{"id":56351,"date":"2016-06-23T16:51:59","date_gmt":"2016-06-23T16:51:59","guid":{"rendered":"http:\/\/cms.portalsaofrancisco.com.br\/?p=56351"},"modified":"2016-06-23T17:06:14","modified_gmt":"2016-06-23T17:06:14","slug":"sol","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/lab.fabricadelandings.com.br\/portalsaofrancisconovo\/ciencias-da-natureza\/astronomia\/sol","title":{"rendered":"Sol"},"content":{"rendered":"

\"Sol\"
\n Sol<\/strong><\/p>\n

Sol – O que \u00e9<\/h4>\n

O Sol<\/b> est\u00e1 no centro do sistema solar, onde \u00e9 de longe o maior objeto. Det\u00e9m 99,8 por cento da massa do sistema solar e \u00e9 cerca de 109 vezes o di\u00e2metro da Terra – cerca de um milh\u00e3o do planeta Terra caberiam dentro do sol.<\/p>\n

A parte vis\u00edvel do Sol<\/strong> \u00e9 cerca de 10.000 graus Fahrenheit (5.500 graus Celsius), enquanto que as temperaturas no n\u00facleo atingem mais de 27 milh\u00f5es de F (15 milh\u00f5es de C), impulsionado por rea\u00e7\u00f5es nucleares. Seria necess\u00e1rio para explodir 100 mil milh\u00f5es de toneladas de dinamite a cada segundo para corresponder a energia produzida pelo sol, de acordo com a NASA.<\/p>\n

O Sol<\/b> \u00e9 um dos mais de 100 bilh\u00f5es de estrelas na Via L\u00e1ctea. Ele orbita cerca de 25.000 anos-luz do n\u00facleo gal\u00e1ctico, completando uma revolu\u00e7\u00e3o uma vez a cada 250 milh\u00f5es de anos ou mais. <\/p>\n

O Sol <\/b>\u00e9 relativamente jovem, parte de uma gera\u00e7\u00e3o de estrelas conhecidas como popula\u00e7\u00e3o I, que s\u00e3o relativamente ricos em elementos mais pesados que o h\u00e9lio. Uma gera\u00e7\u00e3o mais velha de estrelas \u00e9 chamado de Popula\u00e7\u00e3o II, e uma gera\u00e7\u00e3o anterior de Popula\u00e7\u00e3o III pode ter existido, embora n\u00e3o membros desta gera\u00e7\u00e3o s\u00e3o conhecidos ainda.<\/p>\n

Estrutura interna e Atmosfera<\/strong><\/p>\n

O sol e sua atmosfera est\u00e1 dividida em v\u00e1rias zonas e camadas. O interior solar, de dentro para fora, \u00e9 constitu\u00edda por o n\u00facleo, zona de radia\u00e7\u00e3o e da zona de convec\u00e7\u00e3o. A atmosfera solar acima, que consiste na fotosfera, cromosfera, uma regi\u00e3o de transi\u00e7\u00e3o ea corona. Al\u00e9m do que \u00e9 o vento solar, uma sa\u00edda de g\u00e1s a partir da corona.<\/p>\n

O n\u00facleo se estende do centro do sol para cerca de um quarto do caminho para sua superf\u00edcie. Embora s\u00f3 representa cerca de 2 por cento do volume do sol, \u00e9 quase 15 vezes a densidade de chumbo det\u00e9m quase metade da massa do sol. <\/p>\n

Em seguida \u00e9 a zona de radia\u00e7\u00e3o, que se estende a partir do n\u00facleo de 70 por cento do caminho para a superf\u00edcie do sol, tornando-se 32 por cento do volume do sol e 48 por cento da sua massa. A luz proveniente do n\u00facleo fica espalhada nesta zona, de modo a que um \u00fanico fot\u00e3o pode levar muitas vezes milh\u00f5es de anos a atravessar.<\/p>\n

A zona de convec\u00e7\u00e3o atinge at\u00e9 a superf\u00edcie do sol, e torna-se 66 por cento do volume do sol, mas apenas um pouco mais de 2 por cento da sua massa. <\/p>\n

Turbulentas “c\u00e9lulas de convec\u00e7\u00e3o” de g\u00e1s dominam esta zona. Dois tipos principais de c\u00e9lulas de convec\u00e7\u00e3o solares existem – c\u00e9lulas de granula\u00e7\u00e3o cerca de 600 milhas (1.000 quil\u00f4metros) de largura e c\u00e9lulas supergranula\u00e7\u00e3o cerca de 20.000 milhas (30.000 km) de di\u00e2metro.<\/p>\n

A fotosfera \u00e9 a camada mais baixa da atmosfera do Sol, e emite a luz que vemos. \u00c9 cerca de 300 milhas (500 km) de espessura, embora a maior parte da luz vem de seu mais baixo terceiro. As temperaturas na gama fotosfera de 11.000 F (6,125 C) na parte inferior para 7.460 F (4125 C) na parte superior. Em seguida \u00e9 a cromosfera, que \u00e9 mais quente, at\u00e9 35.500 F (19.725 C), e aparentemente est\u00e1 composta inteiramente de estruturas pontiagudas conhecidas como esp\u00edculas tipicamente cerca de 600 milhas (1.000 km) de di\u00e2metro e at\u00e9 6.000 milhas (10.000 km) de altura .<\/p>\n

Depois \u00e9 a regi\u00e3o de transi\u00e7\u00e3o de algumas centenas a alguns milhares de milhas ou quil\u00f4metros de espessura, que \u00e9 aquecida pela corona acima dela e lan\u00e7a a maior parte de sua luz como raios ultravioleta. No topo est\u00e1 a coroa super-quente, que \u00e9 feito de estruturas, como al\u00e7as e fluxos de g\u00e1s ionizado. A corona geralmente varia de 900.000 F (500.000 C) para 10,8 milh\u00f5es F (6.000.000 C) e pode at\u00e9 mesmo chegar a dezenas de milh\u00f5es de graus, quando uma labareda solar ocorre. A mat\u00e9ria da corona \u00e9 soprado fora como o vento solar.<\/p>\n

Composi\u00e7\u00e3o qu\u00edmica<\/strong><\/p>\n

Assim como a maioria das outras estrelas, o sol \u00e9 composta principalmente de hidrog\u00eanio, seguido por h\u00e9lio. Quase toda a mat\u00e9ria restante \u00e9 composto por sete outros elementos – oxig\u00eanio, carbono, neon, nitrog\u00eanio, magn\u00e9sio, ferro e sil\u00edcio. Para cada 1 milh\u00e3o de \u00e1tomos de hidrog\u00eanio no sol, existem 98.000 de h\u00e9lio, 850 de oxig\u00eanio, 360 de carbono, 120 de n\u00e9on, 110 de nitrog\u00eanio, 40 de magn\u00e9sio, 35 de ferro e 35 de sil\u00edcio. Ainda assim, o hidrog\u00eanio \u00e9 o mais leve de todos os elementos, por isso s\u00f3 responde por cerca de 72 por cento da massa do Sol, enquanto o h\u00e9lio comp\u00f5e cerca de 26 por cento.<\/p>\n

Sol – Estrela<\/h4>\n

\"Sol\"
\n Sol<\/strong><\/p>\n

O\u00a0Sol<\/b>\u00a0\u00e9 uma estrela de tamanho m\u00e9dio e cor amarela, que se encontra na metade de sua vida.<\/p>\n

O processo de fus\u00e3o nuclear transforma o hidrog\u00eanio, seu g\u00e1s mais abundante, em h\u00e9lio e emite energia em todas as longitudes de onda do espectro eletromagn\u00e9tico.<\/p>\n

Essa caracter\u00edstica o torna uma estrela, uma a mais entre as estrelas de nossa gal\u00e1xia, a Via L\u00e1ctea.<\/p>\n

O Sol<\/strong> \u00e9 a estrela mais pr\u00f3xima da Terra e a \u00fanica de todo Sistema Solar. \u00c9 a mais importante para vida na<\/p>\n

Terra porque \u00e9 o motor da din\u00e2mica atmosf\u00e9rica e oce\u00e2nica e a fonte para a fotoss\u00edntese das plantas.<\/p>\n

DADOS T\u00c9CNICOS<\/strong><\/p>\n

\n

DI\u00c2METRO EQUATORIAL: <\/b>1.390.000km.
\n IDADE: <\/b>4.500.000.000 anos ( Calcula-se que estar\u00e1 ativo durante outro per\u00edodo similar.
\n MASSA: <\/b>333.400 vezes maior que a da Terra. Tem mais de 99% da massa de todo o Sistema Solar.
\n TEMPERATURA: <\/b>cerca de 6.000\u00b0 C na superf\u00edcie, cerca de 20.000.000\u00b0 C no n\u00facleo
\n COMPOSI\u00c7\u00c3O QU\u00cdMICA: <\/b>71% hidrog\u00eanio, 26,5% h\u00e9lio, 2,5% outros.<\/p>\n<\/blockquote>\n

Identificaram-se mais de 70 elementos; nenhum \u00e9 diferente dos terrestres.<\/p>\n

Sol – Sistema Solar<\/h4>\n

\"Sol\"
\n Sol<\/strong><\/p>\n

Sol\u00a0<\/b>\u00e9 o centro do sistema solar, ao seu redor, giram a Terra e os outros planetas do Sistema Solar.<\/p>\n

Calcula-se que tenha se formado h\u00e1 cerca de 5 bilh\u00f5es de anos. Sua massa representa cerca de 99,8% de toda a massa existente no Sistema Solar. <\/p>\n

O Sol \u00e9 formado por uma massa de gases quentes: <\/strong>cerca de 73% de hidrog\u00eanio, 25% de h\u00e9lio e 2% de dezenas de outros elementos.<\/p>\n

Dist\u00e2ncia m\u00e9dia da Terra:<\/strong> 150 milh\u00f5es de km <\/p>\n

Velocidade rotacional m\u00e9dia: <\/strong>1,9 km\/s <\/p>\n

Di\u00e2metro: <\/strong>1,4 milh\u00e3o de km, 190 vezes o da Terra <\/p>\n

Massa:<\/strong> 1,989 x 1030 kg, 333 mil vezes a da Terra <\/p>\n

N\u00famero de planetas:<\/strong> 9 O Sol \u00e9 a estrela que d\u00e1 nome ao Sistema Solar, estando situado no centro deste sistema planet\u00e1rio. Seu di\u00e2metro chega aproximadamente a 1,4 milh\u00f5es de quil\u00f4metros.<\/p>\n

O Sol<\/strong> \u00e9 uma gigantesca esfera de g\u00e1s em combust\u00e3o. \u00c9 a estrela mais pr\u00f3xima da Terra, a qual aproveita sua energia para a preserva\u00e7\u00e3o da vida. A fonte de sua capacidade energ\u00e9tica reside nas rea\u00e7\u00f5es nucleares ocorridas em seu n\u00facleo. As temperaturas no n\u00facleo solar chegam a aproximadamente 15 milh\u00f5es de graus cent\u00edgrados. Os \u00e1tomos de hidrog\u00eanio (o g\u00e1s principal) sofrem um processo de transforma\u00e7\u00e3o da qual deriva o g\u00e1s h\u00e9lio.<\/p>\n

Estrutura Interna<\/strong><\/p>\n

A maior parte da energia \u00e9 produzida na regi\u00e3o mais central do Sol (a menos de 1\/4 do raio solar).. Ap\u00f3s est\u00e1 \u00e1rea de produ\u00e7\u00e3o de energia h\u00e1 uma regi\u00e3o de transporte radiativo, mais externamente o transporte de energia \u00e9 convectivo. A convec\u00e7\u00e3o \u00e9 visivel na superf\u00edcie solar como uma granula\u00e7\u00e3o.<\/p>\n

A composi\u00e7\u00e3o do Sol<\/strong> tem se mantido basicamente a mesma desde sua forma\u00e7\u00e3o. O Sol \u00e9 constituido basicamente de hidrog\u00eanio e h\u00e9lio. A energia do Sol \u00e9 gerada a partir de rea\u00e7\u00f5es nucleares, que ‘transformam’ elementos leves em elementos mais pesados; cerca de 5% do hidrog\u00eanio que havia inicialmente no Sol j\u00e1 foi transformado em h\u00e9lio.<\/p>\n

O Sol<\/strong> tamb\u00e9m apresenta rota\u00e7\u00e3o, mas como ele n\u00e3o \u00e9 um corpo r\u00edgido, o per\u00edodo de rota\u00e7\u00e3o nos polos \u00e9 diferente do per\u00edodo de rota\u00e7\u00e3o no equador (mais de 30 dias nos polos e apenas 25 no equador).<\/p>\n

Atmosfera<\/strong><\/p>\n

A atmosfer solar \u00e9 dividida em Fotosfera e Cronosfera, ap\u00f3s a atmosfera se estende a coroa. A A fotosfera \u00e9 a parte mais interior da atmosfera solar, com espessura de 300 a 500 km. \u00c9 a parte vis\u00edvel da superf\u00edcie do Sol. A parte mais interior da fotosfera tem temperatura de 8 000 K, enquanto a temperatura da mais exterior \u00e9 de 4 000 K. A cromosfera \u00e9 uma camada exterior \u00e0 fotosfera, de espessura de cerca de 500 km, onde a temperatura aumenta de 4 500K a 6 000 K. A cromosfera \u00e9 visivel apenas em instantes de eclipses solares totais, onde a Lua oculta completamente a fotosfera; nestas ocasi\u00f5es a cromosfera se apresenta como um fino anel. Quando isto ocorre, o espectro da cromosfera pode ser observado.<\/p>\n

Gradualmente a cromosfera mergulha na coroa. A coroa tamb\u00e9m \u00e9 melhor observada nos eclipses solares totais, onde se apresenta como um halo de luz se extendendo por algumas vezes o raio solar. Atualmente esta camada da atmosfera solar pode ser estudada com aux\u00edlio de um aparelho chamado coron\u00f3grafo. O brilho da coroa \u00e9 compar\u00e1vel ao da Lua cheia, ficando ofuscado pelo brilho da fotosfera. A temperatura alta da coroa tem de ser mantida por um suprimento constante de energia. Devido a esta alta temperatura, os gases da regi\u00e3o da corona se tornam difusos, de maneira que a energia total armazendada \u00e9 pouca. Gradualmente estes se convertem no vento solar, que \u00e9 um fluxo de part\u00edculas a partir do Sol, atingindo todo o sistema solar. O g\u00e1s perdido neste processo \u00e9 reposto com novo material da cromosfera.<\/p>\n

Sol – Temperatura<\/h4>\n

\"Sol\"
\n N\u00facleo do Sol<\/strong><\/p>\n

O n\u00facleo do Sol<\/strong> atinge uma temperatura de 16 milh\u00f5es de \u00baC, temperatura suficiente para sustentar as rea\u00e7\u00f5es de fus\u00e3o termonucleares.<\/p>\n

As rea\u00e7\u00f5es termonucleares s\u00e3o realizadas em altas temperaturas, como o nome diz. Neste processo ocorre a fus\u00e3o nuclear, onde s\u00e3o fundidos quatro n\u00facleos de hidrog\u00eanio para formar um n\u00facleo de h\u00e9lio (part\u00edcula alfa). O n\u00facleo de H\u00e9lio (part\u00edcula alfa) possui uma massa menor que os quatro n\u00facleos de hidrog\u00eanio. Esta diferen\u00e7a de massa \u00e9 transformada em energia e transportada para a superf\u00edcie do Sol, por radia\u00e7\u00e3o e convec\u00e7\u00e3o, onde \u00e9 liberada para o espa\u00e7o em forma de luz e calor.<\/p>\n

No processo de fundir hidrog\u00eanio para formar h\u00e9lio, as rea\u00e7\u00f5es nucleares tamb\u00e9m produzem part\u00edculas elementares, uma delas \u00e9 o neutrino. Estas part\u00edculas sem carga, passam direto pelas v\u00e1rias camadas solares e se espalham pelo Universo. Com equipamentos especiais, elas podem ser detectadas aqui na Terra. O que intriga os cientistas \u00e9 que o n\u00famero de neutrinos que n\u00f3s detectamos \u00e9 bem menor do que era de se esperar. Este problema relativo aos neutrinos “perdidos” \u00e9 um dos grandes mist\u00e9rios da astronomia solar.<\/p>\n

A densidade perto do n\u00facleo do Sol \u00e9 aproximadamente 150 g\/cm3, n\u00e3o se esque\u00e7a que a densidade da \u00e1gua \u00e9 de 1 g\/cm3. Quando atingimos a superf\u00edcie do Sol a densidade cai para 2,18 \u00d7 10-7g\/cm3. Esta varia\u00e7\u00e3o na densidade pelas v\u00e1rias camadas que constituem o Sol, provoca nos f\u00f3tons, que s\u00e3o produzidos no n\u00facleo do Sol, um tempo de sa\u00edda do seu n\u00facleo at\u00e9 a superf\u00edcie superior de alguns milh\u00f5es de anos.<\/p>\n

Regi\u00e3o de Radia\u00e7\u00e3o e de Convec\u00e7\u00e3o <\/strong><\/p>\n

SOL INTERIOR<\/strong><\/p>\n

A Regi\u00e3o de radia\u00e7\u00e3o \u00e9 a camada que vem logo a seguir ao n\u00facleo do Sol, terminando na regi\u00e3o de interface. A principal caracter\u00edstica da regi\u00e3o de radia\u00e7\u00e3o \u00e9 a forma como se d\u00e1 a propaga\u00e7\u00e3o do calor produzido no n\u00facleo do Sol, ou seja pela radia\u00e7\u00e3o.<\/p>\n

A energia gerada no n\u00facleo \u00e9 transportada por f\u00f3tons, que interagem com as part\u00edculas que encontra pelo caminho, na regi\u00e3o radioativa. Embora os f\u00f3tons viajam \u00e0 velocidade da luz, eles interagem tantas vezes no interior deste material denso, que um f\u00f3ton individual leva aproximadamente um milh\u00e3o de anos para alcan\u00e7ar a camada de interface entre a regi\u00e3o radioativa e de convec\u00e7\u00e3o.<\/p>\n

A varia\u00e7\u00e3o da densidade desta regi\u00e3o cai de 20 g\/cm3 para somente 0.2 g\/cm3, valor bem inferior a densidade da \u00e1gua ( 1g\/cm3). Neste mesmo trecho, a temperatura cai de 7.000.000\u00b0 C para aproximadamente 2.000.000\u00b0 C.<\/p>\n

A regi\u00e3o de convec\u00e7\u00e3o \u00e9 a quarta camada no interior do Sol. No in\u00edcio desta camada, a temperatura \u00e9 por volta de 2.000.000\u00b0 C. Pensando nas temperaturas do Sol n\u00e3o \u00e9 um grande valor, o calor vindo da regi\u00e3o de radia\u00e7\u00e3o faz com que o fluido fique inst\u00e1vel e comece a “ferver”, provocando o movimento de convec\u00e7\u00e3o.<\/p>\n

Sabemos que a convec\u00e7\u00e3o \u00e9 uma forma de propaga\u00e7\u00e3o do calor, isto ocorre com os l\u00edquidos e gases, fen\u00f4meno bastante conhecido por n\u00f3s aqui na Terra. Estes movimentos de convec\u00e7\u00e3o levam o calor muito rapidamente \u00e0 superf\u00edcie. O fluido se expande e esfria \u00e0 medida que sobe.<\/p>\n

Na superf\u00edcie vis\u00edvel, a temperatura cai para um valor aproximado de 6.000\u00baC, o mesmo acontecendo com a densidade, que \u00e9 da ordem de 10-7 no topo da camada de Convec\u00e7\u00e3o. Os movimentos de convec\u00e7\u00e3o s\u00e3o vis\u00edveis na superf\u00edcie pela forma\u00e7\u00e3o de gr\u00e3os, denominados gr\u00e2nulos.<\/p>\n

\"Sol\"<\/p>\n

A fotosfera<\/strong><\/p>\n

A Regi\u00e3o que chamamos de “superf\u00edcie” do Sol, j\u00e1 que \u00e9 um corpo gasoso, damos o nome de fotosfera (esfera luminosa) , sua espessura \u00e9 por volta de 500km, muito fina comparada com o raio do Sol. No entanto \u00e9 desta regi\u00e3o que \u00e9 jogada para o espa\u00e7o a maior parte da radia\u00e7\u00e3o solar.<\/p>\n

\"Sol\"
\n Foto do Sol em luz branca, mostrando algumas manchas solares<\/b><\/p>\n

V\u00e1rios fen\u00f4menos podem ser observadas na fotosfera com um telesc\u00f3pio simples, n\u00e3o esquecendo de utilizar um filtro para reduzir a intensidade da luz. Estas caracter\u00edsticas incluem as manchas solares escuras, f\u00e1cula (manchas na fotosfera brilhantes), e os gr\u00e2nulos. N\u00f3s tamb\u00e9m podemos medir o fluxo de material na fotosfera.<\/p>\n

Galileo em 1610 foi o primeiro cientista a interessar-se pelo estudo das manchas solares com o seu telesc\u00f3pio, isto lhe custaria mais tarde a vis\u00e3o. S\u00e3o manifesta\u00e7\u00f5es da atividade solar que se apresenta na forma de manchas escuras, algumas pequenas e outras de dimens\u00f5es t\u00e3o grandes quanto o di\u00e2metro da Terra.<\/p>\n

Gr\u00e2nulos s\u00e3o \u00e1reas pequenas com uma dimens\u00e3o aproximada de 1000 km, que cobrem toda a fotosfera do Sol com exce\u00e7\u00e3o das \u00e1reas cobertas por manchas solares. Esta camada \u00e9 a parte mais externa da regi\u00e3o de convec\u00e7\u00e3o, onde chegam os fluidos quentes do interior do Sol. Estas forma\u00e7\u00f5es tem uma dura\u00e7\u00e3o muito pequena da ordem de minutos. Ela foi observada pela primeira vez em 1784 pelo astr\u00f4nomo James Short, por lembrar gr\u00e3o de arroz, recebeu o nome de gr\u00e2nulos.<\/p>\n

Mitologia<\/strong><\/p>\n

Helios na mitologia grega era um jovem que personificava o nosso astro sol. Cada manh\u00e3 ele subia do oceano para o c\u00e9u em sua carruagem puxada por seus quatro cavalos ( Pyrois, Eos, Aethon e Phlegon), descendo somente \u00e0 noite. Fazia seu percurso sempre de leste para oeste. Helios era o deus que tudo v\u00ea e tudo sabe.<\/p>\n

A rever\u00eancia ao sol como um deus veio da \u00c1sia para a Gr\u00e9cia. Helios foi adorado em v\u00e1rios lugares do Peloponeso, mas especialmente em Rodes onde a cada ano eram realizados os jogos em sua honra.<\/p>\n

Em Rodes tamb\u00e9m havia a famosa est\u00e1tua conhecida como Colosso de Rodes. Esta est\u00e1tua enorme, media 32 metros de altura e foi constru\u00edda em 302 a 290 aC. No terremoto de 224-223 aC a est\u00e1tua rompeu os joelhos e caiu ao mar.<\/p>\n

O Sol \u00e9 a personifica\u00e7\u00e3o romana do astro sol, completamente id\u00eantico ao deus grego Helios.<\/p>\n

Se olharmos em outras culturas at\u00e9 mais recentes como os astecas e os nossos \u00edndios, veremos sempre presente este temor e rever\u00eancia ao Sol.<\/p>\n

O Sol e a vida na Terra<\/strong><\/p>\n

Retornando ao in\u00edcio da sua exist\u00eancia, o Sol era muito mais escuro do que \u00e9 hoje, e nesta \u00e9poca a Terra ainda estava congelada. A quantidade e a qualidade da luz vinda do Sol desde esta \u00e9poca, tem variado ao longo do tempo. Ainda hoje estas varia\u00e7\u00f5es nos afetam de v\u00e1rias maneiras, em particular no nosso clima. Isto independentemente da destrui\u00e7\u00e3o que o homem tem provocado ao longo dos s\u00e9culos, na superf\u00edcie do nosso planeta.<\/p>\n

Parte da energia vinda do Sol \u00e9 a respons\u00e1vel pelo aquecimento de toda a nossa atmosfera, criando uma s\u00e9rie de fen\u00f4menos que fazem parte do nosso dia a dia. O movimento das corrente mar\u00edtimas nos oceanos, o ciclo das \u00e1guas, do ar, etc.<\/p>\n

O aquecimento do ar provoa o movimento de grandes massa de ar, gerando desde uma brisa at\u00e9 furac\u00f5es.<\/p>\n

As correntes mar\u00edtimas, onde grandes quantidades de \u00e1gua fria ou quente dos oceanos, se deslocam por grandes regi\u00f5es do nosso planeta. Estes e muitos outros fen\u00f4menos n\u00e3o seriam poss\u00edveis sem esta estrela.<\/p>\n

A repeti\u00e7\u00e3o das esta\u00e7\u00f5es do ano, as fases da Lua, o dia e a noite, s\u00e3o algumas das in\u00fameras consequ\u00eancias notadas pelo homem durante o transcorrer dos s\u00e9culos, como um sinal da influ\u00eancia do Sol no nosso planeta.<\/p>\n

Esta periodicidade na repeti\u00e7\u00e3o dos fen\u00f4menos fez surgir o calend\u00e1rio e o rel\u00f3gio de Sol, como formas de orientar as atividades do ser humano. A organiza\u00e7\u00e3o da agricultura, seguindo o ritmo das esta\u00e7\u00f5es do ano deu surgimento ao que os historiadores chamam de revolu\u00e7\u00e3o agr\u00edcola, ainda nos primordios da nossa civiliza\u00e7\u00e3o.<\/p>\n

Hoje temos um melhor conhecimento dos efeitos que o Sol tem sobre o planeta, sabemos como a luz e o calor que chega at\u00e9 os seres vivos, permite o crescimento e desenvolvimento dos animais e plantas.<\/p>\n

Esta liga\u00e7\u00e3o direta com a natureza e a sua total depend\u00eancia, gerou toda uma cultura baseada na astronomia, no movimento dos astros e na sua cont\u00ednua observa\u00e7\u00e3o, na expectativa do que o c\u00e9u poderia nos dizer. Nestes fatos, reside todo o significado que ao longo do tempo foi dado ao Sol, as estrelas, cometas, sendo tratados como divindades !<\/p>\n

A estrutura solar<\/strong><\/p>\n

O Sol tem um papel muito importante para nos ajudar a entender o resto do universo. \u00c9 a estrela que est\u00e1 pr\u00f3xima de n\u00f3s, se conseguirmos estud\u00e1-la, ela poder\u00e1 nos revelar detalhes sobre como s\u00e3o as outras estrelas que povoam a nossa gal\u00e1xia e muitas outras. O Sol \u00e9 por assim dizer, a chave para entendermos as outras estrelas.<\/p>\n

\n

Idade: <\/strong>5 BILH\u00d5ES DE ANOS
\n Dist\u00e2ncia: <\/strong>Sol-Terra 150 MILH\u00d5ES DE km
\n Raio: <\/strong>695.000 km
\n Massa: <\/strong>1,99 . 1030 kg
\n Composi\u00e7\u00e3o: <\/strong>Hidrog\u00eanio – 71%
\n H\u00e9lio: <\/strong>26,5%
\n Outros: <\/strong>2,5%<\/p>\n<\/blockquote>\n

Por ser um corpo gasoso, o Sol<\/strong> gira muito rapidamente no equador, completando uma rota\u00e7\u00e3o a cada 26,7 dias e nos polos este tempo \u00e9 de 35 dias. Voc\u00ea ver\u00e1 que tamb\u00e9m nos planetas gasosos gigantes do sistema solar, (J\u00fapiter, Saturno e Netuno) a rota\u00e7\u00e3o \u00e9 muito r\u00e1pida.<\/p>\n

N\u00f3s hoje estimamos a idade do Sol, o seu di\u00e2metro, a massa e a sua luminosidade. Tamb\u00e9m conseguimos informa\u00e7\u00f5es detalhadas sobre o seu interior e a sua atmosfera. Estas informa\u00e7\u00f5es s\u00e3o importantes para a compreens\u00e3o de outras estrelas e de como elas evoluem. Podem ser examinados muitos processos f\u00edsicos com detalhes que ocorrem no Sol e em outros locais do universo. A astronomia solar nos ensina muito sobre as estrelas, os sistemas planet\u00e1rios, gal\u00e1xias, e o pr\u00f3prio universo.<\/p>\n

O interior do Sol foi dividido em quatro regi\u00f5es: <\/strong>n\u00facleo, regi\u00e3o de radia\u00e7\u00e3o, camada de interface e regi\u00e3o de convec\u00e7\u00e3o. Esta divis\u00e3o foi feita em fun\u00e7\u00e3o dos diferentes tipos de processos que ocorrem em cada um deles. No n\u00facleo \u00e9 gerada a energia. Esta energia se espalha atrav\u00e9s da radia\u00e7\u00e3o, principalmente raios gama e raios x pela regi\u00e3o de radia\u00e7\u00e3o.<\/p>\n

Na regi\u00e3o de convec\u00e7\u00e3o a energia se propaga atrav\u00e9s da convec\u00e7\u00e3o dos fluidos aquecidos at\u00e9 atingir a parte externa do Sol. A quarta regi\u00e3o \u00e9 uma pequena camada de interface entre a regi\u00e3o de radia\u00e7\u00e3o e a regi\u00e3o de convec\u00e7\u00e3o, acredita-se que \u00e9 este o local onde \u00e9 gerado o campo magn\u00e9tico do Sol .<\/p>\n

A Cromosfera<\/strong><\/p>\n

Acima da fotosfera encontramos a Cromosfera (esfera colorida), pode ser vista durante as eclipses solares totais, como um anel avermelhado, causada pelos \u00e1tomos de hidrog\u00eanio super aquecidos ao redor do Sol. <\/p>\n

As protuber\u00e2ncias possuem a forma de grandes labaredas, que podem atingir grandes alturas, o que significa dizer da ordem de 200.000km. Comparativamente ao tamanho da Terra, s\u00f3 para termos uma id\u00e9ia, ela pode ser superior as dimens\u00f5es do nosso Planeta.<\/p>\n

A cromosfera \u00e9 uma camada irregular, onde a temperatura sobe de 6000\u00b0 C para aproximadamente 20.000\u00b0 C. Nesta temperatura muito alta, o hidrog\u00eanio emite luz na cor avermelhada. Esta emiss\u00e3o colorida pode ser vista nas proemin\u00eancias solares, que s\u00e3o jatos de g\u00e1s luminoso que se eleva acima da cromosfera e que podem ser vistas durante um eclipse solar total.<\/p>\n

Quando observamos o sol com um filtro, para isolar algumas emiss\u00f5es de luz, temos uma vis\u00e3o interessante da cromosfera, onde podem ser estudados f\u00eanomenos que ali ocorrem.<\/p>\n

Coroa Solar<\/strong><\/p>\n

A medida que nos afastamos da “superf\u00edcie” a temperatura aumenta continuamente at\u00e9 atingir 50.000 \u00baC, enquanto a densidade cai muito em rela\u00e7\u00e3o a fotosfera. <\/p>\n

Logo a seguir encontramos uma regi\u00e3o chamada Coroa, que se extende para o espa\u00e7o na forma de vento solar.<\/p>\n

A Coroa \u00e9 a atmosfera exterior do Sol. \u00c9 vis\u00edvel durante o eclipse total do Sol como uma coroa branca perolada que cerca o Sol. A coroa exibe uma variedade de caracter\u00edsticas como as plumagens, loops e proemin\u00eancias.<\/p>\n

Na regi\u00e3o da coroa os gases s\u00e3o super-aquecidos a temperaturas superiores a 1.000.000\u00baC. A uma temperatura t\u00e3o alta os gases Hidrog\u00eanio e H\u00e9lio que s\u00e3o os mais abundantes nesta regi\u00e3o, perdem seus el\u00e9trons, isto acaba acontecendo at\u00e9 mesmo em outros \u00e1tomos como o Carbono, Nitrog\u00eanio e o Oxig\u00eanio.<\/p>\n

Para poder estudar a coroa hoje podemos utilizar um equipamento inventado por Bernardo Lyot (coron\u00f3grafo), n\u00f3s podemos produzir eclipses artificiais que cobrem o disco do Sol e filtra a luz que n\u00e3o nos interessa no estudo da coroa.<\/p>\n

Vento Solar<\/strong><\/p>\n

O Sol <\/strong>\u00e9 a fonte do vento solar, que \u00e9 o fluxo de gases que jorram do Sol, a uma temperatura de 1 milh\u00e3o de graus Celsius, carregado de part\u00edculas, principalmente de hidrog\u00eanio ionizado (el\u00e9trons e pr\u00f3tons). Este fluxo se desloca do Sol a uma velocidade muito grande indo para regi\u00f5es distantes do sistema solar, ultrapassando por exemplo a Terra, a uma velocidade aproximada de 18 milh\u00f5es de km\/h.<\/p>\n

Perturba\u00e7\u00f5es no vento solar provocam altera\u00e7\u00f5es significativas na Terra. Regi\u00f5es na superf\u00edcie do Sol emitem luz ultravioleta e raios X que acabam aquecendo a parte mais alta da atmosfera da Terra. Estas mudan\u00e7as podem provocar altera\u00e7\u00f5es nas \u00f3rbitas dos sat\u00e9lites artificiais e at\u00e9 danific\u00e1-los, podendo encurtar o seu tempo de permanencia ao redor da Terra. Esta radia\u00e7\u00e3o em excesso pode danificar fisicamente sat\u00e9lites e pode ser uma amea\u00e7a aos astronautas que estiverem no espa\u00e7o.<\/p>\n

Hoje como cada vez mais n\u00f3s dependemos dos sat\u00e9lites para comunica\u00e7\u00e3o, acabamos mais facilmente notando as mudan\u00e7as que ocorrem no Sol atrav\u00e9s do vento solar.<\/p>\n

As oscila\u00e7\u00f5es do campo magn\u00e9tico da Terra, alteradas pelas mudan\u00e7as no vento solar, pode tamb\u00e9m fazer seus estragos na superf\u00edcie da Terra. Os cabos de alta tens\u00e3o, que transportam energia el\u00e9trica entre esta\u00e7\u00f5es de alta tens\u00e3o, s\u00e3o afetados pela varia\u00e7\u00e3o do campo magn\u00e9tico, e isto acaba danificando os equipamentos das esta\u00e7\u00f5es.<\/p>\n

O Sol como um Laborat\u00f3rio F\u00edsico<\/strong><\/p>\n

Os cientista trabalham a d\u00e9cadas para tentar reproduzir as rea\u00e7\u00f5es nucleares de maneira controlada aqui na Terra.<\/p>\n

A maioria destes esfor\u00e7os est\u00e3o sendo feitos em m\u00e1quinas chamadas Tokamak, que atrav\u00e9s de campos magn\u00e9ticos intensos cria uma esp\u00e9cie de recipiente para conter o plasma extremamente aquecido. O plasma em f\u00edsica, \u00e9 uma mistura de \u00edons e el\u00e9trons que podem ser produzidos a altas temperaturas.<\/p>\n

Muitas pesquisas em astronomia solar consistem em observar e entender como se comporta o plasma solar, para poder reproduzir em pequena escala nos laborat\u00f3rios de pesquisa aqui na Terra. Desta forma a uma grande intera\u00e7\u00e3o entre os astr\u00f4nomos solares e os pesquisadores de v\u00e1rias \u00e1reas do conhecimento na Terra.<\/p>\n

Fonte: www.space.com\/br.geocities.com<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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