Good Mood

O Sol, como todas as estrelas, é uma enorme bola de extremamente quente, em grande parte do gás ionizado, brilhante em seu próprio poder. E queremos dizer enormes., O sol poderia caber 109 Terras lado a lado em seu diâmetro, e tem volume suficiente (ocupa espaço suficiente) para segurar cerca de 1,3 milhões de terras.o sol não tem uma superfície sólida ou continentes como a terra, nem tem um núcleo sólido (Figura 1). No entanto, ele tem muita estrutura e pode ser discutido como uma série de camadas, não ao contrário de uma cebola. Nesta seção, descrevemos as enormes mudanças que ocorrem no extenso interior e atmosfera do sol, e as erupções dinâmicas e violentas que ocorrem diariamente em suas camadas exteriores.,

Figura 1. Terra e o sol: aqui, a terra é mostrada para escalar com parte do sol e um laço gigante do gás quente que irrompe de sua superfície. O inset mostra o sol inteiro, menor. (crédito: Alteração do trabalho pelo SOHO/EIT/ESA)

algumas das características básicas do Sol estão enumeradas no quadro 1. Embora alguns dos termos dessa tabela possam não ser familiares para você agora, você vai conhecê-los à medida que você ler mais.

composição da atmosfera solar

vamos começar por perguntar de que é feita a atmosfera solar. Como explicado na radiação e espectros, podemos usar o espectro da linha de absorção de uma estrela para determinar quais elementos estão presentes. Acontece que o sol contém os mesmos elementos que a Terra, mas não nas mesmas proporções. Cerca de 73% da massa solar é hidrogênio, e outros 25% é hélio., Todos os outros elementos químicos (incluindo aqueles que conhecemos e amamos em nossos próprios corpos, como carbono, oxigênio e nitrogênio) compõem apenas 2% de nossa estrela. Os 10 gases mais abundantes na camada superficial visível do Sol estão listados na Tabela 1. Examine essa mesa e observe que a composição da camada exterior do sol é muito diferente da crosta terrestre, onde vivemos. (Na crosta do nosso planeta, os três elementos mais abundantes são oxigênio, silício e alumínio. Apesar de não ser como o nosso planeta, a composição do sol é bastante típica das estrelas em geral.,

Figure 2. Cecilia Payne-Gaposchkin (1900–1979): Her 1925 doctoral thesis laid the foundations for understanding the composition of the Sun and the stars., No entanto, sendo uma mulher, ela não recebeu uma nomeação formal em Harvard, onde trabalhou, até 1938 e não foi nomeada professora até 1956. (crédito: Smithsonian Institution)

O fato de que o nosso Sol e as estrelas, todos têm composições semelhantes, e são compostas principalmente de hidrogênio e hélio, foi apresentada pela primeira vez em uma brilhante tese em 1925 por Cecilia Payne-Gaposchkin, a primeira mulher a obter um Doutorado em astronomia nos Estados Unidos (Figura 2)., No entanto, a ideia de que os mais simples gases leves—hidrogênio e hélio—eram os elementos mais abundantes nas estrelas era tão inesperada e tão chocante que ela assumiu que sua análise dos dados deve estar errada. Na época, ela escreveu: “a enorme abundância derivada para esses elementos na atmosfera estelar quase certamente não é real.”Mesmo os cientistas às vezes acham difícil aceitar novas ideias que não concordam com o que todos “sabem” estar certos.antes do Trabalho de Payne-Gaposchkin, todos assumiram que a composição do sol e das estrelas seria muito parecida com a da Terra., Foi 3 anos depois de sua tese que outros estudos provaram sem dúvida que a enorme abundância de hidrogênio e hélio no sol é realmente real. (E, como veremos, a composição do sol e das estrelas é muito mais típica da composição do universo do que a estranha concentração de elementos mais pesados que caracterizam o nosso planeta.)

a Maioria dos elementos encontrados no Sol estão na forma de átomos, com um pequeno número de moléculas, todas em forma de gases: o Sol é tão quente que não importa podem sobreviver como um líquido ou um sólido., De fato, o sol é tão quente que muitos dos átomos nele são ionizados, isto é, despojados de um ou mais de seus elétrons. Esta remoção de elétrons de seus átomos significa que há uma grande quantidade de elétrons livres e íons carregados positivamente no sol, tornando—o um ambiente eletricamente carregado-bem diferente do neutro em que você está lendo este texto. Os cientistas chamam plasma a um gás ionizado tão quente.no século XIX, os cientistas observaram uma linha espectral a 530.,3 nanômetros na atmosfera exterior do sol, chamado de corona (uma camada que discutiremos em um minuto. Esta linha nunca tinha sido vista antes, e assim foi assumido que esta linha era o resultado de um novo elemento encontrado na coroa, rapidamente chamado corônio. Só 60 anos depois é que os astrónomos descobriram que esta emissão se devia, de facto, ao ferro—ferro altamente ionizado com 13 dos seus electrões despojados. Foi assim que descobrimos que a atmosfera do sol tinha uma temperatura de mais de um milhão de graus.,

As Camadas do Sol sob a Superfície Visível

a Figura 3. Partes do sol: esta ilustração mostra as diferentes partes do sol, a partir do núcleo quente onde a energia é gerada através de regiões onde a energia é transportada para fora, primeiro por radiação, depois por convecção, e depois para fora através da atmosfera solar. As partes da atmosfera também são rotuladas como fotosfera, cromosfera e coroa. Algumas características típicas da atmosfera são mostradas, como buracos coronais e proeminências., (crédito: modificação do trabalho pela NASA/Goddard)

Figura 3 mostra como seria o sol se pudéssemos ver todas as partes dele do centro para a sua atmosfera exterior; os Termos na figura tornar-se-ão familiares a você como você lê.as camadas solares são diferentes umas das outras, e cada uma desempenha um papel na produção da energia que o sol finalmente emite. Começaremos com o núcleo e trabalharemos para sair através das camadas. O núcleo do sol é extremamente denso e é a fonte de toda a sua energia., Dentro do núcleo, a energia nuclear está a ser libertada (de formas que iremos discutir Ao sol: uma central Nuclear). O núcleo é de aproximadamente 20% do tamanho do interior solar e acredita-se que tenha uma temperatura de aproximadamente 15 milhões de K, tornando-se a parte mais quente do sol.

acima do núcleo é uma região conhecida como zona radiativa—nomeada para o modo primário de transporte de energia através dele. Esta região começa em cerca de 25% da distância à superfície solar e estende-se até cerca de 70% do caminho para a superfície., A luz gerada no núcleo é transportada através da zona radiativa muito lentamente, uma vez que a alta densidade da matéria nesta região significa que um fóton não pode viajar muito longe sem encontrar uma partícula, fazendo-a mudar de direção e perder alguma energia.

a zona convectiva é a camada mais externa do interior solar. É uma camada espessa de aproximadamente 200.000 quilômetros de profundidade que transporta energia da borda da zona radiativa para a superfície através de células de convecção gigantes, semelhante a um pote de aveia fervente., O plasma no fundo da zona convectiva é extremamente quente, e borbulha para a superfície onde perde o calor para o espaço. Assim que o plasma arrefece, afunda-se para o fundo da zona convectiva.

Agora que temos dado uma rápida visão geral da estrutura de todo o Sol, nesta seção, vamos embarcar em uma viagem através das camadas visíveis do Sol, começando com a fotosfera—superfície visível.

A Fotosfera Solar

Figura 4., Fotosfera Solar mais manchas solares: esta fotografia mostra a fotosfera – a superfície visível do sol. Também é mostrada uma imagem ampliada de um grupo de manchas solares; o tamanho da Terra é mostrado para comparação. As manchas solares parecem mais escuras porque são mais frias do que o seu entorno. A temperatura típica no centro de uma grande mancha solar é de cerca de 3800 K, enquanto a fotosfera tem uma temperatura de cerca de 5800 K. (crédito: modificação do trabalho pela NASA/SDO)

o ar da Terra é geralmente transparente., Mas num dia ensopado em muitas cidades, pode tornar-se opaco, o que nos impede de ver através dele para além de um certo ponto. Algo semelhante acontece ao sol. A sua atmosfera exterior é transparente, permitindo-nos olhar para uma curta distância através dela. Mas quando tentamos olhar através da atmosfera mais fundo para o sol, nossa visão está bloqueada. A fotosfera é a camada onde o sol se torna opaco e marca o limite passado que não podemos ver (Figura 4).,como vimos, a energia que emerge da fotosfera foi originalmente gerada no interior do sol (mais sobre isso no sol: uma central Nuclear). Esta energia está na forma de fótons, que fazem o seu caminho lentamente em direção à superfície solar. Fora do Sol, podemos observar apenas os fótons que são emitidos para a fotosfera solar, onde a densidade dos átomos é suficientemente baixa e os fótons podem finalmente escapar do sol sem colidirem com outro átomo ou íon.,como analogia, imagine que está a assistir a um grande comício no campus e encontrou um lugar de destaque perto do centro da acção. O teu amigo chega tarde e liga-te para o teu telemóvel para te juntares a ela na orla da multidão. Você decide que a amizade vale mais do que um lugar de destaque, e então você trabalha sua saída através da multidão densa para conhecê-la. Você pode mover-se apenas a uma curta distância antes de bater em alguém, mudando de direção, e tentando novamente, fazendo o seu caminho lentamente para a borda externa da multidão., Durante todo este tempo, seus esforços não são visíveis para o seu amigo de espera na borda. O teu amigo não te pode ver até te aproximares do limite por causa de todos os corpos no caminho. Assim também fótons fazendo o seu caminho através do Sol estão constantemente chocando com átomos, mudando de direção, trabalhando seu caminho lentamente para fora, e tornando-se visível apenas quando eles atingem a atmosfera do sol, onde a densidade dos átomos é muito baixa para bloquear o seu progresso exterior.,

os Astrónomos descobriram que a atmosfera solar alterações de quase perfeitamente transparente para quase completamente opaco, em uma distância de pouco mais de 400 quilômetros; é uma fina região que é chamada fotosfera, uma palavra que vem do grego para “esfera de luz. Quando os astrônomos falam do” diâmetro ” do sol, eles significam o tamanho da região cercada pela fotosfera.a fotosfera parece afiada apenas a uma distância. Se você estivesse caindo no sol, você não sentiria qualquer superfície, mas apenas sentiria um aumento gradual na densidade do gás que o rodeia., É muito o mesmo que cair através de uma nuvem enquanto pára-quedismo. De longe, a nuvem parece ter uma superfície afiada, mas você não sente uma superfície à medida que cai nela. (Uma grande diferença entre estes dois cenários, no entanto, é a temperatura. O sol é tão quente que você seria vaporizado muito antes de chegar à fotosfera. Paraquedismo na atmosfera da Terra é muito mais seguro.)

Podemos observar que a atmosfera do Sol não é muito densa camada comparado com o ar da sala onde você está lendo este texto. Em um ponto típico da fotosfera, a pressão é inferior a 10% da pressão da terra ao nível do mar, e a densidade é de cerca de dez mil da densidade atmosférica da terra ao nível do mar.,observações com telescópios mostram que a fotosfera tem uma aparência motorizada, assemelhando grãos de arroz derramados em uma toalha escura ou um pote de aveia fervente. Esta estrutura da fotosfera é chamada granulação (ver Figura 5) grânulos, que são tipicamente de 700 a 1000 quilômetros de diâmetro (Cerca da largura do Texas), aparecem como áreas brilhantes cercadas por regiões estreitas, mais escuras (mais frias). O tempo de vida de um grânulo individual é de apenas 5 a 10 minutos., Ainda maiores são as supergranules, que têm cerca de 35.000 quilômetros de diâmetro (Cerca do tamanho de duas terras) e duram cerca de 24 horas.

os movimentos dos grânulos podem ser estudados examinando as mudanças Doppler nos espectros dos gases logo acima deles (ver o efeito Doppler). Os grânulos brilhantes são colunas de gases mais quentes subindo a velocidades de 2 a 3 quilômetros por Segundo abaixo da fotosfera. À medida que este gás em ascensão atinge a fotosfera, ele se espalha, resfria e se afunda novamente nas regiões mais escuras entre os grânulos., Medições mostram que os centros dos grânulos são mais quentes do que as regiões intergranulares por 50 a 100 K.

A Cromosfera

Figura 6., A atmosfera do Sol: Imagem composta mostrando os três componentes da atmosfera solar: a fotosfera ou superfície do sol tomada em luz comum; a cromosfera, imaginada na luz da forte linha espectral vermelha do hidrogênio (H-alfa); e a coroa como visto com raios-X. (credit: modification of work by NASA)

os gases exteriores do sol estendem-se muito além da fotosfera (Figura 6). Por serem transparentes à radiação mais visível e emitirem apenas uma pequena quantidade de luz, estas camadas exteriores são difíceis de observar., A região da atmosfera do sol que está imediatamente acima da fotosfera é chamada de cromosfera. Até este século, a cromosfera só era visível quando a fotosfera era ocultada pela Lua durante um eclipse solar total (ver o capítulo sobre a terra, a Lua e o céu). No século XVII, vários observadores descreveram o que parecia para eles como uma estreita “faixa” vermelha ou “franja” em torno da borda da lua durante um breve instante após a fotosfera do Sol ter sido coberta. O nome cromosfera, do grego para “esfera colorida”, foi dado a esta sequência vermelha.,observações feitas durante os eclipses mostram que a cromosfera tem cerca de 2000 a 3000 km de espessura, e seu espectro consiste em linhas de emissão brilhantes, indicando que esta camada é composta de gases quentes emitindo luz em comprimentos de onda discretos. A cor avermelhada da cromosfera surge de uma das mais fortes linhas de emissão na parte visível do seu espectro—a linha vermelha brilhante causada pelo hidrogênio, o elemento que, como já vimos, domina a composição do sol.,em 1868, observações do espectro cromosférico revelaram uma linha de emissão amarela que não correspondia a nenhum elemento anteriormente conhecido na Terra. Os cientistas rapidamente perceberam que tinham encontrado um novo elemento e o chamaram de hélio (em homenagem a helios, a palavra grega para “Sol”). Demorou até 1895 para o hélio ser descoberto no nosso planeta. Hoje, os alunos estão provavelmente mais familiarizados com ele como o gás leve usado para encher balões, embora ele se torne o segundo elemento mais abundante no universo.

A temperatura da cromosfera é de cerca de 10.000 K., Isto significa que a cromosfera é mais quente que a fotosfera, o que deve parecer surpreendente. Em todas as situações que conhecemos, as temperaturas caem à medida que nos afastamos da fonte de calor, e a cromosfera está mais longe do centro do sol do que a fotosfera.

a região de transição

o aumento da temperatura não pára com a cromosfera. Acima é uma região na atmosfera solar onde a temperatura muda de 10.000 K (típico da cromosfera) para quase um milhão de graus. A parte mais quente da atmosfera solar, que tem uma temperatura de um milhão de graus ou mais, é chamada de corona. Apropriadamente, a parte do sol onde a rápida subida da temperatura ocorre é chamada de região de transição., É provavelmente apenas algumas dezenas de quilômetros de espessura. A figura 7 resume como a temperatura da atmosfera solar muda da fotosfera para fora.

em 2013, a NASA lançou a Interface Região Imaging Spectrograph (IRIS) para estudar a região de transição para entender melhor como e por que este aumento acentuado de temperatura ocorre. A IRIS é a primeira missão espacial capaz de obter imagens de alta resolução espacial das diferentes características produzidas nesta vasta gama de temperaturas e de ver como elas mudam com o tempo e a localização (Figura 8).,

Figura 3 e o grafo vermelho na Figura 7 fazem o sol parecer uma cebola, com conchas esféricas lisas, cada uma com uma temperatura diferente. Durante muito tempo, os astrónomos realmente pensaram no sol desta maneira. No entanto, agora sabemos que, embora esta ideia de camadas-fotosfera, cromosfera, região de transição, corona—descreve a grande imagem bastante bem, a atmosfera do sol é realmente mais complicada, com regiões quentes e frias misturadas., Por exemplo, nuvens de monóxido de carbono com temperaturas mais frias do que 4000 K foram encontradas agora na mesma altura acima da fotosfera que o gás muito mais quente da cromosfera.

Figura 8. Uma imagem de uma porção da região de transição da corona, mostrando um filamento, ou estrutura semelhante a fita, composta por vários fios individuais

a Corona

a parte mais externa da atmosfera do sol é chamada de corona. Como a cromosfera, a coroa foi observada pela primeira vez durante eclipses totais (Figura 9)., Ao contrário da cromosfera, a coroa tem sido conhecida por muitos séculos: foi referida pelo historiador romano Plutarco e foi discutida em algum detalhe por Kepler.

Figura 9. Coronagraph: esta imagem do sol foi tirada em 2 de Março de 2016. O círculo escuro maior no centro é o disco que bloqueia o brilho do sol, permitindo-nos ver a coroa. O círculo interno menor é onde o sol estaria se fosse visível nesta imagem., (credit: modification of work by NASA / SOHO)

The corona extendes millions of kilometres above the photosphere and emits about half as much light as the full moon. A razão pela qual não vemos esta luz até que ocorra um eclipse é o brilho irresistível da fotosfera. Assim como luzes brilhantes da cidade tornam difícil ver luz estelar fraca, também a luz intensa da fotosfera esconde a luz fraca da coroa. Embora a melhor altura para ver a coroa da Terra seja durante um eclipse solar total, ela pode ser observada facilmente a partir de naves espaciais orbitantes., Suas partes mais brilhantes podem agora ser fotografadas com um instrumento especial—um coronagraph—que remove o brilho do sol da imagem com um disco ocultante (um pedaço circular de material mantido assim que está apenas na frente do sol).estudos do seu espectro mostram que a corona é muito baixa em densidade. No fundo da coroa, há apenas cerca de 109 átomos por centímetro cúbico, em comparação com cerca de 1016 átomos por centímetro cúbico na fotosfera superior e 1019 moléculas por centímetro cúbico ao nível do mar na atmosfera terrestre., A corona se dilui muito rapidamente em alturas maiores, onde corresponde a um alto vácuo de acordo com os padrões do laboratório da Terra. A corona estende—se tanto para o espaço—muito para além da Terra-que aqui no nosso planeta, estamos tecnicamente a viver na atmosfera do sol.

O Vento Solar

Uma das mais notáveis descobertas sobre a atmosfera do Sol é que ele produz um fluxo de partículas carregadas, principalmente prótons e elétrons) que chamamos de vento solar., Estas partículas fluem para fora do sol para o sistema solar a uma velocidade de cerca de 400 km por segundo (quase 1 milhão de milhas por hora)! O vento solar existe porque os gases na coroa são tão quentes e se movendo tão rapidamente que não podem ser retidos pela gravidade solar. (Este vento foi realmente descoberto por seus efeitos sobre as caudas carregadas de cometas; de certa forma, podemos ver as caudas dos cometas soprar na brisa solar como meias de vento em um aeroporto ou cortinas em uma janela aberta flutter na Terra.)

embora o material solar eólico seja muito, muito rarificado (i.e.,, extremamente baixa densidade), O Sol tem uma enorme área de superfície. Astrônomos estimam que o sol está perdendo cerca de 10 milhões de toneladas de material a cada ano através deste vento. Embora esta quantidade de massa perdida pareça grande pelos padrões da Terra, é completamente insignificante para o sol.

Figura 10. Buraco Coronal: a área escura visível perto do polo sul do sol nesta nave espacial observadora dinâmica Solar é um buraco coronal. (credit: modification of work by NASA / SDO)

from where in the Sun does the solar wind emerge?, Em fotografias visíveis, a coroa solar parece bastante uniforme e lisa. Imagens de raios-X e ultravioletas extremas, no entanto, mostram que a coroa tem loops, plumas, e tanto regiões claras e escuras. Grandes regiões escuras da coroa que são relativamente frias e calmas são chamadas buracos coronais (Figura 10). Nestas regiões, as linhas de campo magnético estendem-se muito para o espaço longe do Sol, em vez de voltar para a superfície. O vento solar vem predominantemente de furos coronais, onde o gás pode fluir para longe do sol para o espaço livre de campos magnéticos., O gás coronal quente, por outro lado, está presente principalmente onde os campos magnéticos o aprisionaram e o concentraram.na superfície da Terra, estamos protegidos até certo ponto do vento solar pela nossa atmosfera e pelo campo magnético da Terra (ver a terra como um planeta). No entanto, as linhas de campo magnético entram na terra nos pólos magnéticos Norte e sul. Aqui, partículas carregadas aceleradas pelo vento solar podem seguir o campo até à nossa atmosfera., À medida que as partículas atingem moléculas de ar, elas as fazem brilhar, produzindo belas cortinas de luz chamadas auroras, ou as luzes do Norte e do Sul (Figura 11)

Figura 11. O brilho colorido no céu resulta de partículas carregadas num vento solar que interagem com os campos magnéticos da Terra. A impressionante exibição capturada aqui ocorreu sobre o Lago Jokulsarlon, na Islândia, em 2013., (crédito: Moyan Brenn)