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O Sol, uma estrela importante |
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Foi somente no século XVII que os astrônomos compreenderam que o Sol era mais uma estrela em nossa galáxia. Sua proximidade do nosso planeta é o único fato que o distingue das demais. Assim, o Sol é a única estrela suficientemente perto da Terra, o que torna possível observá-lo detalhadamente, conhecer sua influência sobre o meio interplanetário e as implicações de sua interação direta com a Terra. Mais do que conhecê-lo, o Sol representa um passo fundamental para que possamos compreender as outras estrelas. |
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Figure 1: O Sol, antes de ser considerado uma simples estrela semelhante às demais na esfera das fixas (o lugar dos objetos celestes imóveis para os filósofos da Antiguidade), despertou e ainda hoje desafia a atenção da humanidade ao suscitar questões importantes relacionadas ao nosso planeta e ao meio interplanetário. |
A estrela |
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Tudo o que podemos ver das estrelas são pequenos pontos luminosos a partir dos quais obtemos as informações necessárias para a compreensão de sua estrutura interna. Essas informações são provenientes das camadas estelares superficiais, com espessura da ordem de cem a mil quilômetros enquanto os raios são da ordem de aproximadamente 105 a 107 quilômetros. A luz emitida pelas estrelas é frequentemente absorvida e reemitida em seu interior, muito antes de conseguir chegar próximo o bastante da superfície para escapar sem ser absorvida outra vez. Contrariamente ao tempo em que um fóton poderia levar para percorrer 700 mil quilômetros no interior solar (pouco menos de 2,5 segundos), ele leva, em média, aproximadamente 107 anos. Os neutrinos, produto da fusão nuclear nas estrelas, são um tipo de radiação com parâmetro de impacto de absorção muito pequeno. Passam pela Terra rapidamente, sem serem absorvidos, o que impõe dificuldades para serem detectados. |
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Características físicas e da órbita
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A produção de energia no SolO interior do Sol é inacessível. É necessário recorrer a modelos teóricos para determinar a estrutura solar interna e descrever os fenômenos que lá são produzidos. Estudos evidenciam que o interior do Sol é dividido em três zonas: o núcleo e as zonas radiativa e convectiva. O núcleo representa aproximadamente 25% do diâmetro do Sol e sua alta densidade equivale a cerca de 60% da massa solar total. Extremamente elevada, a temperatura do núcleo, de cerca de 15 milhões de kelvins, é responsável pela produção de energia por meio da fusão nuclear. A fonte geradora de energia do Sol permaneceu um mistério até o início dos anos 1930, quando a sua natureza foi enfim revelada: trata-se de uma reação de fusão processada no núcleo estelar. Nas condições reinantes no núcleo, os átomos não subsistem em sua forma normal e a matéria se encontra ionizada, o que favorece as colisões. Quando da colisão, dois núcleos podem se fundir originando um novo. A propriedade notável desta reação reside no fato de a massa do núcleo de hélio, resultante dessa reação, ser ligeiramente inferior à soma das massas inicial dos prótons, que pela equivalência entre massa e energia demonstrada por Albert Einstein é traduzida pela equação E = mc2. |
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Figura 2: A energia solar é gerada no núcleo do Sol. Lá a temperatura (15,000,000 ° C) e pressão (340 bilhões de vezes a pressão atmosférica terrestre ao nível do mar) são tão intensas que ocorrem reações nucleares. Estas reações transformam quatro prótons ou núcleos de hidrogênio se fundem para formar um núcleo de hélio que é aproximadamente 0,7 porcento menos massiva do que quatro prótons. A diferença em massa é expelida como energia e transportada para a superfície do Sol, através de um processo conhecido como convecção. |
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A estrutura interna |
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Figura 3: Resultado da fusão nuclear no núcleo do Sol. A fusão nuclear ocorre naturalmente, e de forma contínua. |
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A grande maioria das estrelas não apresenta variações nem de brilho nem de cor durante seu período de vida na "sequência principal", fato que nos permite inferir que sua temperatura superficial (Teff) e sua luminosidade (L) não variam. Logo, por meio da fórmula L=4πR²σ(Teff)4 podemos considerar que o raio (R) da estrela permanece constante enquanto sua temperatura superficial não variar. No caso do Sol, uma vez que ele como um todo mantém seu volume estacionário durante a vida na "sequência principal", podemos, a partir da temperatura efetiva e do raio, obter um modelo para descrever a estrutura de seu interior. A grande quantidade de massa interna do Sol gera uma intensa força gravitacional sobre as camadas superficiais. Uma força oposta, graças à pressão interna, age sobre essas camadas mantendo-as em equilíbrio, não permitindo que o Sol venha a colapsar. A consequência mais importante desse fato é podermos estimar a temperatura central, desde que a pressão no interior seja equilibrada pelo peso da coluna de material (equilíbrio hidrostático). Como a |
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temperatura é governada por essa condição de equilíbrio, podemos calcular a energia térmica solar a partir da massa e do raio dessa estrela. |
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O Sol é um corpo celeste relativamente simples: trata-se de uma bola gigante de gás com 1,4 milhão de quilômetros de diâmetro, ou seja, cerca de 110 vezes a dimensão da Terra. A massa do Sol é de 2 mil bilhões de bilhões de bilhões de quilogramas, o que corresponde a aproximadamente 330 mil vezes a massa da Terra. O elemento mais abundante na composição da massa do Sol é o hidrogênio (cerca de 71%), seguido pelo hélio (cerca de 27%), além de outros elementos mais pesados que, somados, não ultrapassam 2% do total da massa. Comparativamente aos demais componentes do sistema solar, a massa do Sol representa 99,8% da totalidade da massa do sistema, contudo, o momento angular do Sol (grandeza ligada à velocidade de um corpo obtida combinando-se massa, velocidade e distância ao eixo de rotação ou translação) representa apenas 3% do momento angular de todo o sistema, fato que deve ser levado em conta pelos modelos de formação do sistema solar propostos. |
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[News] |
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Referências http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml http://physics.tcd.ie/Astrophysics/tsunami/
by NVLeister & MC van Harrevelt Costa |