O Sol

O Sol domina o Sistema Solar e a nossa vida, por isso é justo que iniciemos esta viagem pela nossa estrela.

Dominar é a palavra certa: se somarmos a massa de todos os planetas, asteróides e cometas faremos apenas 2% da massa do Sistema Solar; os outros 98% de massa estão no Sol; no seu interior caberiam 1.3 milhões de terras; a energia que produz em cada segundo “pesa” mais que a maioria dos asteróides.

Uma tão grande massa é constituída em 75% paradoxalmente, pelo elemento mais leve do Universo: o hidrogénio. O resto da massa solar é quase só hélio. Toda a matéria solar encontra-se num estado de plasma, nem líquido nem gasoso, um fluido completamente ionizado.

Figura 1 – Estrutura interna do Sol.

O Sol pode ser grosseiramente dividido em seis camadas (Figura 3.1). Do centro para fora, temos o núcleo, a zona radiativa, a zona convectiva, a fotosfera (visível) a cromosfera e a coroa.

O núcleo solar ocupa cerca de um quarto do raio e é onde se processam as reacções de fusão: quatro núcleos de hidrogénio (protões) fundem-se num núcleo de hélio com libertação de energia sob a forma, principalmente, de fotões gama. Em cada segundo, cerca de 700 milhões de toneladas de hidrogénio são convertidas em 695 milhões de toneladas de hélio e 5 milhões de toneladas de energia. As condições físicas no núcleo são, por isso e para isso, dantescas: temperaturas de 16 milhões de graus e pressões de 250 mil milhões de atmosferas.

A zona radiativa estende-se até cerca de três quartos do raio do Sol e nela, como o seu nome sugere, a energia é transportada por irradiação – muito lentamente. Estima-se que um fotão possa levar em média mais de150 mil anos desde que deixa o núcleo até atravessar toda a zona radiativa.

Na zona convectiva a temperatura é relativamente muito mais baixa: cerca de 2 milhões de graus. O plasma nesta zona continua a ser demasiado denso e opaco para que a radiação passe livremente por transmissão. Por isso, a energia é transportada por imensas correntes de convecção, de modo que o plasma muito aquecido junto à zona radiativa se move em direcção à superfície mais fria.

A fotosfera é a superfície visível do Sol. É fria, só cerca de 5800 K. Logo acima da fotosfera encontra-se uma camada, a cromosfera, só detectável por espectroscopia, dado que emite numa zona do vermelho típica da dissociação do hidrogénio. A cromosfera e a coroa são como que a “atmosfera” solar.

A coroa é constituída por um plasma muito difuso (cerca de 0.1 microbar) e, estranhamente, muito quente – cerca de 2 milhões de graus, e ainda mais quente nas zonas onde há erupções. Um dos objectivo da missão SOHO (Figura 2) é esclarecer estes factos.

Figura 2 – A sonda SOHO. ESA/NASA.

A coroa só é observável da Terra, sem instrumentos especiais, durante um eclipse total do Sol (Figura 3), ou então com um coronógrafo (Figura 4).

Figura 3 – A coroa solar durante um eclipse total.

Figura 4 – A coroa solar fotografada pelo coronógrafo LASCO a bordo da sonda SOHO.

As manchas solares observam-se na fotosfera mas as suas raízes encontram-se na zona convectiva. São áreas mais frias (cerca de 3800 K) podendo atingir 50000 km de diâmetro, e são magneticamente polarizadas (Figura 5).

Figura 5 – Magnetograma: a negro as zonas de polaridade Norte – manchas solares – e a branco as Sul. Câmara MDI, SOHO.

Seguindo as manchas ao longo do tempo verificou-se que a rotação das camadas exteriores do Sol não é uniforme, mas sim mais rápida no Equador que nos pólos.

As proeminências também estão relacionadas com o campo magnético solar, acompanhando as suas linhas de força e podendo, nas épocas de máxima actividade solar, atingir altitudes de mais de 300000 km (Figuras 6 e 7).

Figura 6 – Fotografia nos ultravioleta, no canal 304. Câmara EIT, SOHO.

Figura 7 – Fotografia nos ultravioleta, no canal 171. Câmara EIT, SOHO.

Estes traços da actividade solar, erupções, manchas e proeminências revelam um ciclo de cerca de 11 anos terrestres. O campo magnético solar é fortíssimo e a magnetosfera estende-se para além de Plutão: todos sentimos as consequências dos máximos de actividade – as tempestades solares – principalmente nas telecomunicações.

O Sol

Dados Astronómicos

Orbita

Centro Galáctico

Velocidade orbital média (km/s)

19.4

Período de rotação (dias)

25-36 (equador-pólos)

Inclinação do eixo de rotação

7.25º

Magnitude visual máxima

-26.74

Número de Satélites

9 planetas

Dados Físicos

Raio médio (km)

696 000

Massa (kg)

1.989 X 1030

Volume (km3)

1.412 X 1018

Densidade média (g/cm3)

1.408

Gravidade à superfície no equador (m/s2)

274.0

Velocidade de escape equatorial (km/s)

617.7

Temperatura média da superfície (K)

5778

Campo magnético (Gauss)

2-3000 (polar-manchas)

Pressão atmosférica à superfície (mbar)

0.868

Composição da atmosfera (vol%)

H(90.965), He(8.889)

Dados Históricos

Missões espaciais

Pioneer 5,6,7,8; Skylab; Explorer 49; Helios 1,2; SMM;Yohkoh; Ulysses; SOHO; Genesis