Sol

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O Sol

Dados derivados da observação terrestre
Distância média desde a Terra	149.597.871 km (1,5 × 1011 m)
Brilho visual (V)	–26,8m
Diám. angular no perihelio	32' 35,64"
Diám. angular no afelio	31' 31,34"
Características físicas
Diâmetro	1.392.000 km (1,4 × 109 m)
Diâmetro relativo (dS/dT)	109
Superfície	6,09 × 1012 km2
Volume	1,41 × 1018 km3
Massa	1,9891 × 1030 kg
Massa relativa à da Terra	333400x
Densidade	1411 kg/m3
Densidade relativa à da Terra	0,26x
Densidade relativa à água	1,41x
Gravidade na superfície	274 m/s2 (27,9 g)
Temperatura da superfície	6 × 103 K
Temperatura da coroa	5 × 106 K
Temperatura do núcleo	1,36 × 107 K
Luminosidade (LS)	3,827 × 1026 W
Características orbitais
Período de rotação
No ecuador:	27d 6h 36min
A 30° de latitud:	28d 4h 48min
A 60° de latitud:	30d 19h 12min
A 75° de latitud:	31d 19h 12min
Período orbital ao redor do centro galáctico	2,2 × 108 anos
Composição da fotosfera
Hidrógeno	73,46%
Helio	24,85%
Oxigénio	0,77%
Carbono	0,29%
Ferro	0,16%
Neón	0,12%
Nitrógeno	0,09%
Silício	0,07%
Magnésio	0,05%
Azufre	0,04%

O Sol é uma estrela do tipo espectral G2 que se encontra no centro do Sistema Solar. A Terra e outras matérias (incluindo a outros planetas, asteróides, meteoroides, cometas e pó) orbitam ao redor dela,^[1] constituindo à maior fonte de energia electromagnética desta constelação.^[1] Por si só, o sol representa ao redor de 98,6% da massa do Sistema Solar. A distância média do Sol à Terra é de aproximadamente 149.600.000 de quilómetros, ou 92.960.000 milhas, e sua luz percorre esta distância em 8 minutos e 19 segundos. A energia do Sol, em forma de luz solar, sustenta a quase todas as formas de vida na Terra através da fotosíntesis, e conduz o clima da Terra e a meteorologia.

É a estrela do sistema planetario no que se encontra a Terra; por tanto, é o astro com maior brilho aparente. Sua visibilidade no céu local determina, respectivamente, no dia e a noite em diferentes regiões de diferentes planetas. Na Terra, a energia radiada pelo Sol é aproveitada pelos seres fotosintéticos, que constituem a base da corrente trófica, sendo assim a principal fonte de energia da vida. Também contribui a energia que mantém em funcionamento os processos climáticos. O Sol é uma estrela que se encontra na fase denominada sequência principal, com um tipo espectral (estelar) G2, que se formou faz uns 5000 milhões de anos e permanecerá na sequência principal aproximadamente outros 5000 milhões de anos. O Sol, junto com todos os corpos celestes que orbitam a seu ao redor, incluída a Terra, formam o Sistema Solar.

Apesar de ser uma estrela média (mesmo assim, é mais brilhante que o 85% das estrelas existentes em nossa galaxia), é a única cuja forma se pode apreciar a simples vista, com um diâmetro angular de 32' 35" de arco no perihelio e 31' 31" no afelio, o que dá um diâmetro médio de 32' 03". A combinação de tamanhos e distâncias do Sol e a Lua são tais que se vêem, aproximadamente, com o mesmo tamanho aparente no céu. Isto permite uma ampla faixa de eclipses solares diferentes (totais, anulares ou parciais).

Nascimento e morte do Sol

O Sol visto através das lentes de uma câmara fotográfica desde a superfície terrestre.

Imagem da fotosfera do Sol no espectro ultravioleta, captada pelo observatório espacial TRACE.

O Sol formou-se faz 4.650 milhões de anos e tem combustível para 5.000 milhões mais. Depois, começará a fazer-se mais e maior, até converter-se em uma gigante vermelha. Finalmente, afundar-se-á por seu próprio peso e converter-se-á em uma anã branca, que pode demorar um trillón de anos em se arrefecer. Formou-se a partir de nuvens de gás e pó que continham residuos de gerações anteriores de estrelas. Graças à metalicidad de dito gás, de seu disco circumestelar surgiram, mais tarde, os planetas, asteróides e cometas do Sistema Solar. No interior do Sol produzem-se reacções de fusão nas que os átomos de hidrógeno se transformam em helio , se produzindo a energia que irradia. Actualmente, o Sol encontra-se em plena sequência principal, fase na que seguirá uns 5000 milhões de anos mais queimando hidrógeno de maneira estável.

Chegará em um dia em que o Sol esgote todo o hidrógeno na região central ao o ter transformado em helio. A pressão será incapaz de sustentar as capas superiores e a região central tenderá a contrair-se gravitacionalmente, aquecendo progressivamente as capas adjacentes. O excesso de energia produzida fará que as capas exteriores do Sol tendam a se expandir e se arrefecer e o Sol converter-se-á em uma estrela gigante vermelha. O diâmetro pode chegar a atingir e ultrapassar ao da órbita da Terra, com o qual, qualquer forma de vida ter-se-á extinto. Quando a temperatura da região central alcance aproximadamente 100 milhões de kelvins , começará a se produzir a fusão do helio em carbono enquanto ao redor do núcleo se segue fundindo hidrógeno em helio. Isso produzirá que a estrela se contraia e diminua sua brilho ao mesmo tempo que aumenta sua temperatura, se convertendo o Sol em uma estrela do ramo horizontal. Ao esgotar-se o helio do núcleo, iniciar-se-á uma nova expansão do Sol e o helio começará também a se fundir em uma nova capa ao redor do núcleo inerte -composto de carbono e oxigénio e que por não ter massa suficiente o Sol não atingirá as pressões e temperaturas suficientes para fundir ditos elementos em elementos mais pesados- que convertê-lo-á de novo em uma gigante vermelha, mas esta vez do ramo asintótica gigante e provocará que o astro expulse grande parte de sua massa na forma de uma nebulosa planetaria, ficando unicamente o núcleo solar que transformar-se-á em uma anã branca e, bem mais tarde, ao se arrefecer totalmente, em uma anã negra. O Sol não chegará a estallar como uma supernova ao não ter a massa suficiente para isso.

Conquanto cria-se em um princípio que o Sol acabaria por absorver além de Mercurio e Vénus à Terra ao se converter em gigante vermelha, a grande perda de massa que sofrerá no processo fez pensar por um tempo que a órbita terrestre -ao igual que a dos demais planetas do Sistema Solar- expandir-se-ia possivelmente a salvando desse destino.^[2] No entanto, um artigo recente postula que isso não ocorrerá e que as interacções mareales assim como o roce com a matéria da cromosfera solar farão que nosso planeta seja absorvido.^[3] Outro artigo posterior também aponta na mesma direcção.^[4]

Erro ao criar miniatura:

Ciclo de vida do Sol.

Estrutura do Sol

Como toda a estrela o Sol possui uma forma esférica, e por causa de seu lento movimento de rotação, tem também um leve achatamiento polar. Como em qualquer corpo em massa toda a matéria que o constitui é atraída para o centro do objecto por sua própria força gravitatoria. No entanto, o plasma que forma o Sol se encontra em equilíbrio já que a crescente pressão no interior solar compensa a atração gravitatoria se produzindo um equilíbrio hidrostático. Estas enormes pressões geram-se devido à densidade do material em seu núcleo e às enormes temperaturas que se dão nele graças às reacções termonucleares que ali acontecem. Existe além da contribuição puramente térmica uma de origem fotónico. Trata-se da pressão de radiación, nada despreciable, que é causada pelo ingente fluxo de fotones emitidos no centro do Sol.

Quase todos os elementos químicos terrestres (alumínio, azufre, bario, cadmio, calcio, carbono, cerio, cobalto, cobre, cromo, estaño, estroncio, galio, germanio, helio, hidrógeno, ferro, índio, magnésio, manganês, níquel, nitrógeno, ouro, oxigénio, paladio, prata, platino, chumbo, potasio, rodio, silício, sodio, talio, titanio, tungsteno, vanadio, zirconio e zinco) e diversos compostos (tais como cianógeno, óxido de carbono e amoniaco) têm sido identificados na constituição do astro rei, pelo que se tem concluído que se nosso planeta se aquecesse até a temperatura solar teria um espectro luminoso quase idêntico ao sol. Inclusive o helio foi descoberto primeiro no sol e depois constatou-se sua presença em nosso planeta^[5]

O Sol apresenta uma estrutura em capas esféricas ou em capas de cebolla". A fronteira física e as diferenças químicas entre as diferentes capas são difíceis de estabelecer. No entanto, pode-se estabelecer uma função física que é diferente para a cada uma das capas. Na actualidade, a astrofísica dispõe de um modelo de estrutura solar que explica satisfatoriamente a maioria dos fenómenos observados. Segundo este modelo, o Sol está formado por: 1) Núcleo, 2) Zona radiante, 3) Zona convectiva, 4) Fotosfera, 5) Cromosfera, 6) Coroa e 7) Vento solar.

Núcleo

Ocupa uns 139 000 km da rádio solar, 1/5 do mesmo, e é nesta zona onde se verificam as reacções termonucleares que proporcionam toda a energia que o Sol produz. O Sol está constituído por um 81 % de hidrógeno , 18 % de helio e o 1 % restante que se reparte entre outros elementos. Em seu centro calcula-se que existe um 49 % de hidrógeno, 49 % de helio e o 2 % restante em outros elementos que servem como catalizadores nas reacções termonucleares. A começos da década dos anos 30 do século XX, o físico austriaco Fritz Houtermans (1903-1966) e o astrónomo inglês Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) uniram seus esforços para averiguar se a produção de energia no interior do Sol e nas estrelas podia-se explicar pelas transformações nucleares. Em 1938 Hans Albrecht Bethe (1906-2005) nos Estados Unidos e Carl Friedrich von Weizsäcker (1912-2007), na Alemanha, simultânea e independentemente, encontraram o facto notável de que um grupo de reacções nas que intervêm o carbono e o nitrógeno como catalizadores constituem um ciclo, que se repete uma e outra vez, enquanto dura o hidrógeno. A este grupo de reacções conhece-lhas como "ciclo de Bethe ou do carbono", e é equivalente à fusão de quatro protones em um núcleo de helio. Nestas reacções de fusão há uma perda de massa, isto é, o hidrógeno consumido pesa mais que o helio produzido. Essa diferença de massa transforma-se em energia segundo a equação de Einstein (E = mc²), onde E é a energia, m a massa e c a velocidade da luz. Estas reacções nucleares transformam o 0,7 % da massa afectada em fotones , com uma longitude de onda cortísima e, portanto, muito energéticos e penetrantes. A energia produzida mantém o equilíbrio térmico do núcleo solar a temperaturas aproximadamente de 15 milhões de kelvins.

O ciclo ocorre nas 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, se tem

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

A energia neta libertada no processo é 26,7 MeV, ou seja cerca de 6,7·10¹⁴ J por kg de protones consumidos. O carbono actua como catalizador, pois ao final do ciclo se regenera.

Outra reacção de fusão que ocorre no Sol e nas estrelas, é o ciclo de Critchfiel ou protón-protón. Charles Critchfield (1910-1994) era em 1938 um jovem físico aluno de George Gamow (1904-1968) na Universidade George Washington, e teve uma ideia completamente diferente, ao dar-se conta que no choque entre dois protones muito rápidos pode ocorrer que um perca seu ónus positivo e se converta em um neutrón, que permanece unido ao outro protón constituindo um deuterón, isto é, um núcleo de hidrógeno pesado.

A reacção pode produzir-se de duas maneiras algo diferentes:

₁H¹ + ₁H¹ → ₁H² + e⁺ + neutrino ;

₁H¹ + ₁H² → ₂Tenho³ ;

₂Tenho³ + ₂Tenho³ → ₂Tenho⁴ + 2 ₁H¹.

O primeiro ciclo dá-se em estrelas mais quentes e com maior massa que o Sol, e a corrente protón-protón nas similares ao Sol. Quanto ao Sol, até o ano 1953 achou que sua energia era produzida quase exclusivamente pelo ciclo de Bethe, mas demonstrou-se durante estes últimos anos que o calor solar vem na maioria (75%) do ciclo protón-protón.

Nos últimos estádios de sua evolução, o Sol fundirá também o helio produto destes processos para dar carbono e oxigénio. Veja-se Processo triplo-alfa

Zona convectiva

Esta região estende-se acima da zona radiativa e nela os gases solares deixam de estar ionizados e os fotones são absorvidos com facilidade se voltando o material opaco ao transporte de radiación. Portanto, o transporte de energia realiza-se por convección , de modo que o calor transporta-se de maneira não homogénea e turbulenta pelo próprio fluído. Os fluídos se dilatan ao ser aquecidos e diminuem sua densidade. Portanto, formam-se correntes crescentes de material desde a zona quente até a zona superior, e simultaneamente produzem-se movimentos descendentes de material desde as zonas exteriores frias. Assim a uns 200 000 km baixo a fotosfera do Sol, o gás se volta opaco por efeito da diminuição da temperatura; em consequência, absorve os fotones procedentes das zonas inferiores e aquece-se a expensas de sua energia. Formam-se assim secções convectivas turbulentas, nas que as parcelas de gás quente e ligeiro sobem até a fotosfera, onde novamente a atmosfera solar se volta transparente à radiación e o gás quente cede sua energia em forma de luz visível, se arrefecendo dantes de voltar a descer às profundidades. A análise das oscilações solares tem permitido estabelecer que esta zona se estende até estratos de gás situados à profundidade indicada anteriormente. A observação e estudo destas oscilações solares constitui o sujeito de estudo da heliosismología.

Fotosfera

A fotosfera é a zona visível onde se emite luz visível do Sol. A fotosfera considera-se como a «superfície» solar e, vista através de um telescópio, se apresenta formada por gránulos brilhantes que se projectam sobre um fundo mais escuro. Por causa da agitación de nossa atmosfera, estes gránulos parecem estar sempre em agitación. Já que o Sol é gasoso, seu fotosfera é algo transparente: pode ser observada até uma profundidade de uns centos de quilómetros dantes de voltar-se completamente opaca. Normalmente considera-se que a fotosfera solar tem uns 100 ou 200 km de profundidade.

Esquema da estrutura de anel de uma llamarada solar e sua origem causada pela deformação das linhas do campo electromagnético.

Ainda que a borda ou limbo do Sol aparece bastante nítido em uma fotografia ou na imagem solar projectada com um telescópio, aprecia-se facilmente que o brilho do disco solar diminui para a borda. Este fenómeno de oscurecimiento do centro ao limbo é consequência de que o Sol é um corpo gasoso 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 por tanto mais luminosa. Ao olhar para o limbo, a direcção visual do observador é quase tangente à beira do disco solar pelo que chega radiación procedente sobretudo das capas superiores da fotosfera, mais frias e emitindo com menor intensidade que as capas profundas na base da fotosfera.

Um fotón demora uma média de 10 dias desde que surge da fusão de duas átomos de hidrógeno, em atravessar a zona radiante e em um mês em percorrer os 200 000 km da zona convectiva, empregando tão só uns 8 minutos e médio em cruzar a distância que separa a Terra do Sol. Não se trata de que os fotones viajem mais rapidamente agora, senão que no exterior do Sol o caminho dos fotones não se vê obstaculizado pelas contínuas mudanças, choques, quiebros e turbulências que experimentavam no interior do Sol.

Os gránulos brilhantes da fotosfera têm muitas vezes forma hexagonal e estão separados por finas linhas escuras. Os gránulos são a evidência do movimento convectivo e burbujeante dos gases quentes na parte exterior do Sol. Efectivamente, a fotosfera é uma massa em contínua ebullición no que as células convectivas se apreciam como gránulos em movimento cuja vida média é tão só de uns nove minutos. O diâmetro médio dos gránulos individuais é de 700 a 1000 km e resultam particularmente notorios nos períodos de mínima actividade solar. Há também movimentos turbulentos a uma escala maior, o telefonema "supergranulación", com diâmetros típicos de uns 35 000 km. A cada supergranulación contém centos de gránulos individuais e sobrevive entre 12 a 20 horas. Foi Richard Christopher Carrington (1826-1875), cervecero e astrónomo aficionado, o primeiro em observar a granulación fotosférica no século XIX. Em 1896 o francês Pierre Jules César Janssen (1824-1907) conseguiu fotografar pela primeira vez a granulación fotosférica.

Imagem detalhada de um conjunto de manchas solares observadas no visível. A umbra e a penumbra são claramente discernibles bem como a granulación solar.

O signo mais evidente de actividade na fotosfera são mancha-las solares. Nos tempos antigos considerava-se ao Sol como um fogo divino e, portanto, perfeito e infalible. Do mesmo modo sabia-se que a brilhante cara do Sol estava às vezes nublada com umas manchas escuras, mas se imaginava que era devido a objectos que passavam no espaço entre o Sol e a Terra. Quando Galileo (1564-1642) construiu o primeiro telescópio astronómico, dando origem a uma nova etapa no estudo do Universo, fez a seguinte afirmação "Repetidas observações me convenceram, de que estas manchas são substâncias na superfície do Sol, na que se produzem continuamente e na que também se dissolvem, umas mais cedo e outras mais tarde". Uma mancha solar típica consiste em uma região central escura, telefonema "umbra", rodeada por uma "penumbra" mais clara. Uma sozinha mancha pode chegar a medir até 12 000 km (quase tão grande como o diâmetro da Terra), mas um grupo de manchas pode atingir 120 000 km de extensão e inclusive algumas vezes mais. A penumbra está constituída por uma estrutura de filamentos claros e escuros que se estendem mais ou menos radialmente desde a umbra. Ambas (umbra e penumbra) parecem escuras por contraste com a fotosfera, simplesmente porque estão mais frias que a temperatura média da fotosfera. Assim, a umbra tem uma temperatura de 4000 K, enquanto a penumbra atinge os 5600 K, inferiores em ambos casos aos 6000 K que têm os gránulos da fotosfera. Pela lei de Stefan-Boltzmann, em que a energia total radiada por um corpo negro (como uma estrela) é proporcional à quarta potência de sua temperatura efectiva (E = σT⁴, onde σ = 5,67051·10⁻⁸ W/m²·K⁴ ), a umbra emite aproximadamente um 32% da luz emitida por uma área igual da fotosfera e analogamente a penumbra tem um brilho de 71% da fotosfera. A escuridão de uma mancha solar está causada unicamente por um efeito de contraste; se pudéssemos ver a uma mancha tipo, com uma umbra do tamanho da Terra, isolada e à mesma distância que o Sol, brilharia uma 50 vezes mais que a Lua cheia. As manchas estão relativamente imóveis com respeito à fotosfera e participam da rotação solar. A área da superfície solar coberta pelas manchas mede-se em termos de millonésima do disco visível.

Cromosfera

A cromosfera é uma capa exterior à fotosfera visualmente bem mais transparente. Seu tamanho é de aproximadamente uns 10 000 km e é impossível observá-la sem filtros especiais ao ser eclipsada pelo maior brilho da fotosfera. A cromosfera pode observar-se no entanto em um eclipse solar em um tom rojizo característico e em longitudes de onda específicas, notavelmente em Hα, uma longitude de onda característica da emissão por hidrógeno a muito alta temperatura.

As prominencias solares ascendem ocasionalmente desde a fotosfera atingindo alturas de até 150 000 km produzindo erupções solares espectaculares.

Coroa solar

Coroa-a solar está formada pelas capas mais ténues da atmosfera superior solar. Sua temperatura atinge os milhões de kelvin, uma cifra muito superior à da capa que lhe segue, a fotosfera, sendo este investimento térmico um dos principais enigmas da ciência solar recente. Estas elevadísimas temperaturas são um dado enganoso e consequência da alta velocidade das poucas partículas que compõem a atmosfera solar. Suas grandes velocidades são devidas à baixa densidade do material coronal, aos intensos campos magnéticos emitidos pelo Sol e às ondas de choque que rompem na superfície solar estimuladas pelas células convectivas. Como resultado de sua elevada temperatura, desde a coroa se emite grande quantidade de energia em raios X. Em realidade, estas temperaturas não são mais que um indicador das altas velocidades que atinge o material coronal que se acelera nas linhas de campo magnético e em dramáticas eyecciones de material coronal (EMCs). O verdadeiro é que essa capa é demasiado pouco densa como para poder falar de temperatura no sentido usual de agitación térmica.

Todos estes fenómenos combinados ocasionam estranhas listras no espectro luminoso que fizeram pensar na existência de um elemento desconhecido na terra ao que inclusive denominaram coronium até que investigações posteriores em 1942 concluíram que se tratavam de radiaciones produzidas por átomos neutros de oxigénio da parte externa da mesma coroa, bem como de ferro, níquel, calcio e argón altamente ionizados (fenómenos impossíveis de obter em laboratórios).^[6]

Coroa-a solar somente é observable desde o espaço com instrumentos adequados que antepõem um disco opaco para eclipsar artificialmente ao Sol ou durante um eclipse solar natural desde a Terra. O material ténue da coroa é continuamente expulsado pela forte radiación solar dando lugar a um vento solar. Por conseguinte, acha-se que as estruturas observadas na coroa estão modeladas em grande parte pelo campo magnético solar e as células de transporte convectivo.

CME

Tormenta solar.

A CME é uma onda feita de radiación e vento solar que se desprende do Sol no período chamado Actividade Máxima Solar. Esta onda é muito perigosa já que danifica os circuitos eléctricos, os transformadores e os sistemas de comunicação. Quando isto ocorre, se diz que há uma tormenta solar.

• A cada 11 anos, o Sol entra em um turbulento ciclo (Actividade Máxima Solar) que representa a época mais propícia para que o planeta sofra uma tormenta solar.
• O próximo máximo solar ocorrerá no ano 2012.^[7]
• Uma potente tormenta solar é capaz de paralisar por completo a rede eléctrica das grandes cidades, uma situação que poderia durar semanas, meses ou inclusive anos.
• As tormentas solares podem causar interferências nos sinais de rádio, afectar aos sistemas de navegação aéreos, danificar os sinais telefónicos e inutilizar satélites por completo.
• O 13 de março de 1989 , a cidade de Québec, no Canadá, foi açoitada por uma forte tormenta solar. Como resultado disso, seis milhões de pessoas se viram afectadas por um grande apagón que durou 90 segundos. A rede eléctrica de Montreal esteve paralisada durante mais de nove horas. Os danos que provocou o apagón, junto com as perdas originadas pela falta de energia, atingiram os centos de milhões de dólares.
• Entre os dias 1 e 2 de setembro de 1859 , uma intensa tormenta solar afectou à maior parte do planeta. As linhas telegráficas dos Estados Unidos e o Reino Unido ficaram inutilizadas e provocaram-se vários incêndios. Ademais, uma impressionante aurora boreal, fenómeno que normalmente só pode observar desde as regiões árticas, pôde se ver em lugares tão afastados entre si como Roma ou Hawái.

Importância da energia solar na Terra

A maior parte da energia utilizada pelos seres vivos procede do Sol, as plantas absorvem-na directamente e realizam a fotosíntesis, os herbívoros absorvem indirectamente uma pequena quantidade desta energia comendo as plantas, e os carnívoros absorvem indirectamente uma quantidade mais pequena comendo aos herbívoros.

A maioria das fontes de energia usadas pelo homem derivam indirectamente do Sol. Os combustíveis fósseis preservam energia solar capturada faz milhões de anos mediante fotosíntesis, a energia hidroeléctrica usa a energia potencial de água que se condensó em altura após se ter evaporado pelo calor do Sol, etc.

No entanto, o uso directo de energia solar para a obtenção de energia não está ainda muito estendido como os mecanismos actuais não são suficientemente eficazes.

Reacções termonucleares e incidencia sobre a superfície terrestre

Uma mínima quantidade de matéria pode converter-se em uma enorme manifestação de energia. Esta relação entre a matéria e a energia explica a potência do Sol, que faz possível a vida. Qual é a equivalencia? Em 1905, Einstein tinha predito uma equivalencia entre a matéria e a energia mediante sua equação E=mc². Uma vez que Einstein formulou a relação, os cientistas puderam explicar por que tem brilhado o Sol por milhares de milhões de anos. No interior do Sol produzem-se contínuas reacções termonucleares. Deste modo, o Sol converte a cada segundo uns 564 milhões de toneladas de hidrógeno em 560 milhões de toneladas de helio , o que significa que uns quatro milhões de toneladas de matéria se transformam em energia solar, uma pequena parte da qual chega à Terra e sustenta a vida.

Com a fórmula e os dados anteriores pode-se calcular a produção de energia do Sol, obtendo-se que a potência de nossa estrela é aproximadamente 3,8*10²⁶ vatios, ou 3,8*10²³ kilovatios -ou, dito de outra maneira, o Sol produz em um segundo 760000 vezes a produção energética anual a nível mundial-.

Observação astronómica do Sol

Arquivo:Moon transit of sun large.ogg Umas das primeiras observações astronómicas da actividade solar foram as realizadas por Galileo Galilei no s.XVII, utilizando vidros ahumados ao princípio, e usando o método de projecção depois. Galileo observou assim as manchas solares e pôde medir a rotação solar bem como perceber a variabilidad destas. Na actualidade a actividade solar é monitoreada constantemente por observatórios astronómicos terrestres e observatórios espaciais. Entre os objectivos destas observações encontra-se não só atingir um maior entendimento da actividade solar senão também a predição de acontecimentos de elevada emissão de partículas potencialmente perigosas para as actividades no espaço e as telecomunicações terrestres.

Exploração solar

Para obter uma visão ininterrumpida do Sol em longitudes de onda inaccesibles desde a superfície terrestre a Agência Espacial Européia e NASA lançaram cooperativamente o satélite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) o 2 de dezembro de 1995 . A sonda européia Ulysses realizou estudos da actividade solar e a sonda norte-americana Génesis lançou-se em um voo próximo à heliosfera para regressar à Terra com uma mostra directa do material solar. Génesis regressou à Terra no 2004 mas seu reentrada na atmosfera foi acompanhada de uma falha em sua paracaídas principal que fez que se estrellara sobre a superfície. A análise das mostras obtidas prossegue na actualidade.

Precauções necessárias para observar o Sol

• Não olhar nunca directamente ao Sol sem a devida protecção, pode causar lesões e queimaduras graves nos olhos e inclusive a cegueira permanente.
• As gafas de sol, filtros feitos com filme fotográfica velada, polarizadores, gelatinas, CD ou cristais ahumados não oferecem a suficiente protecção aos olhos, porque não são capazes de deter todas as longitudes de onda que emite o Sol, desde o infrarojo até o ultravioleta. Também não são adequados a maioria de vidros de solda (excepto o grau 14). São necessários filtros especificamente fabricados para observação solar, feitos de materiais especiais, como por exemplo lâminas poliméricas que refletem o 99,999% da luz que incide sobre elas (antigamente se costumavam usar lâminas de Mylar ).
• Também é seguro observar de modo indirecto por projecção (não se olha directamente ao Sol, senão a projecção de sua imagem sobre um ecrã branco situada em sombra).

Veja-se também

• Deus do Sol
• Eclipse solar
• Sistema Solar
• Sol de meia-noite
• Variação solar
• Vento solar
• Energia solar
• Índice de protecção solar
• Evolução estelar

Referências

Bibliografía

Enlaces externos

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• WikinoticiasNotícias em Wikinoticias
  

Generais

• Sistema Solar
• O Sol (solarviews.com)
• O Sol (astronomiaonline.com)
• Nosso Sol Actividade educativa: o Sistema Solar

Observação do Sol

• Recomendações para observar o Sol
• Lista da maioria de observatórios solares terrestres (em inglês)
• Página site de SOHO (The Solar and Heliospheric Observatory (em inglês)
• Solar Position algorithm (em inglês)

mwl:Sol

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