Enos Picazzio

Licenciatura em ciências · USP/ Univesp

9.1 Sol: a estrela do Sistema Solar 9.1.1 O estudo do sol através da história

9.2 Sol: A nossa estrela 9.2.1 Características Gerais 9.2.2 A fotosfera solar 9.2.3 Granulação9.2.4 Borda do Sol 9.2.5 Manchas Solares 9.2.6 Manchas solares e o ciclo de 11 anos9.2.7 Vento solar

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A NOSSA ESTRELA: O SOL

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Céu aparente, sistema solar e exoplanetas

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9.1 Sol: a estrela do Sistema Solar Vimos a natureza da radiação eletromagnética e como ela transfere energia através do espaço.

É com base na luz emitida pelas estrelas que podemos extrair informações importantes a respeito

de suas características. Antes de prosseguirmos no estudo das propriedades estelares, vamos falar

sobre o Sol, uma estrela muito bem conhecida graças à sua proximidade.

Iniciamos esta aula com uma abordagem histórica das observações do Sol. A seguir, mencio-

namos como é feita atualmente a exploração observacional do Sol. Na sequência, apresentamos

suas principais propriedades; estrutura interna, superfície e atmosfera. Terminamos esta aula

discutindo a atividade solar e sua influência na Terra.

9.1.1 O estudo do sol através da história

Desde a Idade da Pedra até a Idade do Espaço, o

Sol tem sido estudado pela humanidade com muito

entusiasmo. Já na Antiguidade foram construídos

observatórios como o Stonehenge (5.000 anos

atrás) para registrar o caminho percorrido pelo Sol

no céu. Aprendemos como o Sol governa nossos

dias e as estações do ano, mas sabíamos muito

pouco como era realmente o Sol.

Figura 9.1: a. Esquema das manchas solares de 26/6/1613, feito por Galileu Galilei. b. Imagem de uma mancha solar de 02/7/2010 obtida com o Novo Telescópio do Observatório Solar Big Bear na Califórnia, EUA. / Fonte: Instituto de Tecnologia de Nova Jersey (EUA).

a b

Figura 9.2: Stonehenge (do inglês arcaico "stan" = pedra, e "hencg" = eixo). Este monumento megalítico da Idade do Bronze (de 3300 a 1100 a.C), localizado na planície de Salisbury, condado de Wiltshire. / Fonte: Thinkstock.

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Podemos considerar o eclipse total do Sol como o mais impressionante fenômeno astronô-

mico que pode ser observado, com certa regularidade, a olho nu. O registro mais antigo de um

eclipse solar foi encontrado em uma argila descoberta na antiga cidade de Ugarit, (Síria), com

duas datas plausíveis: 3 de maio de 1375 a.C. ou 5 de março de 1223 a.C., sendo esta última

favorecida pela maior parte dos recentes autores sobre o tema. Por volta do século XVIII a.C., os

babilônios mantiveram um registro sistemático dos eclipses solares, e podem até ter sido capazes

de prevê-los com precisão.

Como vimos na aula 3, no século III a.C. a distância ao Sol foi pela primeira vez calculada

pelo astrônomo grego Aristarco de Samos, que já admitia o modelo heliocêntrico.

Quando Galileu Galilei apontou seu telescópio para o céu abriu-se uma nova era para o

conhecimento do Sol. As observações da superfície solar por meio do telescópio começaram

por volta de 1610. A partir dessa época, as manchas solares passaram a ser sistematicamente

observadas, de início por Galileu (Figura 9.1), Johann Fabricius, Christoph Scheiner e Thomas

Harriot. Entre 1645 e 1715, o número de manchas diminuiu muito. Durante esses 70 anos,

provavelmente havia menos de 15 manchas solares observadas. Curiosamente, nessa mesma

época, as temperaturas na Europa estavam mais frias do que o normal. Isto parece indicar que

as variações ocorridas no Sol influenciaram o

clima da Terra. Esse período é referido como a

“Pequena Era Glacial”, e a ausência de manchas

solares, como o mínimo de Maunder. Edward

W. Maunder estudou a variação em latitude das

manchas no tempo. Esta variabilidade na quan-

tidade de manchas está associada à atividade

solar, que será discutida oportunamente.

A massa do Sol e sua distância da Terra só

foram determinadas, com precisão razoável, no

Figura 9.3: Sequência do eclipse do Sol.

Figura 9.4: Ilustração da Pequena Era Glacial. / Fonte: Pieter Bruegel the Elder (1525 – 1569).

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século XVIII. A primeira estimativa quantitativa da massa do Sol é atribuída a Isaac Newton. Ele

apresentou o cálculo no seu livro “Principia Mathematica”, fazendo uso da recém-formulada

gravitação universal.

Com o passar do tempo, novos instrumentos foram construídos e instalados em observatórios,

alguns especificamente dedicados à observação solar. Esses instrumentos fizeram-nos conhecer

fenômenos e processos dinâmicos no Sol, completamente desconhecidos até então. A cada nova

descoberta, novas questões surgiam. O que causa as misteriosas manchas solares? Por que o número

de manchas solares aumenta e diminui de maneira regular? O que causa as violentas explosões

associadas às manchas? Como esse fenômeno afeta a Terra?

Hoje procuramos obter um conhecimento maior observando o Sol do espaço. Sem a limi-

tação observacional imposta pela atmosfera terrestre, poderosos observatórios espaciais come-

çaram a fornecer respostas sobre sua complexa estrutura dinâmica. Com objetivo de coletar

dados sobre o Sol, várias sondas e satélites foram lançados por agências americanas e europeias.

9.2 Sol: A nossa estrela 9.2.1 Características Gerais

Como todas as estrelas, o Sol constitui-se de uma esfera de gás ionizado (plasma) brilhante,

sustentada por sua própria gravidade e pelas forças geradas por reações nucleares que ocorrem

no seu centro e que produzem sua energia. Ele tem a idade do Sistema Solar (4,6 bilhões de

anos) e está na meia-idade. À medida que envelhece, o Sol vai-se tornando mais quente e haverá

consequências desastrosas na Terra em futuro distante.

O Sol brilha forte porque estamos muito perto dele. Se estivesse à mesma distância da estrela

Sirius, por exemplo, o Sol brilharia 22 vezes menos que ela. A estrela Acrux (a mais brilhante

do Cruzeiro do Sul) seria aproximadamente 5.500 vezes mais brilhante que o Sol se estivesse

em seu lugar. Comparado com outras estrelas, em termos de massa, raio, brilho e composição

química, o Sol está na faixa média de valores desses parâmetros. Na Tabela 9.1 são apresentadas

algumas de suas propriedades.

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Tabela 9.1: Parâmetros físicos mais importantes do Sol. Na terceira coluna, são apresentados os valores comparativamente aos terrestres. R e M são, respectivamente, raio e massa da Terra.

Raio 6,96 × 108 m ~109 R⊕

Massa 1,99 × 1030 kg ~330.000 M⊕

Densidade 1.410 kg m-3

Luminosidade 3,8 × 1033 erg s-1

Temperatura superficial 5.780 K

Período de rotação 25 dias (no equador) 34 dias (nos polos)

9.2.2 A fotosfera solar

A luz solar é a principal fonte de energia da Terra. A quantidade de luz que o Sol deposita, por

unidade de área, no topo da atmosfera terrestre é chamada constante solar, e equivale, aproxi-

madamente, a 1.368 W/m². Considerando toda a superfície terrestre, a cada segundo nosso planeta

recebe 50.000.000 GW1. Parte dessa luz é atenuada pela atmosfera. Em dia de céu claro e o Sol no

zênite, a potência incidente é de, aproximadamente, 1.000 W/m².

A energia solar pode ser coletada através de uma variedade de processos sintéticos e naturais.

Essa energia é indispensável para a manutenção da biosfera e da água no estado líquido. A energia

solar também pode ser capturada direta ou indiretamente do Sol. O processo de conversão de

energia luminosa em energia elétrica é feito através de células fotoelétricas ou fotovoltaicas.

A energia solar também pode ser transformada diretamente em calor. Mas a energia solar pode

ser convertida de várias outras maneiras. A energia eólica (ventos) é subproduto da energia solar.

Mesmo os combustíveis fósseis, como o petróleo, foram produzidos através da luz solar; a energia

existente nesses combustíveis foi originalmente convertida da energia solar, via fotossíntese, em

um passado distante.

Na região espectral do visível, nós observamos apenas o disco solar de contorno bem

definido. Esse disco é a fotosfera (esfera de luz), uma fina

camada com espessura menor que 0,1% do raio do Sol, cujas

características veremos quando tratarmos das estrelas. Sendo

gasoso, o Sol não tem uma superfície sólida ou líquida como há

na Terra. A fotosfera é considerada a superfície solar, já que, sendo

relativamente muito fina e opaca, nos impede de ver camadas

mais internas. A temperatura média da fotosfera é de 5.800 K e

ela é muito mais rarefeita que a atmosfera terrestre, mas ela varia

de 6.400K na base a 4.400 K no topo.Figura 9.5: Imagem do disco solar na luz visível. / Fonte: NASA/SDO.

1 1G (giga) = 109

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A luz ultravioleta do Sol tem propriedades antissépticas e, por isso, pode ser utilizada em atividades

de saneamento. Ela também desempenha papel importante na produção de vitamina D no corpo

humano, mas, em excesso, pode causar queimaduras sérias. A exposição direta do olho à luz solar causa

queimadura irreversível na retina, provocando cegueira. A luz ultravioleta é fortemente atenuada pela

camada de ozônio. Sua quantidade varia bastante com a latitude e acaba influenciando adaptações

biológicas em seres vivos, incluindo variações da cor da pele humana em várias regiões da Terra.

Imagens da fotosfera mostram que ela não é homogênea e que seu brilho não é uniforme.

Veremos, a seguir, algumas de suas características.

9.2.3 Granulação

Vista com maior resolução, a superfície fotosférica não é homogênea e sim formada por

grânulos brilhantes rodeados por contornos mais escuros (Figura 9.1). Esses grânulos têm

cerca de 700 km de diâmetro e são transientes, com tempo de vida médio de vários minutos.

Essa granulação é a visão que se tem das células convectivas (massas de gás quente ascendentes)

quando vistas do topo. O centro da célula é mais quente que os bordos e, por isso, ela é mais

brilhante no centro que nos bordos.

9.2.4 Borda do Sol

Como mostram as imagens, o brilho superficial do disco solar não é uniforme. Nas bordas do

Sol, ocorre uma diminuição de brilho (Figura 9.5) definida como obscurecimento de limbo,

que é provocado pela variação de temperatura na fotosfera. Quanto mais profunda for a camada

vista, mais quente ela será. Na direção do centro do disco solar, o brilho provém de todas as

camadas da fotosfera, mas, nos bordos, ele provém das camadas mais externas que estão mais frias.

Figura 9.6: Geometria que implica o obscurecimento do limbo. A radiação do limbo é proveniente de camadas mais externas que são mais frias e, portanto, menos brilhantes.

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9.2.5 Manchas Solares

As manchas solares são, sem dúvida, as figuras mais marcantes da fotosfera (Figura 9.4).

Elas variam em tamanho, abundância e posição no decorrer do tempo. Essas manchas estão

associadas a fortíssimos campos magnéticos. Elas têm, em média, 10.000 km de extensão e são

mais escuras que a fotosfera porque têm temperaturas mais baixas. A parte central, umbra, é a

mais escura; sua temperatura aproximada é de 4.500 K. A penumbra, que circunda a umbra, é

mais clara e tem temperatura média de 5.500 K.

A longevidade da mancha é de alguns meses. Quando surge, ela é pequena; aos poucos, ela

aumenta de tamanho até se fragmentar e, finalmente, desaparecer. As manchas aparecem em

grupos, segundo a bipolaridade do campo magnético. Uma mancha associada à polaridade

norte vem sempre acompanhada por outra associada à polaridade sul do campo magnético.

Algumas podem se apresentar mais dispersas ou mais concentradas que as outras.

Os campos magnéticos associados às manchas são fortíssimos, cerca de 50 mil vezes mais

intensos que o campo magnético terrestre encontrado nos polos. Esse campo magnético

inibe o transporte de calor proveniente das camadas mais profundas do Sol. Observações do

deslocamento das manchas, no sentido de leste para oeste, permitem determinar o período

de rotação do Sol em função da latitude solar. Em valores aproximados, o período de rotação

solar varia entre 34 dias nos polos (rotação mais lenta) e 25 dias no equador (rotação mais

rápida). Essa dependência da rotação em relação à latitude é chamada rotação diferencial.

Figura 9.7: Mancha solar em detalhes e comparação com o tamanho da Terra. / Fonte: NASA.

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9.2.6 Manchas solares e o ciclo de 11 anos

É desde o tempo de Galileu que se realizam contagens do número de manchas solares visíveis.

Nota-se um fenômeno cíclico, onde um número máximo de manchas solares é observado a

intervalos de 11 anos.

Nesse ciclo de 11 anos do Sol, ocorre também uma variação na distribuição das manchas

em relação à latitude solar. No início do ciclo, as manchas aparecem preferencialmente nas altas

latitudes (35°); na época de pico máximo do ciclo, a maioria das manchas se encontra a 15°,

e finalmente, quando o número de manchas diminui no final do ciclo, elas se distribuem em

torno de latitudes de 8°.

Entre 1645 e 1715, o número de manchas ficou bem abaixo do normal. Essa anomalia ficou

conhecida como mínimo de Maunder, e foi uma das três anomalias que ocorreram nos

últimos mil anos. Esse período coincide com a Pequena Idade do Gelo, que cobriu de gelo boa

parte das regiões terrestres de maiores latitudes norte e sul.

O ciclo de 11 anos é o mais evidente, mas há outros de períodos mais longos que se corre-

lacionam com as idades de gelo (eras glaciais) terrestres. Há um consenso de que a quantidade

de manchas solares está associada à atividade solar. Quanto maior a quantidade de manchas, mais

ativo está o Sol.

Figura 9.8: Ciclos das manchas solares observados anualmente desde 1600. O período de 60 anos (1645 a 1705) em que não ocorreu atividade solar é chamado mínimo de Maunde.

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9.2.7 Vento solar

O vento solar é a emissão contínua e variável de partículas eletricamente carregadas, provenientes

da alta atmosfera solar (coroa). As partículas mais abundantes são elétrons, prótons, núcleos de hélio

(chamados partículas alfa), além de íons mais pesados e partículas subatômicas como os neutrinos.

Nas proximidades da Terra, a densidade de partículas varia de 400 mil a 80 milhões por

m3. Quando ocorrem as explosões solares, a densidade de partículas aumenta enormente,

gerando tempestades magnéticas, que influem na propagação de ondas de rádio e deformam

a magnetosfera terrestre, e ainda produzem auroras polares mais intensas. Os cinturões de Van

Allen também são intensificados pela ocorrência de erupções solares, que aumentam com o

ciclo de atividade solar.

Como o vento se propaga por todo o meio interplanetário ele interage com as magnetos-

feras dos planetas e destrói as atmosferas dos planetas que possuem campos magnéticos fracos.

Outro exemplo de efeitos do vento solar são as caudas ionizadas de cometas.

O vento solar emana do Sol em todas as direções, com velocidades de algumas centenas de

km/s, e afeta diretamente todos os constituintes do Sistema Solar. Ele forma a heliosfera, uma

imensa bolha magnética que envolve a região mais interna do Sistema Solar. Estima-se que, na

direção do movimento do Sol na galáxia, a heliosfera possa atingir até 160 UA, mas ela é bem

maior na direção oposta, formando uma espécie de cauda magnética chamada heliocauda.

Dentro da heliosfera, predominam

o material e o magnetismo solar, ou

seja, o meio interplanetário. Fora dela,

predominam o material interestelar

e seu campo magnético, portanto, o

meio interestelar. A Nuvem de Oort,

fonte dos cometas de longo período,

tem dimensão milhares de vezes

maior que a heliosfera. Na região de

transição (heliopausa), as partículas

interestelares sofrem redução de

velocidade, de supersônica a subsônica.Figura 9.9: Representação da interação do vento solar com a magnetosfera terrestre. A linha roxa representa a zona de choque entre o vento e a magnetosfera, e as linhas azuis, o campo magnético terrestre deformado pelo vento, formando uma cauda magnética. / Fonte: SOHO, NASA, ESA.