecer. Sim pode-se não obstante estabelecer uma função física que é diferente para a cada uma das capas. Na actualidade, a Astronomia dispõe de um modelo de estrutura solar que explica satisfactòriament a maioria dos fenómenos observados. Segundo este modelo, o Sol está formado por: 1) núcleo, 2) zona radiant, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) coroa e 7) vento solar.

Núcleo solar

Ocupa uns 139 000 km do radi solar, 1/5 do total, e é nesta zona onde se verificam as reacções termonuclears que proporcionam toda a energia que o Sol produz. O Sol está constituído por um 81 % de hidrògen, 18 % de heli e o 1 % restando de outros elementos. No seu centro calcula-se que existe um 49 % de hidrògen, um 49 % de heli e o 2 % restando de outros elementos que servem de catalitzadors nas reacções termonuclears. A começo da década dos anos 30 do século XX, o físico austríaco Fritz Houtermans (1903-1966) e o astrónomo inglès Robert de Escourt Atkinson (1898-1982) uniram os seus esforços por averiguar se a produção de energia no interior do Sozinho e nas estrelas podia-se explicar pelas transformações nucleares. Em 1938 Hans Albrecht Bethe (1906-2005) em Estados Unidos y Karl Friedrich von Weizsäker (1912-), a Alemania, simultânea e independentemente, descobriram um grupo de reacções nas que intervêm o carbono e o nitrògen como catalitzadors, que constituem um ciclo, se repetindo uma e outra vez mentra dura a hidrògen. A este grupo de reacções se conhece-as como "ciclo de Bethe ou do carbono", e é equivalente à fusão de quatro protons num núcleo de heli. Nestas reacções de fusão há uma perda de demasiado: o hidrògen consumido pesa mais que o heli produzido. Esta diferença de demasiado transforma-se em energia segundo a equació de Einstein (E = mc²), onde E é a energia, m a demasiada y c a velocidade da luz. Estas reacções nucleares transformam o 0,7 % da demasiado afectada em fotons , com uma longitude de onda muito curta e, portanto, muito energéticos e penetrants. A energia produzida mantè o equilíbrio térmico do núcleo solar a temperaturas de aproximadamente 15 milhões de kelvins .

O ciclo consta das seguintes etapas:

₁H¹ + ₆C¹² → ₇N¹³ ;

₇N¹³ → ₆C¹³ + e⁺ + neutrino ;

₁H¹ + ₆C¹³ → ₇N¹⁴ ;

₁H¹ + ₇N¹⁴ → ₈Ou¹⁵ ;

₈Ou¹⁵ → ₇N¹⁵ + e⁺ + neutrino ;

₁H¹ + ₇N¹⁵ → ₆C¹² + ₂Tenho⁴.

Somando todas as reacções e cancelando os termos comuns, temos

4 ₁H¹ → ₂Tenho⁴ + 2e⁺ + 2 neutrins + 26,7 MeV.

A energia limpa liberada no processo é 26,7 MeV, ou seja cerca de 6,7 x 10¹⁴ joules por quilogram de protons consumidos. O carbono actua como catalitzador, porque ao final do ciclo regenera-se.

Ciclo de fusão protó-protó

Ciclo de fusão nuclear mais comum ao Sozinho, protó-protó.

Outra reacção de fusão que ocorre no Sozinho e nas estrelas, é o ciclo de Critchfiel ou protó-protó. O 1938, Charles Critchfiel, um jovem físico aluno de George Gamow (1904-1968) à Universidade de George Washington, vai adonar-se que no choque entre dois protons muito rápidos pode ocorrer que um dos protons perca o seu ónus positivo e se converta num neutró, que permanece unido ao outro protó, constituindo um deuteró, isto é um núcleo de hidrogen pesando. A reacção é: ₁H¹ + ₁H¹ → ₂H² + e⁺ + neutrí; ₁H¹ + ₁H² → ₂Tenho³; ₂Tenho³ + ₂Tenho³ → ₂Tenho⁴ + 2 ₁H¹.

Observações

O primeiro ciclo (CNO) dá-se em estrelas mais quentes e com maior demasiado que o Sozinho e a corrente protó-protó nas semelhantes ao Sozinho. Quanto ao Sozinho, até o ano 1953 achou-se que a sua energia era produzida exclusivamente pela enllustre de Bethe, mas demonstrou-se nos últimos anos que o calor solar procede num 99% do ciclo protó-protó.

Chegará num dia em que o Sozinho esgoti todo o hidrogen na região central ao o transformar em heli , a pressão será incapaz de sustentar as capas superiores e a região central tenderá a se contrair gravitacionalment, se aquecendo a cada vez mais as capas adjacentes. O excesso de energia produzida fará que as capas exteriores do Sozinho tendam a expandir-se e se resfriar e o nosso astro rei converter-se-á numa estrela gigante vermelha. O diàmetre do Sozinho pode chegar a chegar e ultrapassar ao da órbita da Terra com a qual coisa, qualquer forma de vida ter-se-á extinguido. Quando a temperatura da região central chegue aproximadamente a 100 milhões de graus, começará a se produzir a reacção do heli em carbono , até que o primeira se esgoti, com a qual coisa verificar-se-á o mesmo processo que ao esgotar-se o hidrogen. Desta guisa o núcleo começará a contrair-se, até converter-se o nosso Sol numa anã branca e, mais tarde, ao resfriar-se totalmente, numa anã negra.

Zona radiant

É a zona exterior ao núcleo em que o transporte da energia gerada no interior se produz por radiació para o limite exterior da zona radiativa. Esta zona está composta de plasma , isto é, grandes quantidades de hidrogen e heli ionitzat. Como a temperatura do Sozinho decreix do centro (10-20 milhões de graus) à periferia (6000 graus na fotosfera), é mais fácil que um fotó qualquer se mova do centro à periferia que não ao revés. calcula-se que um fotó qualquer investe um milhão de anos, se movendo à velocidade da luz a chegar a superfície e se manifestar como luz visível.

Zona convectiva

Esta região estende-se por em cima da zona radiant e nela os gases solars deixam de estar ionitzats e os fotons são absorvidos com facilidade se voltando o material opaco ao transporte de radiació. Portanto o transporte de energia realiza-se por convecció na que o calor se transporta de maneira não homogènia e turbulenta pelo próprio fluid. Os fluids se dilaten ao ser calfats e diminuem a sua densidade portanto formam-se correntes ascendents de material desde a zona calfada até a zona superior e regiões descendentes de material desde as zonas exteriores frios estabelecendo-se correntes convectives. Assim a uns 200.000 quilómetros abaixo a fotosfera do Sozinho, o gás se volta opaco por efeito da diminuição da temperatura; em consequência, absorve os fotons procedentes das zonas inferiores e se calfa a expenses da sua energia. formam-se assim secções convectives de turbulència, que as parcel·les de gás quente e ligeiro sobem até a fotosfera, onde novamente a atmosfera solar se volta transparente à radiació e o gás quente cede a sua energia em forma de luz visível, se resfriando dantes de voltar a descer às profundidades. A análise das oscil·lacions solars permitiu estabelecer que esta zona se estende até estrats de gás situados à profundidade indicada anteriormente. O estudo das oscil·lacions solars constitui a heliosismologia.

Fotosfera

Fotosfera do Sozinho. apreciam-se várias manchas solars.

A fotosfera é a zona desde a que se emite praticamente toda a luz visível do Sozinho e se considera como a «superfície» solar, a qual, vista com o telescópio, se apresenta formada por grànuls brilhantes que se projectam sobre um fundes mês escuro. Devido ao agitació da nossa atmosfera, estes grànuls pareixen estar sempre em agitació. Já que o Sozinho é gasós, a fotosfera é um pouco transparente: pode ser observada até uma profundidade de umas centenas de quilómetros dantes de voltar-se completamente opaca. Ainda que o limbe do Sol aparece bastante nítid numa fotografa ou na imagem solar projectada com um telescópio, se nota facilmente que a brillantor do disco solar diminui para o limbe. Este fenómeno de enfosquiment do limbe é consequência que o Sozinho é um corpo gasós com uma temperatura que diminui com a distância ao centro. A luz que se vê no centro procede na maior parte das capas inferiores da fotosfera, mais quente e portanto mais luminosa. Mas ao olhar para o limbe, a direcção visual do observador é quase tangent à beira do disco solar e está a olhar para as capas superiores da fotosfera, que estão mais frias e emitem com uma intensidade menor que as capas mais profundas na base da fotosfera; por esta razão, o limbe aparece menos brilhante que o centro. A fotosfera tem uns 100 ou 200 km de profundidade.

O signo mais evidente de actividade na fotosfera são as manchas solars.

Cromosfera

A cromosfera é a região da "atmosfera" solar situada entre a fotosfera e a coroa solar. É uma capa relativamente fina, de só 2.000 km de gruix, que está dominada por um espectro de linhas de absorció e emissão. O nome "cromosfera" vem do grego chromos que significa cor, porque a cromosfera é visível como um flaix de cor ao princípio e ao final dos eclipsis totais de Sozinho.

Coroa solar

Imagem de raigs X do Sozinho.

A coroa solar é a parte mais exterior da atmosfera solar. Mede mais de um milhão de quilómetros e pode observar-se durante os eclipsis solars ou utilizando um dispositivo capaz de ocultar a luz do Sozinho e denominado coronògraf. Até 1930 a única forma de observar a coroa era possível quando a Lua eclipsava o Sozinho totalmente. Graças à invenção, o 1930 de um enginyós dispositivo para produzir eclipsis artificiais, os denominados coronògrafs, pôde-se estudar de forma mais accessible o fenómeno da coroa solar.

A densidade da coroa solar é um bilião às vezes inferior à da atmosfera terrestre e a sua temperatura consegue os dois milhões de graus (enquanto que a fotosfera tem uma temperatura aproximada de 6000 °C).

A coroa solar está composta por pequenas partículas que eventualmente são lançadas ao espaço pelo intenso campo magnético solar produzindo o vento solar e, em fenómenos de ejecció intensos, tempestades eléctricas na Terra. Estes àtoms lançados, ao chocar com a parte superior da nossa atmosfera são os causants das aurores nas regiões polars Norte e Sul. Todos os detalhes estruturais da coroa são devidos ao campo magnético do Sozinho.

Durante um eclipsi, o 1870, Charles Young observando o espectro de luz da coroa identificou um traç verde a origem do qual não pôde ser explicado. Entre as hipóteses que circularam na época se falou de um suposto elemento químico desconhecido que não estaria disponível na Terra. Em 1940 Edlen e de Grotrian demonstraram que as ratlles verdes não eram produzidas pelo espectro de materiais desconhecidos senão de àtoms altamente ionitzats de elementos disponíveis na Terra como o ferro.

Vento solar

Diagrama do heliopausa, no limite entre o vento solar e o vento interestel·lar.

O vento solar é um flux de partículas carregades (isto é, plasma) que surgem da parte superior da atmosfera solar e se estendem por todo o sistema solar. Está formado majoriatàriament por protons e electrons de alta energia (500 keV).

A composição elementar do vento solar (em demasiado) é idêntica à da coroa: um 71-73% de hidrogen ionitzat e um 25-27% de heli ionitzat, o resto são ions de outros elementos e electrons. As partículas encontram-se completamente ionitzades formando um plasma muito pouco denso. Nas proximidades da Terra, a velocidade do vento solar varia entre os 200-889 km/s, sendo a média de uns 450 km/s. O Sol perde aproximadamente 800 quilograms de matéria a cada segundo em forma de vento solar.

As partículas de vento solar que são atrapadas no campo magnético terrestre, mostram tendência a se agrupar nos cintos de Vão Allen e podem provocar as aurores boreals e as aurores australs quando chocam com a atmosfera terrestre cerca dos pólos geográficos. Outros planetas que têm campos magnéticos semblantes aos da Terra também têm as suas próprias aurores.

O vento solar forma uma "borbulha" no meio do medi interestel·lar (uma muito baixa densidade de àtoms de hidrogen e heli que enche a galàxia). O ponto em que a bastante do vento solar não é bastante importante como para deslocar o medi interestel·lar se conhece como heliopausa e se considera que é a "vora" mais exterior do sistema solar. A distância até a heliopausa não é conhecida com precisão e provavelmente depende da velocidade do vento solar e da densidade local do medi interestel·lar, mas se sabe que está bem mais enllà da órbita de Plutó .

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