Por dentro do Sol

Por Marcos Diego Lopes

O Sol é uma estrela como milhares de outras estrelas visíveis à noite. Porém, é a mais próxima de nós (aproximadamente 149.597.870 Km de distância), sendo o tipo de astro que ilumina nosso planeta durante um período do dia, e capaz de ser referência para nós para um conhecimento geral em estrelas.

Figura 1: A estrela do sistema solar. Fonte: Mayara Cristina M. Silva

O Sol libera energia sob diversas formas: radiação eletromagnética (fótons), partículas (vento solar e raios cósmicos solares), campo magnético e neutrinos. Mas a maior quantidade é liberada como radiação eletromagnética, principalmente na forma de luz visível e radiação infravermelha.

Conhecendo a luminosidade e o raio solar, pode-se obter imediatamente a temperatura efetiva desse astro, que é de aproximadamente 5.777 K ou 5.504°C.

Ele concentra quase a totalidade (99,966%) de toda a matéria, ou massa, do Sistema Solar.

Com a formação a partir de uma nuvem de gás e de poeira, há 4,6 bilhões de anos, com a composição química principal de hidrogênio (91,2%), hélio (8,7%), oxigênio (0,078%) e carbono (0,043%). 

As reações termo-nucleares de fusão de quatro núcleos de hidrogênio em um núcleo de hélio, ocorre uma transmutação química do hidrogênio em hélio, onde uma pequena quantidade de massa é convertida em energia de acordo com a conhecida equação de Einstein, E = mc¬2, o que dá conta da extraordinária energia liberada pelo Sol, onde no seu centro atinge temperaturas de aproximadamente de 15.000.000 °C.

A energia proveniente da região central na forma de fótons energéticos vai pouco a pouco sendo drenada para fora. Após alguns centímetros percorridos, acabam sendo absorvidos pelos átomos, para depois serem emitidos numa direção qualquer. Coletivamente, muitas bolhas ascendentes e descendentes se movem ao mesmo tempo, estabelecendo uma espécie de esteira que transporta energia de dentro para a superfície do Sol. Ao emergir na superfície do Sol, a energia gerada na região central pelas reações nucleares gastou vários milhões de anos.

Com a fusão nuclear dos elementos, onde se estabelece certa estabilidade, ocorre principalmente pela formação de partículas conhecidas como neutrinos. Eles são desprovidos de carga elétrica, viajam na velocidade da luz, com uma incrível vantagem sobre a luz, pois conseguem escapar livremente do Sol, como o interior solar fosse vácuo. 

 A Estrela é composta por:

1 – Núcleo: parte onde se produz toda a energia da estrela, lugar que ocorrem as reações nucleares;

2 – Região Radiativa: região que se estende até cerca de 70% do raio solar, onde a energia produzida pelo núcleo é transportada em direção da superfície;

3 – Região Convectiva: área em que a energia deixa de ser transportada pela radiação e passa a ser transportada por convecção (movimento ascendente ou descendente de matéria em um fluido); 

Figura 2:  Composição do sol. Fonte: URFGS

4 – Fotosfera: é a superfície visível do Sol;

5 – Cromosfera: camada irregular de atmosfera acima da fotosfera, onde a temperatura varia de 4.000°C até 25.000°C;

6 – Região de Transição: zona muito pequena da atmosfera solar onde a temperatura alcança temperaturas de até quase 1.000.000°C;

7 – Corona: também conhecida como atmosfera exterior do Sol, com temperatura de 2.000.000°C, se estendendo até os confins do Sistema Solar. Podendo ser observada quando ocorrem eclipses.

8 – Manchas Solares: regiões mais frias e escuras da fotosfera, ocasionadas por campos magnéticos que saltam do interior da estrela e aprisionam os seus constituintes.

Como o Sol não é sólido, suas diferentes partes não giram na mesma velocidade, diferentemente da Terra, que gira como um todo.

REFERÊNCIAS

FRIAÇA, Dal Pino, SODRÉ, Laerte Jr., JATENCO-PEREIRA, Vera. Astronomia: Uma Visão Geral do Universo - 2ª edição – São Paulo: Editora da Universidade de São Paulo, 2006.

RIDPATH, Ian. Guia ilustrado Zahar astronomia – Rio de Janeiro: Editora Jorge Zahar Editor Ltda, 2007.

Atlas Visuais: O Universo – série. Editora Ática, 1999.

http://astro.if.ufrgs.br/esol/esol.htm<acesso Acesso: 06/2014