Sol

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Nota: Para outros significados de Sol, ver Sol (desambiguação).

O Sol

Dados observacionais
Distância média da Terra	1,496×1011 m 8,317 min (499 sec), na velocidade da luz
Magnitude aparente (V)	−26,74 [1]
Magnitude absoluta	4,85 [2]
Classificação estelar	G2V
Metalicidade	Z = 0,0177 [3]
Diâmetro angular	31,6′ – 32,7′ [4]
Adjetivo	solar[5]
Características orbitais
Distância média do centro da Via Láctea	~2,5×1020 m 26 000 anos-luz
Período orbital galáctico	(2,25–2,50) × 108 anos
Velocidade	~2,20×105 m/s órbita em torno do centro da Galáxia ~2×104 m/s relativo à velocidade média de outras estrelas na vizinhança estelar.
Características físicas
Diâmetro médio	1,392×109[1] 109 × Terra
Raio equatorial	6,955×108[6] 109 × Terra[6]
Circunferência equatorial	4,379 × 109[6] 109 × Terra[6]
Achatamento	9 × 10−6
Área de superfície	6,0877 × 1018 m2[6] 11 990 Terra[6]
Volume	6,0877 × 1018 m2 [6] 1 300 000 × Terra
Massa	1,9891 × 1030[1] 332 900 × Terra[6]
Densidade média	1,408 × 103 kg/m3[1][6][7]
Densidade por região[8]	Núcleo: 1,5 ×10 5 kg/m3 Base da fotosfera: 2×10−4 kg/m3 Base da cromosfera: 5×10−6 kg/m3 Coroa solar: 1×10−12 kg/m3
Gravidade na superfície equatorial	274,0 m/s2 [1] 27,4 g}} 28 × Terra[6]
Velocidade de escape (da superfície)	617,7 km/s[6] 55 × Terra[6]
Temperatura da superfície (efetiva)	5 778 K[1]
Temperatura da coroa solar	~5×106 K
Temperatura do núcleo	~15,7 × 106 K[1]
Luminosidade (Lsol)	3,846 × 1026 W [1] ~3,75×10 28 lm}} ~98 lm/W eficiência
Intensidade (Isol)	2,009 × 107 W·m−2·sr−1
Características de rotação
Obliquidade	7,25° [1] (para a eclíptica) 67,23° (para o plano galático)
Ascensão reta do pólo norte[9]	286,13° 19h 4min 30s}}
Declinação do pólo norte	+63,87° 63°52' N
Período de rotação sideral (na latitude 16°)	25,38 dias [1] 25d 9h 7min 13s[9]
(no equador)	25,05 dias[1]
(nos pólos)	34,3 dias[1]
Velocidade de rotação (no equador)	7,189×103[6]
Composição fotosférica por massa[10]
Hidrogênio	73,46%
Hélio	24,85%
Oxigênio	0,77%
Carbono	0,29%
Ferro	0,16%
Enxofre	0,12%
Néon	0,12%
Nitrogênio	0,09%
Silício	0,07%
Magnésio	0,05%

O Sol (do latim Sol) é a estrela central do Sistema Solar, onde o qual todos os outros corpos do Sistema Solar, como planetas, planetas anões, asteroides, cometas e poeira, (e todos os satélites associados destes corpos), giram em torno. Responsável por 99,86% da massa do Sistema Solar, o Sol possui uma massa 332 900 vezes maior a da Terra, e um volume 1 300 000 vezes o volume da Terra.^[11]

A distância da Terra ao Sol é de cerca de 150 milhões de quilômetros, ou 1 unidade astronômica (UA). A luz solar demora aproximadamente 8 minutos e 18 segundos para chegar à Terra. Esta distância varia com o ano, de um mínimo de 147,1 milhões de quilômetros (0,9833 UA) no perifélio em 3 de janeiro, a um máximo de 152,1 milhões de quilômetros (1,017 UA) no afélio (em torno de 4 de julho).^[12] Energia do Sol, na forma de luz solar, suporta a maior parte da vida terrestre via fotossíntese,^[13] além de ser responsável pelo clima e tempo na Terra.

O Sol é composto primariamente de hidrogênio (74% de sua massa, ou 92% de seu volume) e hélio (24% da massa solar, 7% do volume solar), com traços de outros elementos, incluindo ferro, níquel, oxigênio, silício, enxofre, magnésio, néon, cálcio e crômio.^[14]

O Sol possui a classe espectral de G2V, que significa que o Sol possui uma temperatura de superfície de aproximadamente 5 780 K, dando-lhe uma cor branca, que é visto frequentemente como amarelo no céu terrestre, devido à dispersão dos raios na atmosfera terrestre, mais acentuado na cor azul. É esta dispersão da luz azul do espectro que dá ao céu sua cor característica.^[15] O espectro do Sol contem linhas de metais ionizados e neutros, bem como linhas de hidrogênio muito fracos. O V (5 em números romanos) na classe espectral indicam que o Sol, como a maioria de estrelas, é uma estrela da sequência principal. Isto significa que gera sua energia perto fusão nuclear do hidrogênio núcleos no hélio. Existem mais de 100 milhões de estrelas da classe G2 na Via Láctea. Considerado anteriormente como uma estrela pequena e relativamente insignificante, acredita-se atualmente que o Sol seja mais brilhante do que 85% das estrelas na Via Láctea, sendo a maioria das estrelas da galáxia anãs castanhas.^[16][17]

A coroa solar expande-se continuamente no espaço, criando o vento solar, uma corrente de partículas carregadas que estende-se até a heliopausa, a cerca de 100 UA do Sol. A bolha no meio interestelar formado pelo vento solar, a heliosfera, é a maior estrutura contínua do Sistema Solar.^[18][19]

O Sol orbita em torno do centro da Via Láctea, atravessando no momento a Nuvem Interestelar Local de gás de alta temperatura, no interior do Braço de Órion da Via Láctea, entre os braços maiores Perseus e Sagitário. Das 50 estrelas mais próximas do Sistema Solar, dentro de 17 anos-luz da Terra, o Sol é a quarta mais massiva.^[20] Diferentes valores de magnitude absoluta foram dados para o Sol, como, por exemplo, 4,85,^[21] e 4,81.^[22] O Sol orbita o centro da Via Láctea a uma distância de cerca de 24 a 26 mil anos-luz do centro galáctico, movendo-se geralmente na direção de Cygnus, completando uma órbita entre 225 a 250 milhões de anos (um ano galáctico). Acreditava-se que sua velocidade orbital era de 220 ± 20 km/s, mas uma estimativa precisa mais recente é de 251 km/s.^[23][24]

Visto que a Via Láctea está movendo-se na direção da constelação Hidra, com uma velocidade de 550 km/s, a velocidade do Sol com respeito para o radiação cósmica de fundo é de 370 km/s, na direção da constelação Crater.^[25]

Índice 1 Estrutura solar 1.1 Núcleo 1.1.1 Produção de energia 1.2 Zona de radiação 1.3 Zona de convecção 1.4 Fotosfera 1.5 Atmosfera 2 Campo magnético 3 Composição química 3.1 Elementos ionizados do grupo 8 3.2 Relação entre massa fracionada do Sol e dos planetas 4 Ciclo solar 4.1 Manchas solares 4.2 Possível ciclo a longo termo 5 Evolução 6 Luz solar 6.1 Eclipses do Sol 7 Sistema planetário 8 Movimento e localização dentro da Via Láctea 9 Problemas teoréticos 9.1 Problema do neutrino solar 9.2 Problema do aquecimento coronal 9.3 Paradoxo do jovem Sol fraco 9.4 Outras anomalias 10 História de observação 10.1 Na antiguidade 10.2 Desenvolvimento do conhecimento científico 10.3 Missões espaciais solares 11 Observação e efeitos em Terra 12 O Sol na cultura humana 13 Ver também 14 Notas 15 Referências 16 Leia mais 17 Ligações externas

[editar] Estrutura solar

O Sol, tal como outras estrelas, é uma esfera de plasma que encontra-se em equilíbrio hidrostático entre as duas forças principais que agem dentro dele. Em direção oposta ao núcleo solar, são as forças exercidas pela pressão termodinâmica, produto das altas temperaturas internas. Em direção ao núcleo solar, é a força exercida pela gravidade. O Sol é uma estrela da sequência principal que contém cerca de 99,86% da massa do Sistema Solar. É uma esfera quase perfeita, com um achatamento de apenas nove milionésimos,^[26] que significa que seu diâmetro polar difere de seu diâmetro equatorial por apenas 10 km. Como o Sol é uma esfera de plasma, e não é sólido, o Sol gira mais rápido em torno de si mesmo no seu equador do que seus pólos. Porém, devido à constante mudança do ponto de observação da Terra, à medida em que esta orbita em torno do Sol, a rotação aparente do Sol é de 28 dias.^[27] O efeito centrífuga desta lenta rotação é 18 milhões de vezes mais fraca do que a gravidade na superfície do Sol no equador solar. Os efeitos das forças de maré dos planetas no Sol são ainda mais fracos, não afetando significantemente o formato do Sol.^[28] O Sol é uma estrela da população I, rico em elementos pesados.^{[nota 1][30]} A formação do Sol pode ter sido gerado por ondas resultantes da explosão de um ou mais supernovas.^[31] Evidências incluem a alta abundância de metais pesados no Sistema Solar, tais como ouro e urânio, relativo às abundâncias destes elementos nas estrelas de população II (pobres em elementos pesados). Estes elementos foram provavelmente produzidos por reações nucleares endergônicas durante uma supernova, ou por transmutação nuclear via captura de nêutrons durante uma estrela de segunda geração massiva.^[30]

O Sol não possui uma superfície definida como planetas rochosos possuem, e nas partes exteriores, a densidade dos gases cai aproximadamente exponencialmente à medida em que vai-se afastando do centro solar.^[32] Mesmo assim, possui um interior bem definido. O raio do Sol é medido do centro solar até o limite da fotosfera. Esta é simplesmente uma camada acima do qual gases são frios ou pouco densos demais para radiar luz em quantidades significantes, e portanto, a superfície mais facilmente identificável a olho nu.^[33]

O interior solar possui três regiões diferentes: o núcleo, que é onde se produzem as reações nucleares que transformam a massa em energia através da fusão nuclear. Acima desta encontram-se a zona radioativa e a zona de convecção. O interior do Sol não é diretamente observável, já que a radiação é completamente absorvida (e reemitida) pelo plasma do interior solar, e o Sol em si mesmo é opaco à radiação electromagnética. Porém, da mesma maneira que sismologia utiliza ondas geradas por terremotos para revelar o interior da Terra, heliosismologia utiliza ondas de pressão (infravermelho) atravessando o interior do Sol para medir e visualizar o interior da estrutura do Sol.^[34] Modelos de computador também são utilizados como instrumentos teoréticos para investigar camadas mais profundas do Sol.

[editar] Núcleo

Ver artigo principal: Núcleo solar

Acredita-se que o núcleo do Sol estende-se do centro solar até 0,2 a 0,25 raios solares.^[35] O centro do Sol possui uma densidade de até 150 g/cm³,^[36][37] 150 vezes a densidade de água na Terra, e uma temperatura de cerca de 13 600 000 K. Análises recentes da missão SOHO indicam que a rotação do núcleo solar é mais rapido que o restante da zona de radiação.^[35] Presentemente, e durante a maior parte da vida solar, a maior parte da energia produzida pelo Sol é gerada por fusão nuclear via cadeia próton-próton, convertendo hidrogênio em hélio.^[38] Menos de 2% do hélio gerado no Sol provém do ciclo CNO. O núcleo solar é a única parte do Sol que produz energia em quantidade significante via fusão. O restante do Sol é aquecida pela energia transferida do núcleo para as regiões externas da estrela. Toda a nergia produzida pela fusão precisa passar por várias camadas até a fotosfera. antes de escapar para o espaço como luz solar ou energia cinética de partículas.^[39][40]

[editar] Produção de energia

Ver artigos principais: Cadeia próton-próton e nucleossíntese estelar.

A fusão de hidrogênio ocorre primariamente segundo uma cadeia de reações chamada de cadeia próton-próton:^[41]

4 ¹H → 2 ²H + 2 e⁺ + 2 ν_e (4,0 MeV + 1,0 MeV)

2 ¹H + 2 ²H → 2 ³He + 2 γ (5,5 MeV)

2 ³He → ⁴He + 2 ¹H (12,9 MeV)

Estas reações podem ser sumarizadas segundo a seguinte fórmula:

4 ¹H → ⁴He + 2 e⁺ + 2 ν_e + 2 γ (26,7 MeV)

O Sol possui cerca de 8,9 x 10⁵⁶ núcleos de hidrogênio (prótons livres), com a cadeia próton-próton ocorrendo 9,2 x 10³⁷ vezes por segundo no núcleo solar. Visto que esta reação utiliza quatro prótons, cerca de 3,7 x 10³⁸ prótons (ou 6,2 x 10¹¹ kg) são convertidos em núcleos de hélio por segundo.^[40] Esta reação converte 0,7% da massa fusionada em energia,^[42] e como consequência, cerca de 4,26 milhões de toneladas métricas por segundo são convertidos em 383 yotta-watts (3,83 x 10²⁶ W),^[40] ou 9,15 x 10¹⁰ megatoneladas de TNT, de energia, por segundo, segundo a equação de massa-energia de Albert Einstein E=mc².^[43]

A densidade de potência é de cerca de 194 µW/kg de matéria,^[44] embora visto que a parte da fusão solar ocorra no relativamente pequeno núcleo solar, a densidade da potência do plasma nesta região é 150 vezes maior.^[45] Em comparação, o calor produzido pelo corpo humano é de 1,3 W/kg, cerca de 600 vezes maior do que no Sol, por unidade de massa.^[46]

Mesmo tomando em consideração apenas o núcleo solar, com densidades 150 vezes maior do que a densidade média da estrela, o Sol produz relativamente pouca energia, de 0,272 W/m³, potência muito inferior àquela gerada por uma vela acesa.^{[nota 2]} O uso de plasma na Terra com parâmetros similares ao do núcleo solar é totalmente impraticável: mesmo uma usina modesta de 1 GW requeria cerca de 5 bilhões (5 mil milhões) de toneladas métricas de plasma.

A taxa de fusão nuclear depende bastante da densidade e da temperatura do núcleo, com a taxa de fusão no núcleo em auto-equilíbrio: uma taxa um pouco mais alta de fusão faz com que o núcleo aqueça, expandindo as camadas exteriores do Sol, e consequentemente, diminuindo a pressão gravitacional exercida pelas camadas externas contra o núcleo e a taxa de fusão. Com o diminuimento da taxa de fusão, as camadas externas contraem, aumentando sua pressão contra o núcleo solar, aumentando a taxa de fusão, e repetindo o ciclo.^[48][49]

Os prótons de alta energia (raios gamas) gerados pela fusão nuclear são absorvidos após milímetros por núcleos presentes no plasma solar, sendo re-emitidos novamente em uma direção aleatória, e com uma energia um pouco menor, e novamente absorvidos, com o ciclo repetindo-se. Como consequência, a radiação gerada pela fusão nuclear no núcleo solar demora muito tempo para chegar à superfície. Estimativas do tempo de viagem variam entre 10 a 170 mil anos.^[50]

Após passar pela camada de convecção até a superfície "transparente" da fotosfera, os fótons escapam como luz visível. Cada raio gama no núcleo solar é convertido em vários milhões de fótons visíveis antes de escaparem no espaço. Neutrinos também são gerados por fusão nuclear no núcleo solar, mas ao contrário dos fótons, raramente interagem com matéria, com a maior parte dos neutrinos produzidos escapando do Sol imediatamente. Por vários anos medidas do número de neutrinos produzidos pelo Sol eram três vezes mais baixos do que o predito. Este problema foi recentemente resolvido com a descoberta dos efeitos de oscilação de neutrinos. O Sol em fato produz o número de neutrinos predito em teoria, mas detectores de neutrinos na Terra não detectavam dois terços deles porque os neutrinos mudavam de sabor.^[51]

[editar] Zona de radiação

Ver artigo principal: Zona de radiação

Entre 0,25 e 0,7 raios solares do centro do Sol, o material solar é quente e denso o suficiente para permitir a transferência de calor do centro para fora via radiação térmica.^[45] Convecção térmica não ocorre nesta zona; apesar da temperatura desta região caia à medida em que a distância do centro solar aumenta (de 7 000 000 K para 2 000 000 K), o gradiente de temperatura é menor do que o gradiente adiabático, não permitindo a ocorrência de convecção.^[37] Calor é transmitido por radiação — íons de hidrogênio e hélio emitem fótons, que viajam apenas uma pequena distância antes de serem reabsorvidos por outros íons.^[45] A densidade cai 100 vezes (de 20 g/cm^³ para 0,2 g/cm^³) do interior para o exterior da zona de radiação.^[45][52]

Entre a zona de radiação e a zona de convecção existe uma camada de transição chamada de tacoclina. Esta é uma região onde a mudança súbita de condições ntre a rotação uniforma da zona radiatva e a rotação diferencial da zona de convecção resulta em grande tensão de cisalhamento — uma condição onde camadas horizontais sucessivas escorregam uma sobre as outras.^[53] A moção do fluído na zona de convecção gradualmente desaparece do topo do tacoclina até a parte inferior desta camada, aquirindo as mesmas características calmas da zona de radiação. Acredita-se que um dínamo magnético dentro desta camada gera o campo magnético solar.^[37]

[editar] Zona de convecção

Ver artigo principal: Zona de convecção

A zona de convecção é a camada externa do Sol, ocupando a região entre 0,7 raios solares (200 000 km abaixo da superfície solar) do centro do Sol até a superfície. Nesta região, o plasma solar não é denso ou quente o suficiente para transferir o calor do interior do Sol para fora via radiação — em outras palavras, não é opaco o suficiente. Como resultado, conveção térmica ocorre à medica em que colunas térmicas carregam material quente para a superfície solar. Quando a temperatura deste material cai na superfície, o material cai em direção da base da zona de convecção, onde recebe calor do topo da zona de radiação, e recomeçando o ciclo novamente. Na superfície solar, a temperatura cai para 5 700 K, e a densidade, para 0,2 g/m^³ (cerca de 1/10 000 da densidade do ar ao nível do mar.^[37]

As colunas térmicas na zona de convecção formam características físicas na superfície do Sol, na forma de grânulos solares e supergranulação. Tais grânulos são os os topos de células de convecção, estas possuindo cerca de 1 000 km de diâmetro.

A convecção turbulenta desta parte do interior solar gera um pequeno dínamo magnético que produz pólos norte e sul magnéticos em toda a superfície do Sol.^[37] As colunas térmicas são células de Bénard, e portanto, tendem a serem prismos hexagonais.^[54]

[editar] Fotosfera

Ver artigo principal: Fotosfera

A superfície visível do Sol, a fotosfera, é a camada sob a qual o Sol torna-se completamente opaca à luz visível.^[55] Visto que as camadas superiores à fotosfera também não são opacas à luz visível, a fotosfera é região mais funda observável do Sol.^[55] Nesta, e acima desta camada, luz visível é livre para propagar-se para o espaço, escapando do Sol totalmente. A mudança de opacidade é devido ao dmininuimento da abundância de íons de hidrogênio (H⁻), que absorvm luz visível facilmente.^[55] A luz visível é produzida por eléctrons que reagem com átomos de hidrogênio, produzindo íons H⁻.^[56][57]

Estima-se que a espessura da fotosfera seja entre dezenas a centenas de quilômetros, sendo um pouco menos opaca que o ar na atmosfera terrestre. Devido que a parte superior da fotosfera é mais fria do que a parte inferior, uma imagem do Sol aparenta ser mais brilhante no centro do que nas laterais do disco solar, fenômeno conhecido como escurecimento de bordo.^[55] O espectro de corpo negro da luz solar indica uma temperatura média de 5 775 K (ou 5 502 ^oC), misturada com linhas de absorção atômicas das camadas tênuas acima da fotosfera. A densidade de partículas da fotosfera é de ~10²³ m⁻³, aproximadamente 1% da densidade de partículas da atmosfera terrestre ao nível do mar.^[45][56][57] Nesta temperatura, a emissão de luz na fotosfera ocorre em todas as bandas do espectro luminoso, dando ao Sol uma cor branca, que aparenta ser amarelo no céu terrestre devido à dispersão da luz na atmosfera terrestre, mais acentuado nos comprimentos de onda azul, dispersão que também causa a cor azul característica do céu terrestre.^[15]

Durante os primeiros estudos do espectro óptico da fotosfera, algumas linhas de absorção foram encontradas que não correspondiam a nenhum elemento químico encontrado na Terra. Em 1868, Norman Lockyer hipotetizou que estas linhas eram causadas por um elemento químico não descoberto, que Lockyer chamou de "hélio", em referência ao Deus grego Hélios. Hélio seria isolado na Terra 25 anos mais tarde.^[58]

[editar] Atmosfera

As camadas superiores à fotosfera são chamadas coletivamente de atmosfera solar. Estas camadas podem ser vistas com telescópios operando em todo o espectro eletromagnético, do rádio, passando pela luz visível, até raio gama, e são compostas de cinco zonas principais: a "zona de temperatura mínima", a cromosfera, a região de transição solar, a coroa solar, e a heliosfera.^[55] A heliosfera, que pode ser considerado a região exterior tênue da atmosfera solar, estnde-se além da órbita de Plutão, até a heliopausa, onde forma uma onda de choque com o meio interestelar. A cromosfera, região de transição e a coroa são muito mais quentes do que a superfície do Sol.^[55] Não se sabe com exatidão porque isto acontece; evidência indica que ondas de Alfvén podem ter energia suficiente para aquecer a coroa.

A camada mais fria do Sol é a região de temperatura mínma, localizada 500 km acima da fotosfera, que possui uma temperatura de 4 100 K. ^[55] Esta parte do Sol é fria o suficiente para suportar moléculas simples como monóxido de carbono e água, que podem ser detectados por seus espectros de absorbção.^[59]

Acima da camada de temperatura mínima localiza-se a cromosfera, camada que possui cerca de 2 000 km de espessura, dominado por espectros de emissões e linhas de absorção.^[55] O nome desta camada provém do grego "chroma", que significa "cor", porque a cromosfera é visível como um flash colorido no início e fim de um eclipse total do Sol.^[45] A tempratura da cromosfera aumenta gradualmente com a altitude, chegando a até 20 000 K no topo.^[55] No topo da cromosfera, hélio torna-se parcialmente ionizado.^[60]

Acima da cromosfera localiza-se a zona de transição solar, uma camada fina, com cerca de 200 km de espessura, onde o qual a temperatura aumenta rapidamente de 20 000 K para temperaturas de coroa próximas a 1 000 000 K.^[61] O aumento rápido da temperatura é facilitado pela ionização completa do hélio na região de transição, que diminui significantemente o resfriamento radiativo do plasma.^[60] A região de transição não ocorre em uma altitude bem definida. Ao invés disso, forma um tipo de halo em torno de características da cromosfera, tais como espículas e filamentos solares, possuindo uma moção constante e caótica.^[45] A região de transição não é facilmente visível da superfície da Terra, mas é facilmente observável do espaço por instrumentos sensíveis ao extremo ultravioleta do espectro eletromagnético.^[62]

A coroa solar é a atmosfera extendida externa do Sol, que é muito maior em volume do que o Sol propriamente dito. A coroa expande continuamente no espaço, formando o vento solar, que preenche todo o interior do Sistema Solar.^[63] A base da coroa, que localiza-se muito próxima da superfície solar, possui uma densidade de partículas muito baixa, possuindo uma densidade de partículas de 10¹⁵–10¹⁶ m⁻³ na base, e diminundo com a altitude.^{[60][nota 3]} A temperatura média da coroa e do vento solar varia entre um milhão e dois milhões de kelvins, com a temperatura nas regiões mais quentes alcançando 8 milhões a 20 milhões de kelvins.^[61] Presentemente não existe uma teoria explicando por completo a causa das altas temperaturas da coroa, sendo este um dos maiores problemas da física solar.^[64] Porém, sabe-se que parte do calor provém de reconexão magnética.^[61][63]

A heliosfera, que é a cavidade em torno do Sol preenchido com o plasma do vento solar, estende-se de 20 raios solares (0,1 UA), até o limite do Sistema Solar. Seu limite interior é definido como a camada onde o vento solar torna-se "superalfvénico" — isto é, onde a velocidade do vento solar torna-se mais rápido do que a velocidade das ondas de Alfvén.^[65] Turbulência e forças dinâmicas fora deste limite não podem afetar o formato da coroa solar no interior deste limite, uma vez que informação pode viajar apenas na velocidade das ondas de Alfvén. O vento solar continuamente sopra em direção ao exterior do Sistema Solar dentro da heliosfera, carregando material através do Sistema Solar, até encontrar a heliopausa, a mais de 50 UA do Sol. A moção do vento solar faz com que o campo magnético solar adquira um formato de espiral.^[63] Em dezembro de 2004, a sonda espacial Voyager 1 passou por uma região de choque, o qual cientistas acreditam ser parte da heliopausa. Ambas as sondas Voyagers registraram um aumento no número de partículas energéticas à medida em que elas aproximaram-se do limite.^[66]

[editar] Campo magnético

Ver artigo principal: Campo magnético estelar

O Sol é uma estrela magneticamente ativa, suportando um forte campo magnético, cujas condições mudam constantemente, variando de ano para ano, revertendo direção a cada 11 anos, aproximadamente, em torno do máximo solar.^[68] O campo magnético do Sol gera vários efeitos que são chamados coletivamente de atividade solar, que incluem manchas solares na superfície do Sol, erupções solares, e variações no vento solar.^[69] Efeitos da atividade solar na Terra incluem auroras em moderadas a altas latitudes, a disrupção de comunicação de rádio e potência elétrica. Acredita-se que a atividade solar tenha tido um importante papel na formação e evolução do Sistema Solar. A atividade solar constantemente muda a estrutura da ionosfera terrestre.^[70]

Toda a matéria no Sol está presente na forma de gás e plasma, devido a sua alta temperatura. Isto torna possível rotação diferencial, com o Sol girando mais rápido no seu quador (onde o período de rotação é de 25 dias) do que em latitudes mais altas (com o período de rotação solar sendo de 35 dias nos pólos solares). A rotação diferencial do Sol faz com que as linhas do campo magnético entortam com o tempo, fazendo com que anéis coronais eruptem da superfície do Sol, e causando a formação de manchas solares e de proeminências solares, via reconexão magnética. Este entortamento gera o dínamo solar, e o ciclo solar de atividade magnética, que repete-se a cada 11 anos, visto que o campo magnético solar reverte-se a cada 11 anos.^[71][72]

O campo magnético solar estende-se bem além do Sol. O plasma magnetizado do vento solar transporta o campo magnético solar no espaço, formando o campo magnético interplanetário.^[63] Visto que o plasma pode mover apenas nas linhas do campo magnético, as linhas do campo magnético interplanetário inicialmente eswticam-se radialmente do Sol. Uma camada fina de correntes difusas no plano equatorial solar existe por causa que campos acima e abaixo do equador solar possuem polaridades diferentes. Esta camada é chamada de corrente heliosférica difusa.^[63] À medida em que a distância do Sol aumenta, a rotação solar entorta as linhas do campo magnéticos e a corrente difusa, formando uma estrutura similar à uma espiral de Arquimedes, chamada de espiral de Parker.^[63] O campo magnético interplanetário é muito mais forte do que o componente dipolar do campo magnético solar. Enquanto que a última possui 50 a 400 T na fotosfera, reduzindo com o cubo da distância para 0,1 T na órbita terrestre, o campo magnético interplanetário na órbita terrestre é 100 vezes maior, com cerca de 5 T.^[73]

[editar] Composição química

O Sol é composto primariamente dos elementos químicos hidrogênio e hélio; estes compõem 74,9% e 23,8%, respectivamente, da massa do Sol, na fotosfera.^[74] Todos os elementos mais pesados, chamados de metais na astronomia, compõem menos de 2% da massa solar. Os metais mais abundantes são oxigênio (compondo cerca de 1% da massa do Sol), carbono (0,3%), néon (0,2%), e ferro (0,2%).^[75]

O Sol herdou sua composição química do meio interestelar do qual a estrela foi formada: o hidrogênio e o hélio foram produzidos na nucleossíntese do Big Bang, enquanto que os metais foram produzidos por nucleossíntese estelar em gerações de estrelas que completaram sua evolução estelar, e retornaram seus materiais para o meio interestelar antes da formação do Sol.^[75] A composição química da fotosfera é normalmente considerada representativo da composição do Sistema Solar primordial.^[76] Porém, desde que o Sol foi formada, o hélio e os metais presentes nas camadas externas do Sol gradualmente afundaram em direção ao centro solar. Portanto, a fotosfera presentemente contém um pouco menos de hélio, e apenas 84% dos metais, que o Sol protoestrelar tinha; esta era composta de 71,1% hidrogênio, 27,4% hélio, e 1,5% metais, em massa.^[74]

Fusão nuclar no núcleo do Sol modificou a composição química do interior solar. Presentemente, o núcleo do Sol é composto de 60% hélio, com a abundância de metais não modificados. Visto que o interior do Sol é radiativo, não convectivo, o hélio e outros produtos gerados pela fusão nuclear não subiram para camadas superiores.^[75]

As abundâncias dos metais descritas acima são tipicamente medidas utilizando espectroscopia da fotosfera do Sol, e de medidas da abundância destes metais em meteoritos que nunca foram aquecidos para temperaturas acima do ponto de fusão. Acredita-se que estes meteoritos retém a composição do Sol protoestelar, e portanto, não são afetados pelo afundamento dos elementos mais pesados. Resultados dos dois métodos descritos geralmente são bem aproximadas.^[14]

[editar] Elementos ionizados do grupo 8

Durante a década de 1970, extensiva pesquisa foi realizada sobre as abundâncias dos elementos do grupo 8 no Sol.^[77][78] Apesar disso, a determinação da abundância de certos elementos tais como cobalto e manganês fora difícil até 1978 por causa de suas estruturas hiper-finas.^[77]

A força vibracional de todos os elementos ionizados do grupo 8 foram produzidos pela primeira vez durante a década de 1960,^[79] e melhorias na forças de oscilamento foram produzidas em 1976.^[80] Em 1978, as abundâncias de elementos ionizados do grupo 8 foram produzidas.^[77]

[editar] Relação entre massa fracionada do Sol e dos planetas

Vários autores consideraram a existência de uma relação de massa fracionada entre as composições isotópicas dos gases nobres do Sol e dos planetas,^[81] tais como néon e xénon.^[82] Acreditava-se que todo o Sol possuía a mesma composição da atmosfera solar, ao menos até 1983.^[83]

Em 1983, uma nova teoria argumentando que o fracionamento do Sol é o que causa a relação entre as composições isotópicas dos gases nobres dos planetas e do vento solar.^[83]

[editar] Ciclo solar

[editar] Manchas solares

Ver artigo principal: Mancha solar

Quando o Sol é observado com os filtros apropriados, as características mais imediatamente visíveis são geralmente suas manchas, que são áreas bem definidas na superfície solar, que aparentam ser mais escuras do que a região ao seu redor, pelo fato destas manchas possuírem temperaturas mais baixas do que as regiões ao seu redor. Manchas solares são regiões de intensa atividade magnética onde convecção é inibida por fortes campos magnéticos, reduzindo transporte de energia do interior quente do Sol, fazendo que estas regiões possuam uma temperatura mais baixa do que ao redor. O campo magnético gera intenso aquecimento da coroa solar, formando regiões ativas que são as fontes de erupções solares e ejeção de massa coronal. As maiores manchas solares podem possui dezenas de quilômetros de diâmetro.^[84]

O número de manchas solares visíveis no Sol não é constante, mas varia ao longo de um ciclo de 11 anos chamada de ciclo solar. No início do ciclo solar (no chamado período de atividade mínima), poucas manchas são visíveis, e por vezes nenhuma é vista. Estas que aparecem estão em altas latitudes solares. À medida em que o ciclo solar continua, o número de manchas aumenta, e as manchas movem-se em direção ao equador solar, um fenômeno descrito pela lei de Spörer. Manchas solares geralmente ocorrem em pares, de polaridade opostas. A polaridade magnética dos pares alternam-se a cada ciclo solar (relativo à posição do par), tendo um pólo magnético norte em um ciclo e sul no próximo (e vice-versa na outra mancha).^[85]

O ciclo solar possui grande influência na meteorologia do espaço, e influencia significantemente o clima na Terra, visto que a luminosidade solar é diretamente relacionado com a atividade magnética do Sol. Quando o Sol está no período de atividade mínima é correlacionado com temperaturas médias mais baixas do que o normal na Terra, enquanto que temperaturas médias mais altas do que o normal são correlacionadas com ciclos solares mais longos que o geral. No século XVII, o ciclo solar aparentemente parou por completo por várias décadas, visto que poucas manchas solares foram observadas durante este período. A Europa experenciou temperaturas muito baixas durante este século, conhecida como o mínimo de Maunder ou a Pequena Idade do Gelo.^[86] Períodos estendidos de atividade mínima mais antigos foram descobertos através da análise de anéis de árvores, também aparentemente coincidindo com temperaturas globais mais baixas do que o normal.^[87]

Estudos de heliosismologia executados a partir de sondas espaciais permitiram observar certas "vibrações solares", cuja freqüência cresce com o aumento da atividade solar, acompanhando o ciclo de 11 anos de erupções, a cada 22 anos existe a manifestação do chamado hemisfério dominador, além da movimentação das estruturas magnéticas em direção aos pólos, que resulta em dois ciclos de 18 anos com incremento da atividade geomagnética da Terra e da oscilação da temperatura do plasma ionosférico na estratosfera da atmosfera terrestre.

[editar] Possível ciclo a longo termo

Uma teoria recente argumenta que instabilidades magnéticas existem no núcleo do Sol, causando flutuações com períodos de 41 000 ou 100 000 anos. Isto poderia melhor explicar as idades do gelo do que o ciclos de Milankovitch.^[88][89]

[editar] Evolução

Ver artigos principais: Formação e evolução do Sistema Solar e evolução estelar.

O Sol formou-se cerca de 4,57 bilhões (4,567 mil milhões) de anos atrás quando uma nuvem molecular entrou em colapso.^[90] Evolução estelar é medida em duas maneiras: através da presente idade da sequência principal do Sol, que é determinada através de modelagem computacionais de evolução estelar; e nucleocosmocronologia.^[91] A idade medida através destes procedimenos está de acordo com a idade radiométrica do material mais antigo encontrado no Sistema Solar, que possui 4,567 bilhões (4,567 mil milhões) de anos.^[92][93]

O Sol está aproximadamente no metade da sequência principal, período onde o qual fusão nuclear fusiona hidrogênio em hélio. A cada segundo, mais de 4 milhões de toneladas de matéria são convertidas em energia dentro do centro solar, produzindo neutrinos e radiação solar. Nesta velocidade, o Sol converteu cerca de 100 massas terrestres de massa em energia, desde sua formação até o presente. O Sol ficará na sequência principal por cerca de 10 bilhões (10 mil milhões) de anos.^[94]

Em cerca de 5 bilhões (5 mil milhões) de anos, o hidrogênio no núcleo solar esgotará. Quando isto ocorrer, o Sol entrará em contração devido à sua própria gravidade, elevando a temperatura do núcleo solar até 100 milhões de kelvins, suficiente para iniciar a fusão nuclear de hélio, produzindo carbono, entrando na fase do ramo gigante assimptótico.^[30]

O destino da Terra é precário. Como uma gigante vermelha, o Sol terá um raio máximo maior de 250 UA, maior do que a órbita atual da Terra.^[95] Porém, quando o Sol tornar-se uma gigante vermelha, a estrela terá perdido cerca de 30% de sua massa atual, devido à massa perdida no vento solar, com os planetas afastando-se gradualmente do Sol, à medida que o Sol perde massa. Este fator por si mesmo provavelmente seria o suficiente para permitir que a Terra não fosse engolida pelo Sol, visto que a Terra afastaria-se o suficiente da estrela, mas pesquisas recentes mostram que a Terra será engolida pelo Sol devido à forças de maré.^[95][96]

Mesmo que a Terra não seja incinerada pelo Sol, a água do planeta evaporará, e a maior parte de sua atmosfera escapará para o espaço. De fato, o Sol gradualmente torna-se mais brilhante com o passar do tempo, mesmo na sequência principal (10% a cada 1 000 000 000 anos), com sua temperatura de superfície gradualmente aumentando com o tempo. O Sol foi no passado menos brilhante, sendo que no início possuía 75% da luminosidade atual, uma possível razão pela qual vida em terra firme somente existiu nos últimos 1 000 000 000 anos. Em outros 1 000 000 000 anos, o aumento da temperatura fará com que a superfície da Terra torne-se quente demais para possibilitar a existência de água líquida, e portanto, impossibilitando vida na Terra em sua forma atual.^[95][97]

A fusão de hélio sustentará o Sol por cerca de 100 milhões de anos, quando então o hélio no núcleo solar esgotará. O Sol não possui massa o suficiente para converter carbono em oxigênio, e portanto, não explodirá como uma supernova. Ao invés disso, após o término da fusão de hélio, intensas pulsasões térmicas fará com que o Sol ejete suas camadas exteriores, formando uma nebulosa planetária. O único objeto que permanecerá após a ejeção será o extremamente quente núcleo solar, que resfriará gradualmente, permanecendo como uma anã branca com metade da massa atual (com o diâmetro da Terra) por bilhões (mil milhões) de anos. Este cenário de evolução estelar é típico de estrelas de massa moderada e baixa.^[98][99]

[editar] Luz solar

Ver artigo principal: Luz solar

A luz solar é a principal fonte de energia da Terra. A constante solar é a quantidade de potência que o Sol deposita por unidade de área diretamente exposta para luz solar. A constante solar é igual a aproximadamente 1 368 W/m² a 1 UA do Sol, ou seja, na ou próxima à órbita da Terra,^[100] sendo que o planeta recebe por segundo 50 000 000 GW.^{[nota 4]} Porém, a luz solar na superfície da Terra é atenuada pela atmosfera terrestre, diminuindo a potência por unidade de área recebida na superfície para aproximadamente 1 000 W/m² no zênite, em um céu claro.^[102] A energia solar pode ser coletada através de uma variedade de processos sintéticos e naturais.

A luz solar é indispensável para a manutenção de vida na Terra, sendo responsável pela manutenção de água no estado líquido, condição indispensável para permitir vida como se conhece, e, através de fotossíntese em certos organismos (utilizando água e dióxido de carbono), produz o oxigênio (O₂) necessário para a manutenção da vida nos organismos dependentes deste elemento e compostos orgânicos mais complexos (como glucose) que são utilizados por tais organismos, bem como outros que alimentam-se dos primeiros. A energia solar também pode ser capturada através de células solares, para a produção de eletricidade ou efetuar outras tarefas úteis (como aquecimento). Mesmo combustíveis fósseis tais como petróleo foram produzidos via luz solar — a energia existente nestes combustíveis foi originalmente convertida de energia solar via fotossíntese, em um passado distante.^[103]

[editar] Eclipses do Sol

Ver artigo principal: Eclipse solar

Um eclipse solar ocorre quando a Lua passa na frente do Sol e da Terra, cobrindo parcialmente ou totalmente o Sol. Estes eventos podem ocorrer apenas durante a Lua nova, onde o Sol e a Lua estão em conjunção, como visto da Terra. Entre dois a cinco eclipses solares ocorrem por ano na Terra, com o número de eclipses totais do Sol variando entre zero e dois.^[104] Eclipses totais do Sol são raras em uma localização qualquer na Terra devido que cada eclipse total existe apenas em um estreito corredor na área relativamente pequena da penumbra da Lua.

[editar] Sistema planetário

Ver artigo principal: Sistema Solar

O Sol, como várias outras estrelas, possui seu próprio sistema planetário, que é o Sistema Solar, constituido de todos os corpos celestes que orbitam em torno do Sol devido à atração gravitacional solar. Estes corpos estão divididos em três categorias principais: planetas, planetas anões e corpos menores, bem como seus respectivos satélites.^[105]

Oito planetas orbitam em torno do Sol: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Neptuno. Os planetas podem ser classificados como sólidos ou gasosos, ou, mais especificamente, de acordo com suas características físico-químicas, com os planetas mais próximos do Sol sendo sólidos e densos, mas de relativa pouca massa; e os planetas mais afastados sendo gasosos massivos de baixa densidade.^[105]

Plutão foi considerado desde sua descoberta em 1930 até 2006 como o nono planeta do Sistema Solar. Em 2006, a União Astronômica Internacional criou a classificação de planeta anão, com Plutão, Eris, Haumea e Makemake, todos plutoides, Ceres, localizado no cinturão de asteroides. O número de planetas anões poderá crescer nos próximos anos à medida em que novos plutoides são descobertos.

Os corpos menores pertencem à vários grupos de objetos. Entre Marte e Júpiter localiza-se o cinturão de asteroides, com asteroides troianos nas órbitas de Júpiter e Neptuno. Além da órbita de Neptuno localiza-se o cinturão de Kuiper. Entre 20 a 100 mil UA do Sol localiza-se a Nuvem de Oort, hipotetizada como a fonte de cometas do Sistema Solar.

Todos estes objetos constituem em conjunto uma pequena porção da massa total do Sistema Solar (0,14%), com o Sol constituindo a maior parte da massa total do Sistema Solar. O espaço entre corpos celestes dentro do Sistema Solar não é vazio, sendo preenchido por plasma proveniente do vento solar, bem como poeira, gás e partículas elementares, que constituem o meio interplanetário.^[105]

[editar] Movimento e localização dentro da Via Láctea

O Sol localiza-se próximo ao limite anterior do Braço de Órion na Nuvem Interestelar Local ou Cinturão de Gould, a uma distância hipotetizada de 7,5 a 8,5 kpc (25 a 28 mil anos-luz) do centro da Via Láctea,^{[106][107][108][109]} dentro da Bolha Local, um espaço de gás quente rarefeito, possivelmente produzido por remanescentes da supernova Geminga.^[110] A distância entre o braço local e o próximo braço, o Braço de Perseus, é de cerca de 6,5 mil anos-luz.^[111] O Sol, e portanto, o Sistema Solar, encontra-se na zona habitável da galáxia.

O ápice solar é a direção do Sol em sua órbita na Via Láctea. A direção geral da moção solar aponta para a estrela Vega, próxima à constelação Hércules, a um ângulo de cerca de 60 graus para a direção do centro galáctico. Para um observador em Alpha Centauri, o sistema estelar mais próximo do Sistema Solar, o Sol apareceria na constelação Cassiopéia.^[112]

Acredita-se que a órbita do Sol em torno do centro da Via Láctea seja elíptica, com a adição de pertubarções devido aos braços espirais galáctiocs e de distribuição não uniforme de massa na galáxia. Além disso, o Sol oscila para cima e para baixo, relativo ao plano galáctico, cerca de 2,7 vezes por órbita. Isto é similar ao funcionamento de um oscilador harmônico simples sem força de arrasto. Cientistas afirmaram que os eventos de passagem do Sistema Solar nos braços espirais de maior densidade muitas vezes coincide com eventos de extinção em massa na Terra, possivelmente devido a um aumento de eventos de impacto causado por distúrbios gravitacionais de estrelas próximas.^[113] O Sistema Solar completa uma órbita em torno do centro da Via Láctea (um ano galáctico) a cada 225-250 milhões de anos.^[114] com o Sol tendo completado entre 20 e 25 órbitas desde sua formação. A velocidade orbital do Sistema Solar em torno do centro da galáxia é de cerca de 251 km/s.^[23] Nesta velocidade, o Sol toma cerca de 1,4 mil anos-luz para percorrer um ano-luz, ou oito dias para percorrer 8 UA.^[115]

A moção do Sol relativo ao baricentro do Sistema Solar é complicado por pertubarções dos planetas. A cada séculos, esta moção alterna entre retrógrado e prógrado.^[116]

[editar] Problemas teoréticos

[editar] Problema do neutrino solar

Ver artigo principal: Problema dos neutrinos solares

Por muitos anos o número de neutrinos elétron solares detectado na Terra era um terço a metade do número predito no modelo solar padrão. Esta anomalia foi chamada de problema dos neutrinos solares. Teorias que foram propostas para resolver o problema tentaram ou reduzir a temperatura do interior solar para explicar os números menores, ou argumentaram que neutrinos elétron podem oscilar — mudar de sabor — durante a jornada do núcleo solar para a Terra, para os neutrinos tau e múon, ambos indectetáveis com a tecnologia da época.^[117] Vários observatórios de neutrinos foram construídos na década de 1980 para medir o fluxo de neutrinos solares o mais precisamente possível, tais como o Observatório de Neutrinos de Sudbury e Kamiokande.^[118] Data destes observatórios eventualmente levou à descoberta que neutrinos possuem uma pequena massa, e que oscilam, mudando de sabor.^[119][51] Além disso, em 2001, o Observatório de Neutrinos de Sudbury conseguiu detectar diretamente todos os três tipos de neutrino, e descobriu que a emissão solar de neutrinos é aproximadamente a mesma predita no Modelo Solar Padrão, embora dependendo da energia dos neutrinos, neutrinos elétron podem chegar a compor apenas um terço do número total. ^[118][120] Esta proporção é similar ao predito pelo efeito Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein, que descreve a oscilação de neutrinos em matéria. Como consequência, o problema do neutrino solar é considerado resolvido.^[118]

[editar] Problema do aquecimento coronal

Ver artigo principal: Coroa solar

Sabe-se que a fotosfera, a superfície visível do Sol, possui uma temperatura de cerca de 6 000 K. Acima da fotosfera, porém, na coroa solar, as temperaturas aumentam para 1 a 2 milhões K.^[61] A alta temperatura da coroa solar indica que esta região é aquecida por um outro mecanismo além de condução térmica da fotosfera.^[63]

Acredita-se que a energia necessária para aquecer a coroa solar é fornecida pela moção turbulenta na zona de convecção sob a fotosfera, e dois mecanismos primários foram propostos para explicar este aquecimento.^[61] O primeiro mecanismo é aquecimento ondular, onde o qual ondas sonoras, gravitacionais ou magnetohidrodinâmicas são produzidos pela turbulência na zona de convecção.^[61] Estas ondas locomovem-se para a superfície, e dissipam na coroa, depositando sua energia no gás ambiente na forma de calor.^[121] O outro mecanismo é aquecimento magnético, onde o qual energia magnética é estocada continuamente pela moção fotosférica, e solta através de reconexão magnética, primariamente através de grandes erupções solares, embora erupções solares de menor tamanho mais comuns do que grandes erupções, embora a energia total hipotetizada solta por microerupções (erupções de tamanho muito menor) seja significantemente menor do que a energia total solta por erupções solares tradicionais — também contribuam para o aquecimento da coroa solar.^[122]

Não se sabe mecanismos de aquecimento ondular são efetivamente responsáveis pelo aquecimento da coroa solar. Análises mostram que todos os tipos de ondas exceto ondas de Alfvén dissipam-se antes de chegar na coroa solar.^[123] Além disso, ondas de Alfvén não dissipam-se com facilidade na coroa solar. Consequentemente, pesquisas sobre o problema do aquecimento da coroa solar estão centralizadas sobre mecanismos magnéticos de aquecimento.^[61]

[editar] Paradoxo do jovem Sol fraco

Ver artigo principal: Paradoxo do jovem Sol fraco

Modelos teoréticos do desenvolvimento do Sol sugerem que, entre 3,8 a 2,5 bilhões de anos atrás, durante o arqueano, o Sol possuía apenas 75% do brilho atual. Com esta potência, a energia solar recebida pela Terra não seria suficiente para sustentar água no estado líquido, e portanto, vida não poderia ter desenvolvido-se durante este período.^{[nota 5][125]} Porém, estudos geológicos mostram que a temperatura terrestre tem permanecido estável desde o término de sua formação, e que de fato, a Terra era mais quente após ter completado sua formação do que no presente. O consenso entre cientistas é que a antiga atmosfera terrestre possuía quantidades maiores de gases do efeito estufa (tais como dióxido de carbono, metano e/ou amônia) do que atualmente, tornando possível estocar calor suficiente para compensar pela menor quantidade de energia solar recebida pelo planeta.^[126]

[editar] Outras anomalias

O Sol está atualmente comportando-se inesperadamente em várias maneiras:^[127][128]

• O Sol está no meio de um período de atividade mínima do ciclo solar, muito mais longo, e com uma percentagem de dias onde o Sol não possui nenhuma mancha solar, do que o esperado; desde maio de 2008, várias predições foram feitas indicando o aumento iminente da atividade solar, todas elas refutadas.
• O brilho atual do Sol é menor do que o usual durante o período de atividade mínima do ciclo solar.
• Nas últimas duas décadas, a velocidade do vento solar caiu 3%, sua temperatura caiu 13%, e sua densidade, 20%.
• O campo magnético do Sol possui apenas metade da força registrada no último período de atividade mínima do ciclo solar, em 1987. Como resultado, a heliosfera, que preenche o Sistema Solar, diminuiu de tamanho, resultando no aumento da radiação cósmica atingindo a Terra e sua atmosfera.

[editar] História de observação

[editar] Na antiguidade

O conhecimento mais fundamental da humanidade sobre o Sol é esta como um disco luminoso no céu, cuja presença acima do horizonte cria o dia, e sua ausência cria a noite. Várias culturas pre-históricas e antigas acreditavam que o Sol era uma deidade solar, ou outro fenômeno supernatural. O veneramento do Sol foi um aspecto central de civilizações como os Incas da América do Sul e os Aztecas no atual México. Vários monumentos antigos foram construídos com fenômenos solares em mente; por exemplo, monumentos megalíticos podem ser encontrados em Nabta Playa (no Egito), em Mnajdra (em Malta) e em Stonehenge (no Reino Unido). Newgrange, um monte pre-histórico construído na Irlanda, foi construído para detectar o solstício de inverno; a pirâmide de Templo de Kukulcán, em Chichén Itzá (no México), foi desenhada para lançar sombras com o formato de serpentes subindo a pirâmide, nos equinócios de primavera e outono.

Durante a era do Império Romano, o aniversário do Sol era um feriado celebrado como Sol Invictus ("Sol não-conquistado"), logo após o solstício de inverno, pode ter sido um antecedente do Natal. Com respeito a estrelas fixas, o Sol, relativo à Terra, aparenta girar uma vez por ano em torno da eclíptica, pelo zodíaco, fazendo com que astrônomos gregos considerassem o Sol como um dos sete planetas (do grego planetes, que significa "perambulador"), etimologia explicando o nome dos sete dias da semana em vários idiomas.^{[129][130][131]}

[editar] Desenvolvimento do conhecimento científico

Uma das primeiras pessoas a oferecer uma explicação científica ou filosófica do Sol foi o antigo filósofo grego Anaxágoras de Clazômenas, que chegou à conclusão que o Sol era uma bola enorme de metal em chamas maior do que até o Peloponeso, e não a biga de Hélios.^[132] Por ensinar esta heresia, Anaxagoras foi preso pelas autoridades locais, e condenado à morte, embora foi solto através da intervenção de Péricles. Eratóstenes, no século III a.C., estimou que a distância entre o Sol e a Terra de "estádios de miríades 400 e 80 000", cuja tradução é ambígua, visto que pode significar ou 4,08 milhões de estádios (755 mil km), ou 804 milhões de estádios (148 a 153 milhões de km); o último valor possui apenas uma pequena percentagem de diferença com o valor aceitado atualmente. No século I a.C., Ptolomeu estimou a distância entre o Sol e a Terra como 1 210 vezes o raio terrestre.^[133]

Contribuições árabes medievais incluem a descoberta de que a direção da excentricidade orbital do Sol está em constante mudança (o equivalente do movimento da Terra ao longo de uma órbita elíptica na astronomia moderna), por Albatenius,^[134] e Ibn Yunus recordou mais de 10 000 entradas sobre a posição do Sol utilizando um grande astrolábio.^[135]

Acredita-se que a primeira teoria heliocêntrica, onde o Sol é o centro pelo qual os planetas orbitam, foi proposta pela primeira vez por Aristarco de Samos. Vários astrónomos babilônicos, indianos, e árabes posteriormente também propuseram teorias heliocêntricas, na antiguidade e na era medieval. Esta teoria foi revivida no século XVI por Nicolau Copérnico. No início do século XVII, a invenção do telescópio permitiu observações detalhadas das manchas solares por Thomas Harriot, Galileu Galilei, e outros astrônomos. Galileu realizou uma das primeiras observações ocidentais de manchas solares, teorizando que tais eram características na superfície solar ao invés de pequenos objetos passando entre a Terra e o Sol.^[136] Manchas solares, porém, já haviam sido observadas desde a dinastia Han, com astrônomos chineses mantendo documentos escritos destas observações por séculos.

Em 1672, Giovanni Cassini e Jean Richer determinaram a distância entre a Terra e Marte, e com os novos dados, foram capazes de calcular a distância entre a Terra e o Sol. Isaac Newton observou a luz solar utilizando um prisma, mostrando que a luz solar é feito de várias cores,^[137] e em 1800, William Herschel descobriu a radiação infravermelha, também utilizando um prisma exposto à luz solar. A descoberta foi realizada após Hershel ter notado os novos raios, localizados além da parte vermelha da luz visível do espectro solar.^[138] Durante o século XIX, estudos de espectroscopia avançaram significantemente, e Joseph von Fraunhofer fez as primeiras observações de linhas de absorção no espectro solar, os mais fortes dos quais são ainda comumente chamadas de linhas de Fraunhofer. Ao expandir o espectro de luz do Sol, o número de cores desaparecidas no espectro aumenta drasticamente.

A fonte de energia do Sol foi um significante mistério durante os primeiros anos da era científica moderna. Lord Kelvin sugeriu que o Sol era um corpo astronômico líquido em resfriamento gradual, que estaria radiando um estoque interno de calor.^[139] Kelvin e Hermann von Helmholtz então propuseram o mecanismo de Kelvin-Helmholtz para explicar a fonte de energia solar. Porém, a idade estimada utilizando este mecanismo foi de apenas 20 milhões de anos, bem menos do que a idade estimada do Sistema Solar, de no mínimo 300 milhões de anos, na época.^{[nota 6][139]} Em 1890, Joseph Lockyer, que descobriu hélio no espectro solar, propôs uma hipótese meteorítica para explicar a formação e evolução do Sol,^[140] onde o calor do Sol era mantido por meteoros.^[141]

Foi somente em 1904 que uma solução substanciada foi proposta. Ernest Rutherford sugeriu desintegração radioativa no interior do Sol como a fonte de energia solar.^[142] Porém, foi Albert Einstein que forneceu a pista essencial da fonte de energia solar, através da equação E = mc².^[143] Em 1920, Arthur Eddington propôs que a pressão e a temperatura do núcleo solar poderia produzir uma reação de fusão nuclear, onde átomos de hidrogênio (prótons) são fundidos entre si formando núcleos de hélio, resultando na produção de energia, e da perda de massa solar.^[144] A preoponderância de hidrogênio no Sol foi confirmada em 1925 por Cecilia Payne-Gaposchkin. O conceito teorético de fusão foi desenvolvido na década de 1930 pelos astrofísicos Subrahmanyan Chandrasekhar e Hans Bethe, sendo o último o primeiro cientista a calcular em detalhes as duas reações nucleares primárias que alimentam o Sol.^[145][146]

Em 1957, um ensaio de seminário foi publicado por Margaret Burbidge, chamado de "Síntese dos Elementos nas Estrelas",^[147] demonstrando que a maior parte dos elementos químicos no universo foi sintetizado por reações nucleares dentro de estrelas, como o Sol.

[editar] Missões espaciais solares

Os primeiros satélites designados para observar o Sol foram as Pioneer 5, 6, 7, 8 e 9, que foram lançadas entre 1959 e 1968. Estas sondas orbitaram o Sol à uma distância similar à da Terra, e fizeram os primeiros estudos detalhados do vento solar e do campo magnético solar. A Pioneer 9 em especical operou por um longo tempo, transmitindo informações até 1987.^[149]

Na década de 1970, as Hélios, sondas espaciais, e o Apollo Telescope Mount da Skylab, obteram novas informações significantes sobre o vento solar e a coroa solar. O programa Hélios foi realizado em conjunto entre os Estados Unidos e a Alemanha, que estudaram o vento solar utilizando órbitas com os perélios localizados dentro da órbita de Mercúrio.^[150] A estação Skylab, lançado pela NASA em 1973, incluiu um módulo solar observatório, o Apollo Telescope Mount, que era operado por astronautas residindo dentro da estação.^[62] A Skylab fez as primeiras observações da região de transição solar e das emissões ultravioletas da coroa solar.^[62] Descobertas dos dois programas incluíram as primeiras observações de ejeção de massa coronal, nomeados então de "transientes coronais", e de buracos coronais, dos quais sabe-se que estão bastante relacionados com o vento solar.^[150]

Em 1980, a Solar Maximum Mission foi lançada pela NASA. Este satélite artificial foi projetada para observar raio gama, raios X e raios ultravioleta das erupções solares durante um período de alta atividade solar e luminosidade solar. Porém, apenas alguns meses depois do lançamento, uma falha eletrônica fez com que a espaçonave entrasse em standby, permanecendo três anos neste estado inativo. Em 1984, a missão STS-41-C do ônibus espacial Challenger recuperou o satélite, reparando os sistemas eletrônicos da última, e lançando-a em órbita novamente. Subsequentemente, a Solar Maximum Mission tomou milhares de imagens da coroa solar, antes de ser destruída em sua reentrada na atmosfera terrestre, que ocorreu em junho de 1989.^[151]

Lançado em 1991, o satélite artificial japonês Yohkoh ("Raio de Sol") observou erupções solares no comprimento de onda raio X. Data obtida pelo satélite permitiram que cientistas identificassem vários tipos diferentes de erupções, e também demonstraram que as camadas da coroa solar além das regiões de atividade máxima eram muito mais dinâmicas e ativas do que o previsto. A Yohkoh observou um ciclo solar completo, mas entrou em standby mode quando um eclipse solar em 2001 fez com que o satélite perdesse sua mira no Sol. Foi destruída em sua reentrada na atmosfera terrestre em 2005. O satélite Hinode, foi lançado em 2006, continuará com os estudos tomados pela Yohkoh.^[152]

Uma das missões solares mais importantes foi a sonda Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), construída em conjunto pela Agência Espacial Europeia e pela NASA, e lançada em 2 de dezembro de 1995.^[62] Inicialmente planejada como uma missão de dois anos de duração, a sonda provou ser tão útil nos estudos do Sol que ainda está presentemente em operação. Localizada no ponto de Lagrange entre a Terra e o Sol (sendo o ponto de Lagrange a região onde a atração gravitacional da Terra e do Sol é exatamente igual), a SOHO forneceu uma vista constante do Sol em vários comprimentos de ondas desde seu lançamento.^[62] Além de observar diretamente o Sol, a SOHO permitiu a descoberta de um grande número de cometas, a maior parte dos quais são pequenos cometas rasantes que evaporam em sua aproximação do Sol.^[153] O Solar Dynamics Observatory, cujo lançamento está planejado para 2010, é uma sonda espacial que estudará as dinâmicas do sistema Sol-Terra.

Todas estas espaçonaves observaram o Sol no plano da eclíptica, e consequentemente, apenas as regiões equatoriais foram exploradas em detalhes por estas espaçonaves. A sonda Ulysses foi lançada em 1990 para estudar as regiões polares do Sol, utilizando uma órbita significantemente inclinada em relação à eclípica. Para atingir tal órbita, a Ulysses viajou até Júpiter, utilizando o planeta como uma catapulta gravitacional para alcançar a órbita necessária. Como a sonda Galileu, a Ulysses estava bem localizada para estudo o impacto do cometa Shoemaker-Levy 9 em Júpiter, em 1994. Quando a Ulysses alcançou a órbita planejada, a sonda iniciou os estudos do vento solar e da força do campo magnético em altas altitudes solares, descobrindo que o veendo solar em altas latitudes era cerca de 750 km/s mais devagar do que o esperado, e que grandes ondas magnéticas emergiam em altas latitudes solares, com estas ondas espalhando raios cósmicos galácticos.^[154] Sua última comunicação com a Terra foi realizada em 30 de junho de 2009.

As abundâncias de elementos na fotosfera do Sol são bem conhecidas graças a estudos espectroscópicos, mas a composição do interior do Sol é menos definida. A sonda espacial Gênese foi uma sonda espacial designada para coletar sonda espacial, retornando o material coletado à Terra, e portanto, permitir que astrônomos estudassem diretamente a composição do material solar. Embora a Genesis tenha coletado material do vento solar com sucesso, em seu retorno à Terra, durante a reentrada atmosférica, o pára-quedas da espaçonave não abriu, com a sonda impactando o solo terrestre em alta velocidade. A sonda foi severamente danificada, mas algumas amostras foram recuperadas, estando presentemente analisados por cientistas.^[155]

As duas espaçonaves do programa Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) foram lançadas em outubro de 2006. As espaçonaves idênticas foram lançadas em órbitas heliocêntricas, com a sonda A à frente da Terra no seu caminho orbital, e o satélite B, atrás da Terra, com ambas as sondas afastando da Terra (e entre si) nestas direções opostas. Tais órbitas permitem a observação estereoscópica do Sol e de fenômenos solares como ejeções de massa coronais.^[156][157]

[editar] Observação e efeitos em Terra

O Sol é muito brilhante, e olhar diretamente para o Sol a olho nu por curtos períodos de tempo pode ser dolorido, mas não é particulamente perigoso para olhos saudáveis e não-dilatados.^[158][159] Além de dor, olhar diretamente para o Sol causa fosfenos e cegueira temporária. A retina recebe 4 mW quando o Sol é diretamente observado a olho nu, levemente aquecendo-na, e podendo lesionar olhos que não respondem apropriadamente ao brilho excessivo.^[160][161] Radiação ultravioleta gradualmente faz com que as lentes dos olhos tornem-se amarelas com o tempo, e acredita-se que esta radiação contribua na formação de cataratas, mas em ambos os casos, isto é relacionado com exposição geral ao Sol, e não com a ação de olhar diretamente ao Sol.^{[nota 7][162]} Observações a olho nu do Sol de longa duração pode causar lesões na retina, induzidas por raios ultravioleta, similares à queimaduras solares, após 100 segundos de exposição direta, particulamente quando raios ultravioletas do Sol são intensos e bem focalizados.^[163][164] Pessoas com até 25 anos de idade, novos implantes de lentes (que permitem a entrada de mais raios ultravioleta dentro dos olhos do que lentes naturais envelhecidas), Sol em ângulos próximo ao zénite, e observações feitas em alta altitude, são todos fatores que aumentam a suceptibilidade de lesões em observações diretas a olho nu.

Observar o Sol utilizando instrumentos óticos que concentram luz, tais como binóculos e telescópios, é uma atividade bastante perigosa sem um filtro bloqueador de radiação ultravioleta e que diminui significantemente o brilho solar. Um filtro de densidade neutra pode não filtrar raios ultravioleta e portanto, observações com estes filtros é ainda perigoso. Filtros atenuantes para observação solar devem ser feitas especificamente para este uso: algums filtros improvisados não filtram raios ultravioleta ou infravermelho, estes podendo machucar os olhos em alto brilho.^[165] Binóculos sem filtros podem aumentar em 500 vezes a quantidade de energia solar recebida pela retina, matando células deste tecido de forma quase instantânea; apesar da potência por unidade de área da imagem na retina ser a mesma, o calor não pode dissipar rápido o possível devido ao tamanho maior da imagem. Mesmo rápidas observações com binóculos sem filtros no meio-dia podem causar cegueira permanente.^[166]

A observação direta de eclipses solares parciais são perigosos por causa de que a pupila dos olhos não estão adaptados ao grande contraste de brilho: a pupila dilata de acordo com a quantidade de luz total no campo de visão, não de acordo com o objeto mais brilhante no campo de visão. Durante eclipses parciais, a maior parte da luz solar é bloqueada pela Lua passando à frente do Sol, mas as partes da fotosfera não cobertas pela Lua possuem o mesmo brilho de superfície do que durante um dia normal. Neste caso, observação direta do Sol nestas circumstâncias aumenta o diâmetro da pupila de 2 mm para 6 mm, e neste caso, cada célula da retina exposto à luz solar recebe cerca de 10 vezes mais luz do que observação do Sol em um dia normal, podendo lesionar ou matar estas células, resultando em manchas de cegueira permanente no campo de visão.^[167] O perigo não é imediatamente percebido por observadores inexperientes e crianças, devido à ausência de dor, com os observadores não notando de imediato que sua visão está sendo destruída. Os mesmos princípios aplicam-se para eclipses totais do Sol, com exceção da fase de totalidade, embora esta fase seja de curta duração, e observação direta nesta fase deve ser realizada com cuidado.

Durante o nascer do Sol e o pôr-do-sol, a luz do Sol é atenuada devido à dispersão de Rayleigh e à dispersão de Mie, através de uma passagem particulamente longa na atmosfera terrestre,^[168] e condições atmosféricas tais como neblina, altas quantidades de pó na atmosfera e alta umidade atmosférica, também podem diminuir o brilho do Sol em pleno dia. Nestes períodos, a intensidade do Sol pode diminuir o suficiente para ser visto confortavelmente a olho nu ou sem perigo utilizando instrumentos óticos (desde que não haja risco de uma repentina mudança nas condições atmosféricas, tal como o Sol aparecendo de repente entre um espaço entre nuvens).^[169]

Um raro fenômeno ótico que pode ocorrer logo após o nascer do Sol, ou antes do pôr-do-sol, que é conhecido como brilho verde. O brilho é causado pela luz do Sol, este estando um pouco abaixo do horizonte, sendo refracionada em direção ao observador, geralmente, através de inversão térmica. A refração de luz de comprimento de ondas menores (violeta, azul e verde) é maior do que aquela que ocorre em luz de comprimento de ondas maiores (amarelo, laranja e vermelho). Luz violeta e azul dispersam-se mais do que luz verde, fazendo com que a luz observada seja visto como verde.^[170]

Luz ultravioleta do Sol possui propriedades antisépticas, e pode ser utilizado no saneamento de objetos e água. Raios ultravioleta possuem um papel importante na produção de vitamina D no corpo humano, embora em excesso cause queimaduras solares. A luz ultravioleta é fortemente atenuada pela camada de ozônio, e portanto, a quantidade de luz ultravioleta varia bastante com a latitude, sendo parcialmente responsável por várias adaptações biológicas em seres vivos, incluindo variações da cor da pele humana em várias regiões da Terra.^[171]

[editar] O Sol na cultura humana

Ver artigo principal: Sol na cultura humana

Como outros fenômenos naturais, o Sol foi um objeto de veneração em várias culturas ao longo da história da humanidade, sendo a origem da palavra domingo em vários idiomas. A origem da palavra "Sol" nos idiomas românicos e anglo-saxônicas provém do protoindo-europeu, um antigo ancestral dos atuais idiomas indo-europeus, sendo utilizado há pelo menos cerca de três milênios atrás, não possuindo nenhum significado cultural, sendo utilizada apenas para descrever a fonte de luz do céu durante o dia.^[172] "Sol" é o nome moderno da estrela em vários idiomas além do português, tais como espanhol, catalão, galego.^[173] A moeda do Peru, o sol novo, foi assim chamada em homenagem ao Sol (em espanhol), bem como seu antecessores, o Inti (em quechua, além de ser o Deus solar da civilização Inca) e o sol antigo. Em persa, "sol" significa "ano solar".

O Sol não possui um nome oficial, de acordo com a União Astronômica Internacional, o órgão responsável pela nomeação de corpos celestes,^[174] por exemplo, Sol em inglês é "Sun", embora "Sol" também seja aceitado e utilizado, embora não comumente. O adjetivo do Sol é "solar".^[5]

No Leste da Ásia, o Sol é representado pelo símbolo 日 (chinês pinyin rì, ou japonês nichi) ou 太陽, no chinês tradicional e japonês; ou 太阳, no chinês simplificado (pinyin tài yáng ou japonês taiyō). Em vietnamita, estes símbolos chineses são decritos como nhật e dương, respectivamente, enquanto que a palavra vietnmanita nativa mặt trời signfica "face do céus". A Lua e o Sol são associados com o yin-yang, onde a Lua representa "yin" e o Sol representa "yang", representando opostos dinâmicos.^[175]

[editar] Ver também

• Classificação estelar
• Eclíptica
• Energia solar
• Lista das estrelas mais brilhantes
• Ponto anti-solar

[editar] Notas

1. ↑ Na astronomia, "elementos pesados", ou "metais", referem-se a todos os elementos químicos com exceção do hidrogênio e do hélio.^[29]
2. ↑ A potência de uma vela acesa típica é de 10 a 100 W.^[47]
3. ↑ A atmosfera terrestre no nível do mar possui uma densidade de partículas de 2 x 10²⁵ m⁻³.
4. ↑ 1 GW equivale á produção de uma grande usina termoelétrica ou usina nuclear.^[101]
5. ↑ A primeira evidência sólida de vida na Terra data de 3,4 bilhões (3,4 mil milhões) de anos atrás.^[124]
6. ↑ Na época, no século XIX, datando antes da descoberta da datação radiométrica, não haviam evidências científicas indicando que a Terra era muito mais antiga do que cientistas da época acreditavam, possuindo na verdade cerca de 4,5 bilhões (4,5 mil milhões) de anos.
7. ↑ Apesar que exposição ambiental para radiação ultravioleta contribua para o envelhecimento acelerado das camadas exteriores dos olhos e na formação de cataratas, a preocupação com observações impróprias de eclipses solares é a formação de cegueira de eclipses, ou queimaduras da retina.

Referências

[editar] Leia mais

• Thompson, M.J. (2004). "Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior". Astronomy and Geophysics 45 (4).

[editar] Ligações externas

Outros projetos Wikimedia também contêm material sobre este tema:
	Citações no Wikiquote
	Imagens e media no Commons
	Categoria no Commons

• Sonda SOHO (Solar & Heliospheric Observatory) da NASA. (em inglês)
• National Solar Observatory. (em inglês)
• Astronomy Cast: o Sol. (em inglês)
• Galeria de imagens espetaculares do Sol de várias instituições, do The Boston Globe. (em inglês)
• Observações de satélite da luminosidade solar. (em inglês)
• Sun Trek, um website educacional sobre o Sol. (em inglês)
• SST, o Telescópio Solar Sueco de 1-metro. (em inglês)
• Animação da estrutura do Sol da Universidade de Glamorgan. (em inglês)

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