Sol - A Estrela Mais Importante

Sol     

      O Sol é, pelo menos para nós habitantes do planeta Terra, a estrela mais importante, pois é ela que nos fornece calor e energia, como também, é o astro responsável pela criação e manutenção da vida aqui na Terra. Ainda assim, é importante enfatizar que o nosso Sol é uma entre cerca de 400 bilhões de estrelas que fazem parte da nossa galáxia. As suas principais características são:



      Atualmente o Sol se localiza na sequência principal do diagrama Hertzsprung-Russell. Em sua fase atual, possui 75% de sua massa formada por hidrogênio e 25% por hélio. Em termos de átomos, 92,1% dele é formado por átomos de hidrogênio e 7,8%  são átomos de hélio. Somente 0,1% da massa do Sol é formada por elementos mais pesados (metais).
      O Sol pertence aos 10% de estrelas de massa razoavelmente grande na nossa Galáxia. Existem muito mais estrelas de pequena massa do que de grande massa. As estrelas da nossa Galáxia têm no geral, um tamanho médio que é a metade da massa do Sol, porém, o Sol é uma estrela "comum", uma vez que existem muitas outras similares a ele espalhadas pela Galáxia.
      O Sol é o maior objeto de todo o Sistema Solar, possuindo 99,8% de toda a sua massa. A maior parte da massa restante está no planeta Júpiter, por isso, o centro de massa do Sistema Solar está localizado bem dentro do Sol.


Rotação

Por não ser um corpo rígido como a Terra, o Sol não gira de maneira uniforme. A superfície do Sol na região do equador completa uma rotação a cada 25,4 dias, já próximo aos pólos, a rotação de sua superfície leva cerca de 36 dias. A essa variação damos o nome de rotação diferencial. No entanto, a região central do Sol gira como um corpo sólido.


A estrutura

  
Fotosfera

      É a superfície do Sol e a região que produz a luz que nós vemos. É pouco profunda, não ultrapassando os 500 quilômetros de largura. Se compararmos com uma cebola, ela seria mais fina do que a sua casca. A temperatura na fotosfera varia entre 5800 K no seu topo até 7500 em sua base. Comparativamente falando, ela seria uma região de gás frio que envolve todo o Sol. Ela absorve e emite a radiação proveniente das regiões mais quentes que estão abaixo dela.

-Manchas Solares-

      São regiões mais frias que se formam na fotosfera solar, chegando até seus 3800 K. Elas se revelam em sua superfície como regiões escuras, e isso ocorre pelo contraste estabelecido por conta da diferença de temperatura. As manchas solares podem ter vários tamanhos. Algumas são muito pequenas e quase imperceptíveis, enquanto outras podem ser enormes. Já foram detectadas manchas solares com diâmetro de aproximadamente 50.000 quilômetros. Estudos sobre campo magnético revelaram que as manchas solares são regiões de intenso magnetismo, cerca de 1.000 vezes maior do que aquela normalmente detectada no Sol.

-Os Ciclos Solares-

      As manchas Solares estão quase sempre presentes no Sol, porém, após contínua observação ficou evidente que existia um ciclo de 11 anos no processo de formação de suas manchas.
      O cilco Solar possui um máximo e um mínimo. Quando o ciclo Solar está em seu mínimo, o número de manchas é praticamente 0. Após 5 anos e meio, quando está em seu máximo de atividade, o máximo solar, podemos observar até mais de 100 manchas solares. Outro ponto importante é que elas não surgem aleatoriamente. No geral, elas aparecem primeiramente nas latitudes médias, acima e abaixo do equador, e a medida que sua atividade vai aumentando, essas bandas solares vão se alargando e se movendo na direção do equador solar.

-Granulação-

      Imagens em alta definição mostra que a superfície solar não é suave. Observa-se grânulos, pequenas estruturas de aproximadamente 1.000 quilômetros de diâmetro que estão em toda parte exceto onde existem manchas solares.
      Os grânulos são a parte superficial de colunas de gás profundas, onde a energia está sendo transportada pelo processo de convecção. Por este processo, os gases fortemente aquecidos no interior do Sol se expandem deslocando-se na direção da superfície e, consequentemente, esfriando. Este gás frio volta novamente para o interior profundo do Sol onde é mais uma vez reaquecido de modo que o processo se repete indefinidamente ( esse processo de carregar energia , por convecção , é o mesmo processo que ocorre em uma panela em que a água está ferve ) .
      As imagens dos grânulos mostra que eles são cercados por regiões mais escuras. A partir da obtenção de espectros das regiões centrais dos grânulos verificou-se que estas regiões são algumas centenas de Kelvins mais quentes do que as camadas mais escuras que os circundam. Po outro lado, os grânulos, individualmente, duram muito pouco tempo, em média cerca de 20 minutos. O gás que se desloca dentro destes grânulos chega a alcançar a velocidade de 7 quilômetros por segundo, sendo, portanto, mais veloz do que o som no ar.

Cromosfera
      A cromosfera é a região que está localizada acima da fotosfera. Sua espessura é de cerca de 10000 quilômetros e sua temperatura varia de 5000 K, próximo à fotosfera, até várias centenas de milhares de Kelvins  no seu limite superior. Entretanto , atente para o fato de que estes limites não são bem definidos e os valores citados acima, tanto para as espessuras destas camadas como para suas temperaturas, podem variar bastante.
      A cromosfera é muito menos densa do que a fotosfera. Isto faz com que ela somente seja visível durante os eclipses solares. Nestas ocasiões a cromosfera pode ser vista como um clarão rosa onde detectamos um espectro de linhas de emissão.
      As áreas de granulação são delineadas por feixes de linhas do campo magnético da cromosfera. Este feixes formam uma estrutura tipo rede sobre o Sol.
-Plages-

      A cromosfera também mostra áreas brilhantes de alta atividade magnética chamada plages.Os campos magnéticos são mais intensos nas "plages" e as temperaturas são mais altas do que nas regiões quiescentes que os circundam.

-Filamentos-

      Os filamentos são massas de gás, suspensas na cromosfera do Sol pelos campos magnéticos, e que são vistas como faixas escuras riscando o disco solar.
      Os filamentos são áreas mais frias, e portanto escuras, de material que fica suspenso acima da superfície pelos "loops" magnéticos.
      As imagens abaixo mostram a evolução de um filamento solar em apenas um dia.

-Proeminências-

      Existem, entretanto, filamentos que se projetam para fora do limbo do Sol. Quando um filamento aparece no limbo do Sol e é visto contra o céu escuro nós o chamamos de proeminência.
      As proeminências são enormes nuvens de plasma denso, relativamente frio que são lançadas e ficam susupensas na coroa fina e quente do Sol. Algumas vezes estas proeminências podem escapar da atmosfera do Sol.


      A imagem acima foi obtida pela sonda espacial Solar and Heliospheric Observatory (SOHO),
um projeto conjunto NASA/ESA. O SOHO está em órbita em torno do Sol a 1,5 milhões de
quilômetros da Terra, onde as forças gravitacional da Terra e do Sol se equilibram. A imagem nos
mostra uma enorme proeminência, com a forma de uma alça, observada em 1999.
      Medidas realizadas mostraram que a cromosfera superior tinha uma temperatura de cerca de

60000 K. Todos os aspectos vistos nesta imagem acompanham a estrutura do campo magnético do
Sol. As áreas mais quentes aparecem na imagem com uma cor quase branca enquanto que as áreas
vermelhas mais escuras indicam temperaturas mais frias.

      Esta imagem obtida pelo SOHO mostra um par de proeminências com formas
aproximadamente iguais que ocorreram em 11 de janeiro de 1998. As temperaturas nestas regiões
estavam entre 60000 a 80000 K. 
     
      As proeminências podem ser imensas em tamanho. Por exemplo, a proeminência mostrada
abaixo, fotografada pelo SOHO em 24 de julho de 1999, foi particularmente grande. Ela se
estendia a partir da superfície do Sol por uma distância equivalente a mais de 35 vezes o tamanho
da Terra. Na imagem a Terra foi colocada para que pudessemos fazer uma comparação de tamanho
entre o nosso planeta e a proeminência solar.

      Este tipo de proeminência, quando acontece na direção da Terra é capaz de afetar as
comunicações, os sistemas de navegação e as redes de potência energética, produzindo auroras
visíveis no céu noturno em latitudes mais altas.
      Além das proeminências também observamos a ejeção de material da cromosfera para dentro

da coroa. Esta ejeção se dá por meio de pequenas erupções que chamamos de espículas. Neste
caso, o gás é lançado para cima, para dentro da coroa, ao longo das linhas de campo magnético.
-Coroa Solar-
      A coroa solar é a região do Sol que está situada acima da cromosfera. A coroa solar se estende para fora do Sol por uma distância equivalente a vários raios solares.
      A coroa é uma região altamente rarefeita, muito difusa, cuja densidade é de somente cerca de 10 átomos por centímetro cúbico. Curiosamente, o gás da coroa solar possui uma temperatura bastante

alta, atingindo cerca de 2000000 Kelvins! Consequentemente, este gás está quase completamente em um estado de plasma ou seja, é um gás formado por partículas carregadas, principalmente prótons e elétrons.
      A coroa é completamente permeada pelas fortes linhas do campo magnético do Sol.




-Streamers-

      Nos locais onde as linhas de força magnéticas são fechadas, o campo magnético é

suficientemente forte para "aprisionar" o plasma solar e impedir que ele escape para o espaço.     
      O plasma se acumula nestas regiões e forma bonitas estruturas que recebem o nome de
streamers. Os "streamers" podem ser vistos durante os eclipses solares.

      Assim, os "streamers" de gás são formados ao longo de linhas de campo fechadas e são
soprados para fora pelo vento solar.
-Plumes-

      Observações da superfície do Sol mostraram que, ao longo das linhas fechadas de campo

magnético, são formadas estruturas gasosas muito parecidas com "plumas" de gás. Estas emissões
gasosas são sopradas para fora pelo vento solar.



      Estas "plumas" de gás quente que se lançam da superfície para a atmosfera do Sol podem ser
uma das fontes do "vento solar".
      Os cientistas agora querem compreender como é a relação entre o campo magnético solar e
estas "plumas". A imagem acima, feita na região espectral do ultravioleta pelo SOHO em 1996,
mostra "plumas" com a temperatura de 1 milhão de graus na região polar do Sol. Graças a esta
imagem pela primeira vez os cientistas tiveram a oportunidade de ver detalhadamente o
desenvolvimento ao longo do tempo das estruturas de "plumas" nas quais o vento solar é
acelerado.

-Flares Solares-

      Os "flares" solares são eventos explosivos que ocorrem sobre a superfície solar. Estes

eventos se caracterizam por produzir um intenso brilho em certas regiões da atmosfera solar,
em raios x, ultravioleta e luz visível, durante períodos de alguns minutos. Após este tempo, há
uma diminuição de intensidade que pode durar por um período de cerca de uma hora.
      Os "flares" são propelidos pelas forças magnéticas, saindo da superfície do Sol para o

espaço vizinho.
      Os campos magnéticos que existem no Sol tendem a se comprimir mutuamente. Deste modo,

eles forçam o armazenamento de uma tremenda energia na atmosfera do Sol. Em algum momento,
as linhas dos campos magnéticos se fundem e se cancelam segundo um processo chamado
"reconecção magnética". Isto faz com que o plasma escape de modo violento do Sol.
      Portanto, um "flare" solar, esta súbita, rápida e intensa variação de brilho em uma região do

Sol, é produzido quando a energia magnética que foi armazenada na atmosfera solar é
repentinamente liberada. Quando isto acontece uma grande quantidade de matéria é lançada no
espaço com velocidade que pode atingir milhões de quilômetros por hora.


      A imagem acima, obtida pela estação espacial Skylab, da NASA, no dia 19 de dezembro de
1973 mostra um dos mais espetaculares "flares" já registrados no Sol. Este "flare" propagou-se
por mais de 588000 quilômetros da superfície do Sol. Esta imagem também nos mostra que as
regiões polares do Sol se destacam pela relativa ausência de granulação, apresentando uma
coloração muito mais escura do que a parte central do seu disco.
      Durante um "flare", partículas de altas energias são ejetadas para dentro da coroa solar,
aquecendo as regiões onde eles ocorrem até temperaturas que excedem 5 milhões de Kelvins.

      Um "flare" é um evento explosivo muito intenso. Um único "flare" pode liberar uma
quantidade de energia equivalente a 100 milhões de bombas de fusão de hidrogênio.


      No dia 2 de maio de 1998, o Solar and Heliospheric Observatory, da NASA/ESA, detectou
este "flare" solar extremamente brilhante.

-Buracos Coronais-

      Os buracos coronais são regiões onde as partículas podem escapar do Sol sem serem detidas

pelo campo magnético.
      Linhas de campo magnético abertas estão situadas acima dos buracos coronais, regiões onde

um feixe de partículas energéticas, o vento solar, flui para fora do Sol a velocidades de 300 a 800
quilômetros por segundo.
      As linhas de campo magnético em um buraco coronal, ao invés de retornar à superfície do Sol

como ocorre em outras regiões, se estendem para fora do Sol, entrando na região do vento solar.
Os buracos coronais podem ocorrer em qualquer parte do Sol embora eles surjam mais comumente
em regiões próximas aos pólos.
      O esquema abaixo mostra o que são os buracos coronais.



      Nesta outra imagem vemos um buraco coronal fotografado em raios X. A área escura no meio
da imagem é o buraco coronal.

 


      As partículas de altas energias que escapam pelos buracos coronais chegam na Terra 5 dias
mais tarde, com uma velocidade de 700 quilômetros por segundo. Estas partículas formam as
auroras e causam interferência nas comunicações.

-Ejeções de Massa Coronal-

      Existe um equipamento de astronomia, o coronógrafo, que permite que os astrônomos criem
um eclipse solar artificial. Este equipamento permite que o brilhante disco solar seja coberto e,
por conseguinte, a coroa solar possa ser estudada.
      Foi este equipamento que permitiu que os astrônomos descobrissem a existência de um
fenômeno nunca observado antes na Terra, mas frequente na superfície do Sol.
      Ocorre que, periodicamente, enormes nuvens de gás, com linhas de campo magnético
"congeladas" nelas, são ejetadas da superfície do Sol. Este processo de ejeção ocorre durante
várias horas. A estas nuvens gasosas ejetadas de modo violento da superfície do Sol, e que
lançam uma enorme quantidade de matéria e partículas energéticas no vento solar, damos o nome de
ejeções de massa coronal.
      Algumas vezes as ejeções de massa coronal ocorrem associadas a "flares" ou proeminências,
embora elas também possam ocorrer de modo isolado.
      O número de ejeções de massa coronal varia com o ciclo solar, indo de cerca de 1 vez por dia
no mínimo solar até 2 ou 3 vezes por dia no máximo solar. Ou ss ejeções de massa coronal se
tornam mais e mais frequentes à medida que o Sol de aproxima do máximo no seu ciclo. 



      Esta imagem de uma ejeção de massa coronal foi obtida pelo SOHO no dia 18 de fevereiro de
2000 (copyright: SOHO / NASA / ESA).


nosso planeta. Elas podem perturbar de modo bastante sério o meio ambiente da Terra. A intensa
radiação proveniente do Sol, que chega ao nosso planeta somente 8 minutos após ter sido liberada,
pode alterar a atmosfera superior da Terra, interrompendo as comunicações de longa distância.
As ondas de choque das ejeções de massa coronal empurram partículas muito energéticas na
direção da Terra, podendo simplesmente destruir a eletrônica existente nos satélites que estão em
órbita em torno do nosso planeta. Algumas destas partículas energéticas chegam à Terra cerca de
uma hora depois de ocorrer a ejeção de massa coronal.
       Em geral, a ejeção de massa coronal atinge a Terra entre um a quatro dias após ter ocorrido a

erupção inicial na superfície do Sol. Neste momento vemos acontecer no nosso planeta fortes
tempestades geomagnéticas, auroras e interrupções das redes de distribuição de energia elétrica.
Esta é uma das razões pelas quais os astrônomos tentam compreender de que modo as ejeções de
massa coronal acontecem com a esperança de um dia serem capazes de prever a sua ocorrência.
Quando for possível fazer essa previsão será possível tomar medidas de precaução que
minimizem os danos  tais como desligar satélites artificiais que estão em órbita.

-Resumo-

      Resumimos na figura abaixo alguns eventos que ocorrem na coroa solar.

Campo Magnético Solar
      Acredita-se que o elemento produtor de toda a atividade que vemos na superfície do Sol seja
o campo magnético solar.
      A estrutura do campo magnético do Sol é muito complexa uma vez que suas linhas de campo

são acopladas ao plasma solar e, consequentemente, torcidas pela rotação diferencial que o Sol
possui.
      São as linhas do campo magnético solar que inibem o processo de convecção próximo à

superfície e produzem as manchas solares.
      São também as linhas de campo magnético que, ao sofrerem torção e se reconectarem,

liberam uma enorme quantidade de energia que aquece o gás que as circundam até temperaturas
de milhões de graus criando os flares solares que observamos.
      O ciclo solar, com duração de 11 anos, parece ser o período durante o qual há a torção das

linhas de campo magnético e a reorganização do campo magnético do Sol.
      Abaixo vemos a comparação de duas imagens do Sol obtidas com quase dois anos de

separação pelo SOHO. Nestas imagens podemos observar como o nível de atividade solar
aumentou de modo significante neste período. No ano 2000 o Sol atingiu o esperado máximo de
manchas solares. Na imagem podemos ver a coroa solar, com uma temperatura de cerca de 1,3
milhões de Kelvins, muitas manchas solares, "flares" solares e ejeções de massa coronais,
processos que ocorreram durante o máximo solar. Notamos também, na imagem mais recente à
direita, o aumento de atividade revelado pelas numerosas regiões ativas e o número e tamanho dos
"loops" magnéticos no Sol.


O Sol (estrutura completa)




O Sol agora