O Sol é a estrela mais próxima de
nós
(está a 150 milhões de quilômetros). Portanto, os
astrônomos,
assim como nós hoje, têm muito a aprender sobre as
propriedades
das estrelas estudando oSol.
O Sol é uma estrela do tipo espectral G2, de sequência principal, e com idade de 5 bilhões de anos. Sendo assim, a energia que ele emite, e emitirá por mais 5 bilhões de anos, é produzida pelo processo de fusão nuclear de H em He que se dá no seu interior.
De seu tamanho angular, de cerca de 0.5°, e sua distância, de quase 150 milhões de quilômetros, seu diâmetro pode obtido: são 1,392,000 quilômetros. Isto é igual a 109 diâmetros da Terra e quase 10 vezes o tamanho do maior planeta do sistema solar, Júpiter. Todos os 9 planetas do sistema solar orbitam o Sol por causa da sua enorme gravidade. A massa do Sol é, aproximadamente, 333,000 vezes a massa da Terra e mais de 1,000 vezes a de Júpiter. Sua massa é suficiente para permitir a produção de energia na forma de luz visível. Esta característica é o que distingue estrelas de planetas.
Se considerarmos a fração de massa
com que cada elemento químico contribui para compor o Sol,
teremos 78.5% de hidrogênio, 19.7% de hélio, 0.86% de
oxigênio,
0.4% de carbono, 0.14% de ferro a frações ainda menores
para
todos os outros elementos.
Em astronomia, qualquer átomo mais pesado
que
hélio é chamado um `` átomo de metal''.
O Sol também tem vestígios de sódio,
magnésio, alumínio,
fósforo, enxofre, potássio e ferro entre outros.
Do centro para o exterior, as partes do Sol são: núcleo, zona radiativa e zona convectiva
O núcleo do Sol é suficientemente quente e denso para que ocorra a chamada fusão nuclear. Sua temperatura é de aproximadamente 16 milhões de graus e a sua densidade é 160 vezes a densidade da água. Abaixo vemos um esquema do interior do Sol.
A fotosfera, ou superfície do
Sol,
possui aproximadamente 500 km de espessura. A temperatura na
superfície
está em torno dos 5840 K.
Principais características observadas na
fotosfera:
Manchas solares e granulação.
(cortesia de Observatory/Sacramento Cume
Observatório
Solar Nacional)
Galileu usou as manchas solares de longa duração para observar a rotação do Sol. Por ser um objeto gasoso, diferentes partes do Sol não giram com a mesma taxa. O equador solar gira uma vez a cada 25 dias, enquanto as regiões 30° acima e abaixo do equador levam 26.5 dias para girar; regiões a 60° do equador levam 30 dias.
A animação começa com manchas solares a latitudes diferentes. Ela termina depois de uma rotação do equador.
O número de manchas solares varia ciclicamente com um período de 11 anos. Ao começo de um ciclo, o número de manchas solares é mínimo e a maioria delas está ao redor de 35° do equador solar. O máximo solar ocorre aproximadamente 5.5 anos depois; vê-se então um grande número de manchas solares e a maioria delas estão a apenas 5° do equador solar. Manchas solares são regiões de campos magnéticos fortes.
A fotosfera tem a aparência da
superfície
de um líquido em ebulição, cheia de bolhas ou
grânulos,
com algo em torno de 1500 km de diâmetro e que duram uns 10
minutos.
Durante eclipses solares, uma camada rósea e fina pode ser vista em torno da Lua escura. Esta camada colorida é chamada de cromosfera.
Cromosfera durante eclipse solar.
Protuberâncias são nuvens
luminosas de gás que se formam sobre as manchas solares e que
delineam as linhas
de campo magnético. Sua duração pode ser de dias
ou semanas.
Flares solares são
erupções
mais poderosas que as protuberâncias. Eles variam de
duração,
de alguns minutos até horas. Ao contrário do material em
protuberâncias, nos flares o material tem suficiente
energia para escapar da gravidade
do Sol. Em períodos de máxima atividade do Sol,
não apenas
as manchas, mas também as protuberâncias e flares
são mais freqüentes, levando a tempestades
magnéticas. Estas
podem causar interferência nos sistemas de
comunicação. O próximo máximo do
ciclo ocorrerá em torno do
ano 2000.
Quando a lua nova cobre a fotosfera durante uma eclipse total do Sol, podemos ver a coroa solar, de coloração esbranquiçada, envolvendo a Lua escura. Esta é a atmosfera superior e rarefeita do Sol. Tem uma temperatura muito alta, de um a dois milhões de graus. Apesar de sua temperatura alta, a coroa tem pouca energia térmica, pois é muito tênue.
Eclipse solar total em 1973, em que se vê a coroa
(cortesia
de Fred Espenak).
Da coroa emana o vento solar, um fluxo contínuo de partículas que, emitidas da coroa, acarretam numa perda de massa de 10E-13 massa solar por ano.