Documentário: Os Segredos do Sol

 

                                                  OS CONTÍNUOS MISTÉRIOS DO SOL


 

 

 

O Sol é uma estrela G2 normal, uma das mais de 100 mil milhões de estrelas na nossa galáxia. Está personificado em muitas mitologias: os Gregos chamavam-lhe Helios e os Romanos Sol.

O Sol é de longe o maior objecto no Sistema Solar. Contém mais de 99.8% da massa total do Sistema Solar (Júpiter contém praticamente o resto). Diz-se regularmente que o Sol é uma estrela "vulgar". Isso é verdade no sentido em que existem muitas outras semelhantes. Mas existem muitas mais estrelas pequenas que grandes; o Sol está no top 10% por massa. O tamanho médio das estrelas da nossa galáxia é provavelmente menos de metade da massa do Sol.

Actualmente contém 70% de hidrogénio e 28% de hélio na sua massa; tudo o resto ("metais") é menos de 2%. Estas quantidades mudam com o passar do tempo à medida que o Sol converte hidrogénio em hélio no seu núcleo.

As camadas exteriores do Sol exibem rotações diferentes: no equador a superfície completa uma volta em cada 25.4 dias; perto dos pólos chega até aos 36 dias. Este comportamento estranho deve-se ao facto do Sol não ser um corpo sólido como a Terra. Efeitos similares são vistos também nos planetas gasosos. Estas diferenças na sua rotação estendem-se até ao interior do Sol, embora o núcleo gire como um corpo sólido. As condições no núcleo do Sol (aproximadamente os 25% interiores do seu raio) são extremas. A temperatura é de cerca de 15.6 milhões Kelvin e a pressão é de 250 mil milhões de atmosferas. No centro do núcleo a densidade do Sol é mais de 150 vezes a da água.

A energia libertada pelo Sol (3.86x1033 ergs/segundo ou 386 mil biliões de megawatts) é produzida através de reacções nucleares. Em cada segundo cerca de 700,000,000 toneladas de hidrogénio são convertidas em cerca de 695,000,000 toneladas de hélio e 5,000,000 toneladas (=3.86x1033 ergs) de energia na forma de raios-gama. À medida que viaja para a superfície, esta energia é continuamente absorvida e reemitida a temperaturas cada vez mais baixas. Quando chega à superfície, é na sua maioria luz visível. Nos últimos 20% do caminho até à superfície a energia é transportada mais por convecção do que por radiação.

A superfície do Sol, chamada fotosfera, está a uma temperatura de cerca de 5800 K.

As manchas solares são regiões mais "frias", apenas a 3800 K (aparecem escuras apenas por comparação com as regiões circundantes). As manchas solares podem ser muito grandes, quase chegando aos 50,000 km em diâmetro. São causadas por interacções complicadas e não muito compreendidas no campo magnético do Sol.

 Uma pequena região conhecida como a cromosfera situa-se acima da fotosfera. Outra região altamente rarefeita acima da cromosfera, chamada a coroa, estende-se milhões de quilómetros no espaço mas é apenas visível durante os eclipses. As temperaturas na coroa podem exceder 1,000,000 K.

Ora acontece que a Lua e o Sol parecem do mesmo tamanho no céu quando vistos da Terra. E dado que a Lua orbita a Terra aproximadamente no mesmo plano que a órbita da Terra em torno do Sol, por vezes a Lua encontra-se directamente entre a Terra e o Sol. Isto é chamado de eclipse solar; se o alinhamento é algo imperfeito então a Lua cobre apenas parte do disco solar e o evento chama-se eclipse parcial. Quando se alinha perfeitamente a totalidade do disco solar é bloqueada e então chama-se de eclipse total do Sol. Os eclipses parciais são visíveis numa grande área da Terra mas a região onde um eclipse total é possível de observar é muito estreita, com apenas alguns quilómetros de largura (embora tenha vários milhares de quilómetros em comprimento). Os eclipses do Sol acontecem uma ou duas vezes por ano. Se ficar em casa, é provável que observe eclipses parciais algumas vezes por década. Mas dado que o percurso da totalidade é muito pequeno, é muito improvável que atravesse o local onde vive. Por isso as pessoas regularmente viajam até ao outro lado do mundo apenas para ver um eclipse solar total. Ficar à sombra da Lua é uma experiência arrebatadora. Durante uns preciosos minutos o céu fica escuro a meio do dia. Conseguem-se ver estrelas e planetas. Os animais pensam que é altura de dormir. E pode-se observar a coroa solar. Vale bem a pena a viagem.

O campo magnético do Sol é muito forte (pelos padrões terrestres) e muito complicado. A sua magnetosfera (também conhecida por heliosfera) estende-se para além de Plutão.

 
Figura 3 - A coroa do Sol é apenas visível nos eclipses, ou através de aparelhos que simulam um eclipse chamados coronógrafos.
Crédito: National Optical Astronomy Observatories. 
Figura 4 - Uma espectacular aurora, provocada pelo vento solar.
Crédito: Dennis Mammana. Em adição ao calor e luz, o Sol emite também uma corrente de baixa densidade de partículas carregadas (na sua maioria electrões e protões) conhecida como vento solar que se propaga pelo Sistema Solar a 450 km/s. O vento solar e as maiores partículas de energia ejectadas pelas proeminências solares podem ter efeitos dramáticos na Terra, variando entre quebras de electricidade a interferências de rádio ou até às espectaculares auroras.

Dados recentes da sonda Ulysses mostraram que durante a mínima actividade do ciclo solar o vento emanado pelas regiões polares viaja ao dobro da velocidade, 750 km/s, do que a latitudes mais baixas. A composição do vento solar também parece ser diferente nas regiões polares. Durante o máximo solar, no entanto, o vento move-se a uma velocidade média.

Estudos mais aprofundados do vento solar foram feitos pela sonda Wind, lançada em 1994, pela ACE e pela SOHO, no ponto de vantagem situado entre a Terra e o Sol a cerca de 1.6 milhões de km da Terra. O vento solar tem grandes efeitos nas caudas dos cometas e também nas trajectórias das sondas. Uma missão de recolha de amostras, Genesis, foi desenhada para permitir aos astrónomos medir directamente a composição do material solar. Regressou à Terra em 2004 mas sofreu danos quando o seu pára-quedas não abriu ao entrar na atmosfera da Terra.

Espectaculares "loops" e proeminências são regularmente visíveis no limbo solar. A libertação de material do Sol não é sempre constante. Nem a quantidade da actividade solar. Houve um período de baixa actividade de manchas solares na segunda metade do século XVII chamada "Maunder Minimum". Coincide com um período anormalmente frio no norte da Europa às vezes conhecido como Pequena Idade do Gelo. Desde a formação do Sistema Solar que o material libertado pelo Sol aumentou em 40%.

O Sol tem cerca de 4.5 biliões de anos. Desde o seu nascimento usou cerca de metade do seu hidrogénio no núcleo. Irá assim continuar "pacificamente" por outros 5 biliões de anos (embora a sua luminosidade suba para o dobro nessa altura). Mas eventualmente irá ficar sem hidrogénio para queimar. Irá ser forçado a fazer mudanças radicais, embora comuns pelos padrões estelares, o que resultará na total destruição da Terra (e provavelmente na criação de uma nebulosa planetária).

 

Existem oito planetas principais e um grande número de objectos mais pequenos orbitando o Sol (exactamente quais os corpos que deveriam ser classificados como planetas e quais como "objectos mais pequenos" tem sido fonte de alguma controvérsia, mas no fundo é tudo uma questão de definição).

 GALERIA DE FOTOS

 

 Figura 5 - O deus grego do Sol, Helios, visto conduzindo uma quadriga em fogo pelos céus, pintado num vaso exposto no British Museum em Londres. Mais tarde, veio a ser substituído por Apollo. O equivalente a Helios na mitologia romana é Sol. 
Crédito: British Museum Figura 6 - Uma das observações mais perturbantes de Galileu, para os seus contemporâneos, foram as manchas no Sol. As manchas solares são áreas relativamente frias que aparecem negras devido ao contraste entre a superfície mais brilhante e quente do Sol. Já tinham sido observadas antes, a olho nu, mas eram geralmente associadas com algo na atmosfera da Terra ou algum planeta que transitava o disco do Sol no céu. Na realidade, alguns dos críticos de Galileu tentaram explicar as manchas como satélites que giravam em torno do Sol. Galileu observou as manchas moverem-se dias após dias. Também notou que se movia mais rapidamente no centro do disco solar e mais devagar quando se apoximavam do limbo. Regularmente, depois de mais ou menos 2 semanas, as mesmas manchas re-apareciam no limbo oposto, movendo-se lentamente outra vez, e depois mais rapidamente no centro do disco. Galileu explicou que as manchas deveriam estar na superfície do Sol ou então muito perto que eram "transportadas" pela rotação do Sol. Determinou que o período de rotação seria menos de um mês. Figura 7 - Esta imagem do Sol foi tirada a 27 de Agosto de 1997, e mostra uma grande proeminência provocada pelos seus sinuosos campos magnéticos. O plasma de gases ionizados está a uma temperatura de 150,000 F e tem um comprimento equivalente a 27 Terras.
Crédito: SOHO - Consórcio EIT, ESA, NASA Figura 8 - A luz ultra-violeta emitida pelo ferro ionizado 11 vezes a temperaturas de mais de 2 milhões de graus Fahrenheit foi usada para fazer esta imagem, registada a 22 de Setembro de 2001, data do equinócio de Outono. Foi feita com a câmara EIT a bordo da sonda SOHO, um observatório espacial que continuamente observa o Sol. Ferro ionizado 11 vezes é ferro atómico sem 11 dos seus electrões (chamado Fe XII). Aqui os electrões são afastados pelas loucas colisões com outros átomos que ocorrem a extremas temperaturas na coroa solar. Dado que os electrões têm carga negativa, o átomo de ferro ionizado daí resultante é altamente carregado positivamente. 
Crédito: SOHO - Consórcio EIT, ESA, NASA Figura 9 - Esta complexa imagem de um espectacular evento - uma grande tempestade de partículas energéticas do Sol - foi construída usando dados registados pela sonda SOHO a 6 de Novembro de 1997. Quatro imagens de dois instrumentos da SOHO foram manipuladas para mostrar o Sol em ultra-violeta no centro e uma grande erupção de material do limbo solar à direita. Conhecida como Ejecção de Massa Coronal, ou EMC, a nuvem em expansão torna-se relativamente fria e escura no meio com limites brilhantes ainda ligados à superfície solar. Protões altamente energéticos atingiram o detector da SOHO, causando os riscos brancos. A imagem cobre uma área de aproximadamente 21.7 milhões de qilómetros (32 raios solares).
Crédito: SOHO - LASCO - Consórcio EIT, ESA, NASA Figura 10 - Um sismo de magnitude 11 registado no Sol, imediatamente seguido de uma proeminência solar moderada. Este foi o primeiro sismo registado no Sol, mas apenas porque os astrónomos tinham acabado de descobrir como os descobrir usando a sonda SOHO. Ondas escuras do sismo podem ser vistas na figura do lado. A magnitude e evolução destes sismos proporciona-nos informação sobre a natureza das proeminências, a superfície do Sol e até do seu interior. 
Crédito: A. G. Kosovichev (Stanford), MDI, SOHO, ESA, NASA Figura 11 - Uma grande e inesperada região de manchas solares atravessou o Sol em Julho de 2004. A região activa é local de rios de plasma quente, proeminências explosivas, fortes campos magnéticos, uma poderosa ejecção de massa coronal (EMC) e um grupo de manchas solares tão grande que pôde ser observado a olho nu sem ampliação. De facto, esta região era maior que Vénus, aquando do trânsito de 8 de Junho de 2004. O grupo foi denominado AR 10652. Os iões energéticos do grupo 652 impactaram na atmosfera e criaram raras auroras púrpuras.
Crédito: Jack Newton Figura 12 - Esta espectacular imagem mostra detalhes espectaculares e misteriosos perto da região central escura de uma mancha solar com o tamanho de um planeta. São visíveis filamentos brilhantes que se estendem até à mancha, representando um fenómeno solar anteriormente desconhecido. Registada a 15 de Julho de 2002. 
Crédito: SST, Academia Real Sueca de Ciências Figura 13 - Imagine um cano tão largo como a Península Ibérica e tão longo como metade da Terra, que está cheio de gás e que se move a 50,000 quilómetros por hora. Mais, imagine que não é feito de metal mas é um campo magnético transparente. É apenas uma das milhares de jovens espículas do Sol. Os dados indicam que duram mais ou menos cinco minutos. Também indicam, pela primeira vez, que a causa das espículas uma espécie de ondas sonoras que viajam pela superfície mas que se escapam até à atmosfera do Sol. 
Crédito: SST, Academia Real Sueca de Ciências, LMSAL Figura 14 - Quão liso é o Sol? O telescópio solar das Canárias, permite obter imagens de características com menos de 100 km de comprimento na superfície do Sol. Quando apontado para o seu limite, estes começam a bloquear-se uns aos outros, indicando a sua verdadeira natureza em três dimensões. Na imagem temos pontes-de-luz que sobem 500 km acima de manchas solares (topo). Também são visíveis grânulos, cada com 1000 km, e pequenas regiões brilhantes conhecidas como fáculas.
Crédito: G. Scharmer (ISP, RSAS), Laboratório Solar Lockheed-Martin Figura 15 - A diferença entre o mínimo e o máximo solar é facilmente distinguível através destas duas imagens. O ciclo dura cerca de 11 anos. O último máximo ocorreu em 2000-2001, e estamos agora a entrar numa situação de calma. O que não quer dizer que esporadicamente o Sol não tenha "ataques de raiva", como aconteceu com as grandes tempestades solares de 2004. No princípio de 2005, foram produzidas grandes regiões de libertação de EMCs, evento este que originou a maior quantidade de electrões energéticos desde 1989.
Crédito: Observatório Nacional Solar em Sacramento Peak. Figura 16 - Apenas na escuridão de um eclipse solar total é que conseguimos observar facilmente da Terra a coroa do Sol. Mas capturar os detalhes subtis e as diferenças no brilho visíveis a olho nu são notoriamente difíceis de fotografar. Nesta série de fotografias tiradas durante o eclipse de 11 de Agosto de 1999 também podemos observar algumas proeminências no limbo do Sol.
Crédito: Pavel e Roman Cagas Figura 17 - Esta fotografia do trânsito de Vénus de 8 de Junho de 2004 foi registada em Estugarda, Alemanha, com filtro H-alpha. O filtro transmite levemente apenas a luz vermelha dos átomos de hidrogénio sobre-aumenta a cromosfera solar -- a região na atmosfera do Sol mesmo acima da sua fotosfera ou a superfície normalmente visível. Aqui, o disco negro de Vénus parece imitar uma grande mancha solar que parece demasiado redonda.
Crédito: Stefan Seip Figura 18 - As auroras do mês de Novembro de 2004 ficam para a história como das mais fantásticas de sempre. As vívidas cores auroras da aurora são provavelmente causadas pelo alto oxigénio e hidrogénio atmosférico reagindo com os electrões que chegam do Sol. Frequentemente, quando vistas do espaço, um completa aurora pode circular um dos pólos magnéticos da Terra. Fotografia tirada num dos muitos pequenos lagos do Wisconsin Central, na parte Este da América do Norte.
Crédito: Chris VenHaus

 

 

 

 

 

 DADOS OBSERVACIONAIS Distância média da Terra 149.6x106 km  Brilho visual -26.74m  Magnitude absoluta 4.83m CARACTERÍSTICAS ORBITAIS Distância média do centro da Via Láctea ~2.5x1017 km
(26,000 anos-luz)  Período galáctico ~2.26x108 anos  Velocidade ~220 km/s (em torno do centro da Via Láctea) CARACTERÍSTICAS FÍSICAS Diâmetro 1.392x106 km
(109 Terras)  Achatamento dos pólos ~9x106  Área da superfície 6.09x1012 km2
(11,900 Terras)  Volume 1.41x1018 km3
(1,300,000 Terras)  Massa 1.9891x1030 kg
(332,950 Terras)  Densidade 1.408 g/cm3  Gravidade à superfície 273.95 m.s-2
(27.9 g)  Velocidade de escape à superfície 617.7 km/s  Temperatura à superfície 5780 K  Temperatura da coroa 5 MK  Temperatura aproximada do núcleo 15.7x106 K  Luminosidade (LS) 3.827x1026 J.s-1  Intensidade média (IS) 2.009x107 W.m-2.sr-1  Idade 4.5x109 anos CARACTERÍSTICAS DA ROTAÇÃO  Inclinação do eixo 7.25º (em relação à eclíptica)
67.23º (em relação ao plano galáctico)  Ascensão recta do Pólo Norte 286.13º
(19h 4 min 31.2 s)  Declinação do Pólo Norte 63.87º  Período de rotação no equador 25.3800 dias
(25 d 9 h 7 min 12±8s)  Velocidade de rotação no equador 7189 km/h COMPOSIÇÃO FOTOSFÉRICA Hidrogénio 73.46%  Hélio 24.85%  Oxigénio 0.77%  Carbono 0.29%  Ferro 0.16%  Néon 0.12%  Nitrogénio 0.09%  Silício 0.07%  Magnésio 0.05%  Enxofre 0.04% 
DATAS IMPORTANTES 585 AC Primeiro eclipse solar previsto com êxito.  1610 Galileu observa manchas com o seu telescópio.  1650-1715 Descoberto o mínimo solar.  1854 Feita a primeira ligação entre a actividade solar e a actividade geomagnética.  1868 Observadas pela primeira vez linhas de hélio no espectro solar.  1942 Pela primeira vez, observadas as emissões de rádio do Sol.  1946 Descoberta a temperatura da coroa (1,000,000 K).  1959 Primeiras observações directas do vento solar pela Mariner 2.  1973-74 A Skylab observa o Sol, descobrindo os buracos coronais.  1982 Primeiras observações de neutrões de uma protuberância solar pela Solar Maximum Mission(SMM).  1991 O satélite japonês Yokhoh estudas os raios-X e raios-gama do Sol.  1994-95 e 2000-01 A missão Ulisses da NASA/ESA estuda as regiões polares do Sol.  1995-2012 A Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) da ESA/NASA estuda o interior, atmosfera e vento do Sol.  1998 O satélite da NASA Transition Region and Coronal Explorer observa a fotosfera, a região de transição e a coroa.  2006 Lançamento da missão gémea STEREO, com o objectivo de estudar os fenómenos solares.  2010 A missão SDO (Solar Dynamics Observatory) começa a estudar o Sol. 
LINKS 

Mais informações (em inglês) 
Wikipedia 
Solar Views 
Royal Greenwich Observatory
StarDate Online 
NASA Spacelink 
Stanford Solar Center
Yokoh Public Outreach Project 
Today's Space Weather
Solar Data Analysis Center 
National Solar Observatory/Sacramento Peak
Michiel Berger
P. Charbonneau e O. R. White 
Sonda Ulisses 
Spartan 201-5
Vida e Morte das Estrelas, de Nick Strobel 
Artigos de John Bacall sobre o problema dos neutrinos solares 
Entrevista com o Sol, por Robert J. Nemiroff 
Folcores do Sol, do Stanford Solar Center
Imagens do Sol em tempo real 
Mapas magnéticos do Sol 
Página da sonda SOHO
Sons do Sol 
Tempo Espacial 
Eric Weisstein's World Of Astronomy

Eclipses
Fred Espenak 
Solar Data Analisys Center 
Sky & Telescope
Dale Ireland
Bob Yen 

Vídeos de eclipses e do Sol 
Ejecção de massa coronal (221 KB) 
EMCs explosivas (6 MB) 
Cometa a 2-6 raios solares do Sol (6 MB) 
Mapa do campo magnético do Sol (12 MB) 
O fascínio do Homem pelo Sol (682 KB) 
O interior do Sol, Fotosfera e Coroa (862 KB) 
Animação da coroa e das proeminências solares (130 KB) 
Animação de 1993-1994 do Sol visto em raios-X (16 MB) 
Eclipse solar total de 1994 (15 MB)
Vídeo em 3D da convecção (1 MB)

  

 

http://www.ccvalg.pt/astronomia/sistema_solar/sol.htm

Vídeos: 
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