O Sol, a nossa Estrela Aluna: Monique Braga Orientadora: Ruth Bruno

O SOL, A NOSSA ESTRELA O Sol, nossa fonte de luz e de vida, é a estrela mais próxima de nós e a que melhor conhecemos. Basicamente, é uma enorme esfera de gás incandescente, em cujo núcleo acontece a geração de energia através de reações termo-nucleares. Embora o Sol não possua uma superfície sólida, esta camada de gás é chamada de superfície pois, devido a sua alta opacidade, não é possível observar as camadas interiores.

Algumas Características do Sol Massa: 1,989 x 1030 kg Raio: 695 500 km = 109 RTerra Distância: (1 UA) = 149 600 000 km Temperatura superficial: 5785 K Temperatura central: 15 000 000 K Luminosidade: 3,9×1026 watts = 3,9×1033 ergs/s Composição química principal: Hidrogênio = 91,2 % Hélio = 8,7% Oxigênio = 0,078 % Carbono = 0,043 %

Estrutura do Sol

Estrutura do Sol Núcleo Camada Radiativa Camada Convectiva Interior Fotosfera Cromosfera Coroa Atmosfera

O Núcleo O núcleo, com temperatura de cerca de 15 milhões de graus Kelvin, é a região onde a energia é produzida, por reações termo-nucleares. A energia gerada por essas reações é transportada para a superfície do Sol, por radiação e convecção, onde é liberada para o espaço em forma de luz e calor.

Região de Radiação Região de radiação é a camada que vem logo a seguir ao núcleo do Sol, cuja principal característica é a forma como se dá a propagação do calor produzido no núcleo do Sol, ou seja por irradiação. .

Região de Convecção O calor vindo da região de radiação faz com que o fluido fique instável e comece a "ferver", provocando o movimento de convecção. Estes movimentos de convecção levam o calor muito rapidamente à superfície. Os movimentos de convecção são visíveis na superfície pela formação de grãos, denominados grânulos

A Fotosfera É a camada visível do Sol e sua temperatura é de aproximadamente 5785K. Tem a aparência da superfície de um líquido em ebulição, cheia de bolhas, ou grânulos. Este fenômeno é chamado de granulação fotosférica. Os grânulos têm cerca de 5000 km de diâmetro e duram cerca de 10 min cada. Eles marcam os topos das colunas convectivas de gás quente, que se formam na zona convectiva, logo abaixo da fotosfera.

Nestas colunas, o gás quente das camadas interiores sobe e deposita a energia térmica nas camadas superiores. Ao perder o calor, aumenta de densidade e desce para as camadas mais internas. As regiões escuras entre os grânulos são regiões onde o gás mais frio e mais denso está indo para baixo.

Manchas Solares O fenômeno fotosférico mais notável é o das manchas solares, regiões irregulares que aparecem mais escuras do que a fotosfera circundante. As manchas solares tendem a se formar em grupos e estão associadas a intensos campos magnéticos no Sol. São regiões em que o campo magnético é muito mais intenso, inibindo o transporte convectivo o que as torna muito mais frias que a atmosfera.

A superfície visível do Sol, com algumas manchas solares. (NASA)

A Cromosfera A cromosfera do Sol normalmente não é visível, porque sua radiação é muito mais fraca do que a da fotosfera. Ela pode ser observada, no entanto, durante os eclipses, quando a Lua esconde o disco da fotosfera. Foto do eclipse total de 4 de novembro de 1994, mostrando a cromosfera e, principalmente, a coroa.

A Coroa A cromosfera gradualmente se funde na coroa, a camada mais externa e mais rarefeita da atmosfera do Sol. A coroa também é melhor observada durante eclipses, pois apesar de ter um brilho equivalente ao da lua cheia, ela fica obscurecida quando a fotosfera é visível.

O Efeito Estufa O efeito estufa é um fenômeno natural que mantém a Terra aquecida. Sem ele a Terra teria temperaturas médias abaixo de 10ºC negativos. Da radiação que o planeta recebe do Sol cerca de 35% vai ser refletida de novo para o espaço, ficando os outros 65% retidos na Terra.

O efeito dos raios infravermelhos sobre os gases presentes na atmosfera como o Dióxido de Carbono, Metano, Óxidos de Azoto e Ozônio vão reter esta radiação na Terra, permitindo que o planeta se aqueça. Nos últimos anos, a concentração de dióxido de carbono na atmosfera e de outros gases que contribuem para o Efeito de Estufa tem aumentado em virtude da utilização de petróleo, gás e carvão e da destruição das florestas tropicais.

Algumas consequências do Aquecimento do Planeta: O efeito conjunto de tais substâncias pode vir a causar um aumento da temperatura global (Aquecimento Global) estimado entre 2 e 6 ºC nos próximos 100 anos. Algumas consequências do Aquecimento do Planeta: Derretimento das calotas polares; Aquecimento das Grandes Cidades; Extinção de espécies animais e vegetais; Desertificação; Grandes Incêndios Florestais.

O Futuro do Sol: O Sol é uma estrela e por isso vai morrer um dia. Atualmente ele vive uma fase de tranquilidade, denominada de Sequencia Principal, que deve durar, no total, cerca de 10 bilhões de anos. Como ela se iniciou há cerca de 4,5 bilhões de anos, o Sol ainda tem pela frente aproximadamente 5,5 bilhões de anos de tranquilidade.

REFERÊNCIAS 1- Chaisson, Eric; McMillan Steve, Astronomy Today, 1996, Prentice Hall, New Jersey 2- Hester Jeff et al, 21st Century Astronomy, 2002, Norton & Company, London 3- Oliveira Filho, Kepler de Souza, Oliveira Saraiva, Maria de Fátima, Astronomia e Astrofísica, 2004, Editora Livraria da Física 4- http://en.wikipedia.org/wiki/ 5- www.astro.if.ufrgs.br 6- www.portaldoastronomo.org 7-www.aprendendofisica.ning.com 8-www.vbeatriz.zip.net 9-www.esquadriasprimos.com.br/portasmadeirajanelasvenezianas/efeito_estufa.jpg