Sol: origem, características, estrutura, composição, atividade - Ciência - 2023

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o Sol É a estrela que constitui o centro do Sistema Solar e a mais próxima da Terra, à qual fornece energia na forma de luz e calor, dando origem às estações, ao clima e às correntes oceânicas do planeta. Em suma, oferecendo as condições primárias necessárias à vida.

O Sol é o objeto celestial mais importante para os seres vivos. Acredita-se que ele se originou há cerca de 5 bilhões de anos, de uma imensa nuvem de matéria estelar: gás e poeira. Esses materiais começaram a se aglomerar graças à força da gravidade.

Muito provavelmente os restos de algumas supernovas foram contados lá, estrelas destruídas por um cataclismo colossal, que deu origem a uma estrutura chamada proto-estrela.

A força da gravidade fazia com que cada vez mais matéria se acumulasse e, com ela, a temperatura da protoestrela também subia a um ponto crítico, em torno de 1 milhão de graus Celsius. Foi precisamente ali que se acendeu o reator nuclear que deu origem a uma nova estrela estável: o Sol.

Em termos muito gerais, o Sol pode ser considerado uma estrela bastante típica, embora com massa, raio e algumas outras propriedades fora do que poderia ser considerado a "média" entre as estrelas. Mais tarde veremos em qual categoria o Sol está entre as estrelas que conhecemos.

A humanidade sempre foi fascinada pelo Sol e criou muitas maneiras de estudá-lo. Basicamente, a observação é feita por meio de telescópios, que estavam na Terra há muito tempo e agora também estão em satélites.

Inúmeras propriedades do Sol são conhecidas por meio da luz, por exemplo a espectroscopia nos permite saber sua composição, graças ao fato de que cada elemento deixa um traço distinto. Os meteoritos são outra grande fonte de informação, pois mantêm a composição original da nuvem protoestelar.

Características gerais

Aqui estão algumas das principais características do Sol que foram observadas da Terra:

-Sua forma é praticamente esférica, dificilmente se achata ligeiramente nos pólos devido à sua rotação, e da Terra é visto como um disco, por isso às vezes é chamado disco solar.

-Os elementos mais abundantes são o hidrogênio e o hélio.

-Medido da Terra, o tamanho angular do Sol é de aproximadamente ½ grau.

-O raio do Sol é de aproximadamente 700.000 km e é estimado a partir de seu tamanho angular. O diâmetro, portanto, é de cerca de 1.400.000 km, aproximadamente 109 vezes o da Terra.

-A distância média entre o Sol e a Terra é a Unidade Astronômica de distância.

- Quanto à sua massa, é obtida a partir da aceleração que a Terra adquire ao se movimentar em torno do Sol e do raio solar: cerca de 330.000 vezes maior que a Terra ou 2 x 10³⁰ kg aproximadamente.

-Ciclos de experiência ou períodos de grande atividade, relacionados com o magnetismo solar. Em seguida, aparecem manchas solares, erupções ou erupções de massa coronal.

-A densidade do Sol é muito menor do que a da Terra, pois é uma entidade gasosa.

- Quanto à sua luminosidade, que é definida como a quantidade de energia irradiada por unidade de tempo -potência-, é equivalente a 4 x10 ³³ ergs / s ou mais de 10 ²³ kilowatts. Para efeito de comparação, uma lâmpada incandescente irradia menos de 0,1 quilowatt.

-A temperatura efetiva do Sol é de 6000 ºC. É uma temperatura média, mais tarde veremos que o núcleo e a corona são regiões bem mais quentes que isso.

Classificação do Sol

O Sol é considerado um estrela anã amarela. Nesta categoria estão estrelas que têm uma massa entre 0,8-1,2 vezes a massa do Sol.

De acordo com sua luminosidade, massa e temperatura, as estrelas têm certas características espectrais. Um diagrama pode ser feito colocando a estrela em um gráfico de temperatura versus luminosidade, conhecido como diagrama de Hertzsprung-Russell.

Neste diagrama, há uma região onde a maioria das estrelas conhecidas estão localizadas: a seqüência diretor.

Lá as estrelas passam quase todas as suas vidas e de acordo com as características mencionadas, elas são atribuídas a um tipo espectral indicado por uma letra maiúscula. Nosso Sol está na categoria de estrela do tipo G2.

Outra maneira bastante geral de classificar estrelas é em três grandes grupos de populações estelares: I, II e III, uma distinção feita de acordo com a quantidade de elementos pesados em sua composição.

Por exemplo, estrelas de População III estão entre as mais antigas, formadas no início do Universo, logo após o Big Bang. Hélio e hidrogênio predominam neles.

Em contraste, as populações I e II são mais jovens e contêm mais elementos pesados, então acredita-se que tenham sido formadas com matéria deixada por explosões de supernovas de outras estrelas.

Dentre elas, a população II é mais velha e formada por estrelas mais frias e menos luminosas. Nosso Sol foi classificado na população I, uma estrela relativamente jovem.

Estrutura

Para facilitar seu estudo, a estrutura do Sol é dividida em 6 camadas, distribuídas em regiões bem diferenciadas, a partir de seu interior:

-O núcleo solar

-Zona radioativa

-Zona de infecção

-Fotosfera

-Cromosfera

Núcleo

Seu tamanho é cerca de 1/5 do raio solar. Ali, o Sol produz a energia que irradia, graças às altas temperaturas (15 milhões de graus Celsius) e às pressões existentes, que o tornam um reator de fusão.

A força da gravidade atua como um estabilizador neste reator, onde ocorrem reações nas quais vários elementos químicos são produzidos. No mais elementar, os núcleos de hidrogênio (prótons) tornam-se núcleos de hélio (partículas alfa), que são estáveis nas condições que prevalecem dentro do núcleo.

Em seguida, são produzidos elementos mais pesados, como carbono e oxigênio. Todas essas reações liberam energia que viaja pelo interior do Sol para se espalhar por todo o Sistema Solar, incluindo a Terra. Estima-se que a cada segundo o Sol transforme 5 milhões de toneladas de massa em energia pura.

Zona radiativa

A energia do núcleo se move para fora por meio de um mecanismo de radiação, assim como o fogo de uma fogueira aquece o ambiente.

Nessa área, a matéria está no estado de plasma, a uma temperatura não tão alta quanto no núcleo, mas chega a cerca de 5 milhões de Kelvin. A energia na forma de fótons - os pacotes ou "quanta" de luz - é transmitida e reabsorvida muitas vezes pelas partículas que compõem o plasma.

O processo é lento, embora demore em média cerca de um mês para que os fótons do núcleo cheguem à superfície, às vezes pode demorar até um milhão de anos para continuar viajando para as áreas externas para que possamos vê-los na forma de luz.

Zona convectiva

Como a chegada dos fótons da zona radiativa é retardada, a temperatura nessa camada cai rapidamente para 2 milhões de kelvin. O transporte de energia passa a ser por convecção, já que a matéria aqui não é tão ionizada.

O transporte de energia por convecção é produzido pelo movimento de redemoinhos de gases em diferentes temperaturas. Assim, os átomos aquecidos sobem em direção às camadas mais externas do Sol, levando consigo essa energia, mas de forma não homogênea.

Fotosfera

Esta "esfera de luz" é a superfície aparente de nossa estrela, aquela que vemos dela (você deve sempre usar filtros especiais para ver o Sol diretamente). É aparente porque o Sol não é sólido, mas é feito de plasma (um gás muito quente e altamente ionizado), portanto, carece de uma superfície real.

A fotosfera pode ser vista através de um telescópio equipado com um filtro. Parece grânulos brilhantes em um fundo ligeiramente mais escuro, com o brilho diminuindo ligeiramente nas bordas. Os grânulos são devidos às correntes de convecção mencionadas anteriormente.

A fotosfera é transparente até certo ponto, mas então o material se torna tão denso que não é possível ver através.

Cromosfera

É a camada mais externa da fotosfera, equivalente à atmosfera e com luminosidade avermelhada, com espessura variável entre 8.000 e 13.000 e temperatura entre 5.000 e 15.000 ºC. Torna-se visível durante um eclipse solar e produz gigantescas tempestades de gás incandescente cuja altura chega a milhares de quilômetros.

Coroa

É uma camada de formato irregular que se estende por vários raios solares e é visível a olho nu. A densidade dessa camada é menor do que as demais, mas pode atingir temperaturas de até 2 milhões de Kelvin.

Ainda não está claro por que a temperatura dessa camada é tão alta, mas de alguma forma ela está relacionada aos intensos campos magnéticos que o Sol produz.

Fora da corona existe uma grande quantidade de poeira concentrada no plano equatorial do sol, que difunde a luz da fotosfera, gerando o chamado luz zodiacal, uma faixa tênue de luz que pode ser vista a olho nu após o pôr do sol, perto do ponto no horizonte de onde emerge a eclíptica.

Também existem loops que vão da fotosfera à corona, formados por um gás muito mais frio que o resto: são os protuberâncias solares, visível durante os eclipses.

Heliosfera

Uma camada difusa que se estende além de Plutão, na qual o vento solar é produzido e o campo magnético solar se manifesta.

Composição

Quase todos os elementos que conhecemos da Tabela Periódica são encontrados no sol. Hélio e hidrogênio são os elementos mais abundantes.

Pela análise do espectro solar, sabe-se que na cromosfera ele é composto por hidrogênio, hélio e cálcio, enquanto na coroa ferro, níquel, cálcio e argônio foram encontrados em estado ionizado.

É claro que o Sol mudou sua composição ao longo do tempo e continuará a fazê-lo à medida que consome seu suprimento de hidrogênio e hélio.

Atividade solar

Do nosso ponto de vista, o Sol parece bastante calmo. Mas, na realidade, é um lugar cheio de atividade, no qual fenômenos ocorrem em uma escala inimaginável. Todas as perturbações que ocorrem continuamente no Sol são chamadas atividade solar.

O magnetismo desempenha um papel muito importante nesta atividade. Entre os principais fenômenos que acontecem no Sol estão:

Proeminências solares

Proeminências, saliências ou filamentos se formam na coroa e consistem em estruturas de gás de alta temperatura, atingindo uma grande altura.

Eles são vistos na borda do disco solar na forma de estruturas alongadas que se entrelaçam, sendo continuamente modificadas pelo campo magnético solar.

Ejeções de massa coronal

Como seu nome indica, uma grande quantidade de matéria é ejetada em alta velocidade pelo Sol, a uma taxa de cerca de 1000 km / s. É porque as linhas do campo magnético se entrelaçam entre si e em torno de uma proeminência solar, fazendo com que o material escape.

Eles geralmente duram horas, até que as linhas do campo magnético se separem. As ejeções de massa coronal criam um grande fluxo de partículas que chega à Terra em poucos dias.

Esse fluxo de partículas interage com o campo magnético da Terra e se manifesta, entre outras coisas, como luzes do norte e do sul.

Manchas solares

São regiões da fotosfera onde o campo magnético é muito intenso. Eles se parecem com manchas escuras no disco solar e são mais frios do que o resto. Geralmente aparecem em grupos altamente variáveis, cuja periodicidade é de 11 anos: o famoso Ciclo Solar.

Os grupos de manchas são muito dinâmicos, acompanhando o movimento de rotação do Sol, com uma mancha maior que vai à frente e outra que fecha o grupo. Os cientistas tentaram prever o número de pontos em cada ciclo, com relativo sucesso.

Chamas

Eles ocorrem quando o Sol expulsa material da cromosfera e da coroa. Eles são vistos como um flash de luz que faz algumas regiões do Sol parecerem mais brilhantes.

Morte

Enquanto durar seu combustível nuclear, o Sol continuará existindo. Nossa estrela dificilmente reúne condições para morrer em uma grande catástrofe do tipo supernova, porque para isso uma estrela precisa de uma massa muito maior.

Portanto, as chances são de que, à medida que as reservas se esgotam, o Sol incha e se transforma em uma gigante vermelha, evaporando os oceanos da Terra.

As camadas do Sol se espalharão ao seu redor, engolfando o planeta e formando uma nebulosa consistindo de um gás muito brilhante, uma visão que a humanidade poderia apreciar, se a essa altura já tiver se estabelecido em um planeta distante.

O remanescente do antigo Sol que permanecerá dentro da nebulosa será um anã branca, muito pequeno, do tamanho da Terra, mas muito mais denso. Ele vai esfriar muito, muito lentamente, e pode passar neste estágio cerca de mais 1 bilhão de anos, até que se torne um anã negra.

Mas, no momento, não há motivo para se preocupar. Estima-se que o Sol nesta época tenha vivido menos da metade de sua vida e levará entre 5.000 e 7.000 milhões de anos antes que o estágio de gigante vermelha comece.

Referências

Tudo sobre o espaço. 2016.Tour of the Universe. Imagine Publishing.
Como funciona. 2016. Livro do Espaço. Imagine Publishing.
Oster, L. 1984. Modern Astronomy. Editorial Reverté.
Wikipedia. Diagrama de Hertzsprung-Russell. Recuperado de: es.wikipedia.org.
Wikipedia. População estelar. Recuperado de: es.wikipedia.org.