Sol

O Sol é a estrela no centro do Sistema Solar. É uma enorme bola de plasma quente, inflada e aquecida por reações de fusão nuclear em seu núcleo. Parte dessa energia interna é emitida de sua superfície na forma de radiação luminosa, ultravioleta e infravermelha, fornecendo a maior parte da energia para a vida na Terra.

O raio do Sol é de cerca de 695.000 quilómetros (432.000 milhas), ou 109 vezes o da Terra. Sua massa é cerca de 330.000 vezes a da Terra, constituindo cerca de 99,86% da massa total do Sistema Solar. Aproximadamente três quartos da massa do Sol consiste em hidrogênio (~73%); o resto é principalmente hélio (~25%), com quantidades muito menores de elementos mais pesados, incluindo oxigênio, carbono, néon e ferro.

O Sol é uma estrela do tipo G da sequência principal (G2V), informalmente chamada de anã amarela, embora sua luz seja na verdade branca. Formou-se há aproximadamente 4,6 bilhões de anos a partir do colapso gravitacional da matéria dentro de uma região de uma grande nuvem molecular. A maior parte desta matéria reuniu-se no centro, enquanto o resto se achatou num disco orbital que se tornou o Sistema Solar. A massa central tornou-se tão quente e densa que eventualmente iniciou a fusão nuclear no seu núcleo. Pensa-se que quase todas as estrelas se formam através deste processo.

A cada segundo, o núcleo do Sol funde cerca de 600 milhões de toneladas de hidrogênio em hélio e, no processo, converte 4 milhões de toneladas de matéria em energia. Esta energia, que pode levar entre 10.000 e 170.000 anos para escapar do núcleo, é a fonte da luz e do calor do Sol. Num futuro distante, quando a fusão do hidrogénio no núcleo do Sol diminuir até ao ponto em que o Sol já não esteja em equilíbrio hidrostático, o seu núcleo sofrerá um aumento acentuado na densidade e na temperatura que empurrará as suas camadas exteriores para se expandirem, eventualmente transformando o Sol em uma gigante vermelha. Este processo tornará o Sol grande o suficiente para tornar a Terra inabitável a aproximadamente cinco mil milhões de anos a partir do presente. Depois disso, o Sol abandonará suas camadas externas e se tornará um tipo denso de estrela em resfriamento (uma anã branca), e não produzirá mais energia por fusão, mas ainda brilhará e emitirá calor de sua fusão anterior.

O enorme efeito do Sol na Terra é reconhecido desde os tempos pré-históricos e foi considerado por algumas culturas como uma divindade. A rotação sinódica da Terra e sua órbita ao redor do Sol são a base de alguns calendários solares. O calendário predominante em uso hoje é o calendário gregoriano, que se baseia na interpretação padrão do século XVI do movimento observado do Sol como movimento real.

Etimologia

A palavra inglesa sun foi desenvolvida a partir do inglês antigo sunne . Os cognatos aparecem em outras línguas germânicas, incluindo o frísio ocidental sinne, o holandês zon, baixo alemão Sünn, alemão padrão Sonne, bávaro Sunna, nórdico antigo sunna e gótico sunnō. Todas essas palavras derivam do proto-germânico *sunnōn. Em última análise, isso está relacionado à palavra para sol em outros ramos da família das línguas indo-europeias, embora na maioria dos casos seja encontrado um radical nominativo com l, em vez do radical genitivo em n, como por exemplo em latim sōl, grego antigo ἥλιος (hēlios), galês haul e tcheco slunce, bem como (com *l > r) sânscrito स्वर (svár) e persa خور (xvar). Na verdade, o radical l também sobreviveu no proto-germânico, como *sōwelan, que deu origem ao sauil gótico (ao lado de sunnō) e prosaico em nórdico antigo sól (ao lado do poético sunna), e através dele as palavras para sol em as línguas escandinavas modernas: sueco e dinamarquês sol, islandês sól, etc.

Os principais adjetivos para o Sol em inglês são ensolarado para luz solar e, em contextos técnicos, solar (), do latim sol – este último encontrado em termos como dia solar, eclipse solar e Sistema Solar. Do grego helios vem o raro adjetivo heliac (). Em inglês, as palavras gregas e latinas ocorrem na poesia como personificações do Sol, Helios () e Sol (), enquanto na ficção científica Sol pode ser usado para distinguir o Sol de outras estrelas. O termo sol com s minúsculo é usado pelos astrônomos planetários para designar a duração de um dia solar em outro planeta como Marte.

O nome da semana em inglês Domingo hastes de Old English O que fazer? "dia do sol", uma interpretação germânica da frase latina São Paulo, uma tradução do grego antigo μμέρα λλίου (Hēmera hēliou) 'dia do sol'. O símbolo astronômico para o Sol é um círculo com um ponto central, . É usado para unidades como M_? (Solar mas) R_? (Raios solares) e L_? (Luminosidade solar).

Características gerais

O Sol é uma estrela do tipo G da sequência principal que representa cerca de 99,86% da massa do Sistema Solar. O Sol tem uma magnitude absoluta de +4,83, estimada em ser mais brilhante do que cerca de 85% das estrelas da Via Láctea, a maioria das quais são anãs vermelhas. O Sol é uma estrela de População I, ou rica em elementos pesados. A sua formação pode ter sido desencadeada por ondas de choque de uma ou mais supernovas próximas. Isto é sugerido por uma grande abundância de elementos pesados no Sistema Solar, como ouro e urânio, em relação à abundância destes elementos nas chamadas estrelas de População II, pobres em elementos pesados. Os elementos pesados poderiam ter sido produzidos, de forma mais plausível, por reações nucleares endotérmicas durante uma supernova, ou por transmutação através da absorção de nêutrons dentro de uma estrela massiva de segunda geração.

O Sol é de longe o objeto mais brilhante no céu da Terra, com uma magnitude aparente de -26,74. Isto é cerca de 13 bilhões de vezes mais brilhante que a próxima estrela mais brilhante, Sirius, que tem uma magnitude aparente de -1,46.

Uma unidade astronômica (cerca de 150.000.000 km; 93.000.000 mi) é definida como a distância média do centro do Sol ao centro da Terra, embora a distância varie (em cerca de +/- 2,5 milhões de km ou 1,55 milhões de milhas) à medida que a Terra se move do periélio, por volta de 3 de janeiro, para o afélio, por volta de 4 de julho. As distâncias podem variar entre 147.098.074 km (periélio) e 152.097.701 km (afélio), e os valores extremos podem variar de 147.083.346 km a 152.112.126 km. Na sua distância média, a luz viaja do horizonte do Sol até o horizonte da Terra em cerca de 8 minutos e 20 segundos, enquanto a luz dos pontos mais próximos do Sol e da Terra leva cerca de dois segundos a menos. A energia desta luz solar sustenta quase toda a vida na Terra através da fotossíntese e impulsiona o clima e o clima da Terra.

O Sol não tem um limite definido, mas a sua densidade diminui exponencialmente com o aumento da altura acima da fotosfera. Para efeitos de medição, o raio do Sol é considerado a distância do seu centro até a borda da fotosfera, a superfície visível aparente do Sol. Por esta medida, o Sol é uma esfera quase perfeita com um achatamento estimado em 9 milionésimos, o que significa que o seu diâmetro polar difere do seu diâmetro equatorial em apenas 10 quilómetros (6,2 mi). O efeito das marés dos planetas é fraco e não afeta significativamente a forma do Sol. O Sol gira mais rápido em seu equador do que em seus pólos. Esta rotação diferencial é causada pelo movimento convectivo devido ao transporte de calor e pela força de Coriolis devido à rotação do Sol. Num referencial definido pelas estrelas, o período de rotação é de aproximadamente 25,6 dias no equador e 33,5 dias nos pólos. Visto da Terra enquanto orbita o Sol, o período de rotação aparente do Sol no seu equador é de cerca de 28 dias. Visto de um ponto de vista acima do seu pólo norte, o Sol gira no sentido anti-horário em torno do seu eixo de rotação.

Did you mean:

From NASA 's fact sheet.

Comparação entre Sol e Terra: Parâmetros em massa

	Sol	Terra	Relação (Sol/Earth)
Missa (10.24.kg){displaystyle (10^{24}mathrm {kg})}	1.988,500.	5.9724	333.000.
GM (x10.6km3/S2)(x10^{6}mathrm {km} ^{3}/mathrm {s} ^{2})}	132,712.	0,39860	333.000.
Volume (10.12km3){displaystyle (10^{12}mathrm {km} ^{3})}	1,412 mil.	1.083	1,304,000.
Raio médio volumétrico (km)(mathrm {km})}	695.700.	6371.	109.2
Densidade média (kg/m3)(mathrm {kg} /mathrm {m} ^{3})}	1408.	5514.	0,255
gravidade da superfície (eq.) (m/S2)(mathrm {m} /mathrm {s} ^{2})}	274.0	9.78	28.0
Velocidade de fuga (km/S)(mathrm {km} /mathrm {s})}	61.	11.19	55.2
Eliptização	0,00005	0.0034	0,015
Momento de inércia (Eu.../MR2)(I/MR^{2})}	0,070	0,308	0,212
magnitude visual V(1,0)	-26.74	-3.86	- Não.
magnitude absoluta	+4.83
Luminosidade (10.24.JJ/S){displaystyle (10^{24}mathrm {J} /mathrm {s})}	382.
Taxa de conversão em massa (10.6kg/S){displaystyle (10^{6}mathrm {kg} /mathrm {s})}	4260.
Produção de energia média (10.- Sim. - Sim. 3JJ/kgS){displaystyle (10^{-3}mathrm {J} /mathrm {kg} mathrm {s})}	0,1925
Emissão de superfície (10.6JJ/m2S){displaystyle (10^{6}mathrm {J} /mathrm {m} ^{2}mathrm {s})}	62.94
Tipo espectral	G2 V

Composição

O Sol consiste principalmente nos elementos químicos hidrogênio e hélio. Neste momento da vida do Sol, eles representam 74,9% e 23,8%, respectivamente, da massa do Sol na fotosfera. Todos os elementos mais pesados, chamados de metais na astronomia, representam menos de 2% da massa, com oxigênio (cerca de 1% da massa do Sol), carbono (0,3%), néon (0,2%), sendo o ferro (0,2%) o mais abundante.

Na pesquisa solar é mais comum expressar a abundância de cada elemento em dex, que é uma unidade logarítmica em escala. A(e) = 12+log10(ne/nH), com 'e' sendo o elemento em questão e nH como 10 ^ 12 átomos de hidrogênio. Por definição, o hidrogênio tem uma abundância de 12, a abundância de hélio varia entre aproximadamente 10,3 e 10,5 dependendo da fase do ciclo solar, o carbono é 8,47, o néon é 8,29, o oxigênio é 7,69 e o ferro é 7,62.

A composição química original do Sol foi herdada do meio interestelar a partir do qual se formou. Originalmente, conteria cerca de 71,1% de hidrogênio, 27,4% de hélio e 1,5% de elementos mais pesados. O hidrogênio e a maior parte do hélio do Sol teriam sido produzidos pela nucleossíntese do Big Bang nos primeiros 20 minutos do universo, e os elementos mais pesados foram produzidos por gerações anteriores de estrelas antes da formação do Sol e se espalharam pelo meio interestelar. durante os estágios finais da vida estelar e por eventos como supernovas.

Desde que o Sol se formou, o principal processo de fusão envolveu a fusão de hidrogênio em hélio. Nos últimos 4,6 bilhões de anos, a quantidade de hélio e sua localização no Sol mudaram gradualmente. Dentro do núcleo, a proporção de hélio aumentou de cerca de 24% para cerca de 60% devido à fusão, e alguns dos elementos hélio e pesados se estabeleceram da fotosfera em direção ao centro do Sol por causa da gravidade. As proporções dos elementos mais pesados permanecem inalteradas. O calor é transferido para fora do núcleo do Sol por radiação e não por convecção (ver Zona radiativa abaixo), de modo que os produtos da fusão não são elevados para fora pelo calor; eles permanecem no núcleo e gradualmente começou a se formar um núcleo interno de hélio que não pode ser fundido porque atualmente o núcleo do Sol não é quente ou denso o suficiente para fundir o hélio. Na fotosfera atual, a fração de hélio é reduzida e a metalicidade é apenas 84% do que era na fase protoestelar (antes do início da fusão nuclear no núcleo). No futuro, o hélio continuará a acumular-se no núcleo e, em cerca de 5 mil milhões de anos, esta acumulação gradual acabará por fazer com que o Sol saia da sequência principal e se torne uma gigante vermelha.

A composição química da fotosfera é normalmente considerada representativa da composição do Sistema Solar primordial. As abundâncias de elementos solares pesados descritas acima são normalmente medidas usando espectroscopia da fotosfera do Sol e medindo abundâncias em meteoritos que nunca foram aquecidos a temperaturas de fusão. Acredita-se que esses meteoritos retêm a composição do Sol protoestelar e, portanto, não são afetados pela sedimentação de elementos pesados. Os dois métodos geralmente concordam bem.

Estrutura e fusão

Núcleo

O núcleo do Sol se estende do centro até cerca de 20–25% do raio solar. Tem uma densidade de até 150 g/cm³ (cerca de 150 vezes a densidade da água) e uma temperatura próxima de 15,7 milhões de Kelvin (K). Por outro lado, a temperatura da superfície do Sol é de aproximadamente 5800 K. A análise recente dos dados da missão SOHO favorece uma taxa de rotação mais rápida no núcleo do que na zona radiativa acima. Durante a maior parte da vida do Sol, a energia foi produzida pela fusão nuclear na região central através da cadeia próton-próton; este processo converte hidrogênio em hélio. Atualmente, apenas 0,8% da energia gerada no Sol provém de outra sequência de reações de fusão chamada ciclo CNO, embora se espere que esta proporção aumente à medida que o Sol se torna mais velho e mais luminoso.

O núcleo é a única região do Sol que produz uma quantidade apreciável de energia térmica através da fusão; 99% da energia é gerada dentro de 24% do raio do Sol e em 30% do raio, a fusão parou quase totalmente. O restante do Sol é aquecido por esta energia à medida que é transferida para fora através de muitas camadas sucessivas, finalmente para a fotosfera solar, onde escapa para o espaço através de radiação (fótons) ou advecção (partículas massivas).

A cadeia próton-próton ocorre em torno de 9,2×10³⁷ vezes por segundo no núcleo, convertendo cerca de 3,7×10³⁸ prótons em partículas alfa (núcleos de hélio) a cada segundo (de um total de aproximadamente 8,9×10⁵⁶ prótons livres no Sol), ou cerca de 6,2 ×10¹¹ kg/s. No entanto, cada próton (em média) leva cerca de 9 bilhões de anos para se fundir usando a cadeia PP. A fusão de quatro prótons livres (núcleos de hidrogênio) em uma única partícula alfa (núcleo de hélio) libera cerca de 0,7% da massa fundida como energia, de modo que o Sol libera energia à taxa de conversão massa-energia de 4,26 milhões de toneladas métricas por segundo (o que requer 600 megatons métricos de hidrogênio), por 384,6 yottawatts (3,846×10²⁶ W) ou 9,192×10 ¹⁰ megatons de TNT por segundo. A grande produção de energia do Sol deve-se principalmente ao enorme tamanho e densidade do seu núcleo (em comparação com a Terra e os objetos na Terra), com apenas uma pequena quantidade de energia sendo gerada por metro cúbico. Modelos teóricos do interior do Sol indicam uma densidade máxima de potência, ou produção de energia, de aproximadamente 276,5 watts por metro cúbico no centro do núcleo, o que, segundo Karl Kruszelnicki, tem aproximadamente a mesma densidade de potência dentro de um composto. pilha.

A taxa de fusão no núcleo está em um equilíbrio autocorretivo: uma taxa de fusão ligeiramente mais alta faria com que o núcleo aquecesse mais e se expandisse ligeiramente contra o peso das camadas externas, reduzindo a densidade e, portanto, a taxa de fusão e corrigindo a perturbação; e uma taxa ligeiramente mais baixa faria com que o núcleo arrefecesse e contraísse ligeiramente, aumentando a densidade e aumentando a taxa de fusão e revertendo-a novamente para a sua taxa actual.

Zona radiativa

A zona radiativa é a camada mais espessa do Sol, com 0,45 raios solares. Do núcleo até cerca de 0,7 raios solares, a radiação térmica é o principal meio de transferência de energia. A temperatura cai de aproximadamente 7 milhões para 2 milhões de Kelvins com o aumento da distância do núcleo. Este gradiente de temperatura é menor que o valor da taxa de lapso adiabático e, portanto, não pode conduzir à convecção, o que explica porque a transferência de energia através desta zona é por radiação em vez de convecção térmica. Os íons de hidrogênio e hélio emitem fótons, que percorrem apenas uma curta distância antes de serem reabsorvidos por outros íons. A densidade cai cem vezes (de 20.000 kg/m³ para 200 kg/m³) entre 0,25 raios solares e 0,7 raios, o topo da zona radiativa.

Tacoclina

A zona radiativa e a zona convectiva são separadas por uma camada de transição, a tacoclina. Esta é uma região onde a mudança brusca de regime entre a rotação uniforme da zona radiativa e a rotação diferencial da zona de convecção resulta num grande cisalhamento entre as duas – uma condição onde sucessivas camadas horizontais deslizam umas sobre as outras. Atualmente, supõe-se (ver dínamo solar) que um dínamo magnético dentro desta camada gera o campo magnético do Sol.

Zona convectiva

A zona de convecção do Sol se estende de 0,7 raios solares (500.000 km) até perto da superfície. Nesta camada, o plasma solar não é denso ou quente o suficiente para transferir a energia térmica do interior através da radiação. Em vez disso, a densidade do plasma é baixa o suficiente para permitir que correntes convectivas se desenvolvam e movam a energia do Sol em direção à sua superfície. O material aquecido na tacoclina capta calor e se expande, reduzindo assim sua densidade e permitindo que suba. Como resultado, um movimento ordenado da massa desenvolve-se em células térmicas que transportam a maior parte do calor para fora, para a fotosfera do Sol acima. Uma vez que o material esfria de forma difusa e radiativa logo abaixo da superfície fotosférica, sua densidade aumenta e ele afunda na base da zona de convecção, onde novamente capta calor do topo da zona radiativa e o ciclo convectivo continua. Na fotosfera, a temperatura caiu para 5.700 K (350 vezes) e a densidade para apenas 0,2 g/m3 (cerca de 1/10.000 da densidade do ar ao nível do mar, e 1 milionésimo disso). da camada interna da zona convectiva).

As colunas térmicas da zona de convecção formam uma impressão na superfície do Sol, dando-lhe uma aparência granular chamada granulação solar em escala menor e supergranulação em escalas maiores. A convecção turbulenta nesta parte externa do interior solar sustenta a circulação em “pequena escala”. ação do dínamo sobre o volume próximo à superfície do Sol. As colunas térmicas do Sol são células de Bénard e assumem a forma de prismas aproximadamente hexagonais.

Fotosfera

A superfície visível do Sol, a fotosfera, é a camada abaixo da qual o Sol se torna opaco à luz visível. Os fótons produzidos nesta camada escapam do Sol através da atmosfera solar transparente acima dele e se tornam radiação solar, luz solar. A mudança na opacidade é devida à quantidade decrescente de íons H−, que absorvem facilmente a luz visível. Por outro lado, a luz visível que vemos é produzida quando os elétrons reagem com átomos de hidrogênio para produzir íons H⁻.

A fotosfera tem dezenas a centenas de quilómetros de espessura e é ligeiramente menos opaca que o ar da Terra. Como a parte superior da fotosfera é mais fria do que a parte inferior, uma imagem do Sol parece mais brilhante no centro do que na borda ou no membro do disco solar, num fenómeno conhecido como escurecimento dos membros. O espectro da luz solar tem aproximadamente o espectro de um corpo negro irradiando a 5.777 K (5.504 °C; 9.939 °F), intercalado com linhas de absorção atômica das tênues camadas acima da fotosfera. A fotosfera tem uma densidade de partículas de ~10²³ m⁻³ (cerca de 0,37% do número de partículas por volume da atmosfera da Terra ao nível do mar). A fotosfera não está totalmente ionizada – a extensão da ionização é de cerca de 3%, deixando quase todo o hidrogênio na forma atômica.

Durante os primeiros estudos do espectro óptico da fotosfera, foram encontradas algumas linhas de absorção que não correspondiam a nenhum elemento químico então conhecido na Terra. Em 1868, Norman Lockyer levantou a hipótese de que essas linhas de absorção eram causadas por um novo elemento que ele apelidou de hélio, em homenagem ao deus grego do Sol, Hélios. Vinte e cinco anos depois, o hélio foi isolado na Terra.

Atmosfera

A atmosfera do Sol é composta por quatro partes: a fotosfera (visível em condições normais), a cromosfera, a região de transição, a coroa e a heliosfera. Durante um eclipse solar total, a fotosfera fica bloqueada, tornando a coroa visível.

A camada mais fria do Sol é uma região de temperatura mínima que se estende até cerca de 500 km acima do Sol. fotosfera e tem uma temperatura de cerca de 4.100 K. Esta parte do Sol é suficientemente fria para permitir a existência de moléculas simples, como o monóxido de carbono e a água, que podem ser detectadas através dos seus espectros de absorção. A cromosfera, a região de transição e a coroa são muito mais quentes que a superfície do Sol. A razão não é bem compreendida, mas as evidências sugerem que as ondas de Alfvén podem ter energia suficiente para aquecer a coroa.

Acima da camada de temperatura mínima há uma camada com cerca de 2.000 km de espessura, dominada por um espectro de linhas de emissão e absorção. É chamada de cromosfera da raiz grega chroma, que significa cor, porque a cromosfera é visível como um flash colorido no início e no final dos eclipses solares totais. A temperatura da cromosfera aumenta gradualmente com a altitude, variando até cerca de 20.000 K perto do topo. Na parte superior da cromosfera, o hélio torna-se parcialmente ionizado.

Acima da cromosfera, em uma região de transição fina (cerca de 200 km), a temperatura sobe rapidamente em torno de 20.000 K na cromosfera superior até temperaturas coronais próximas de 1.000.000 K. O aumento da temperatura é facilitado pela ionização total do hélio na região de transição, o que reduz significativamente o resfriamento radiativo do plasma. A região de transição não ocorre em uma altitude bem definida. Em vez disso, forma uma espécie de nimbo em torno de características cromosféricas, como espículas e filamentos, e está em movimento constante e caótico. A região de transição não é facilmente visível da superfície da Terra, mas é facilmente observável do espaço por instrumentos sensíveis à porção ultravioleta extrema do espectro.

A coroa é a próxima camada do Sol. A coroa baixa, perto da superfície do Sol, tem uma densidade de partículas em torno de 10¹⁵ m⁻³ a 10¹⁶ m^{− 3}. A temperatura média da coroa e do vento solar é de cerca de 1.000.000–2.000.000 K; no entanto, nas regiões mais quentes é de 8.000.000 a 20.000.000 K. Embora ainda não exista uma teoria completa para explicar a temperatura da coroa, sabe-se que pelo menos parte de seu calor é proveniente da reconexão magnética. A coroa é a atmosfera estendida do Sol, que tem um volume muito maior que o volume encerrado pela fotosfera do Sol. Um fluxo de plasma do Sol para o espaço interplanetário é o vento solar.

A heliosfera, a tênue atmosfera mais externa do Sol, está repleta de plasma do vento solar. Esta camada mais externa do Sol é definida para começar na distância onde o fluxo do vento solar se torna superalfvénico - isto é, onde o fluxo se torna mais rápido que a velocidade das ondas de Alfvén, em aproximadamente 20 raios solares. (0,1 UA). A turbulência e as forças dinâmicas na heliosfera não podem afetar a forma da coroa solar no seu interior, porque a informação só pode viajar à velocidade das ondas de Alfvén. O vento solar viaja continuamente para fora através da heliosfera, formando o campo magnético solar em forma de espiral, até impactar a heliopausa mais de 50 UA do Sol. Em dezembro de 2004, a sonda Voyager 1 passou por uma frente de choque que se acredita fazer parte da heliopausa. No final de 2012, a Voyager 1 registrou um aumento acentuado nas colisões de raios cósmicos e uma queda acentuada nas partículas de energia mais baixa do vento solar, o que sugeria que a sonda havia passado pela heliopausa e entrado no meio interestelar, e de fato, aconteceu em 25 de agosto de 2012, a aproximadamente 122 unidades astronômicas (18 Tm) do Sol. A heliosfera tem uma heliocauda que se estende atrás dela devido ao movimento do Sol.

Em 28 de abril de 2021, durante seu oitavo sobrevôo pelo Sol, a Parker Solar Probe da NASA encontrou condições magnéticas e de partículas específicas em 18,8 raios solares que indicavam que ela penetrou na superfície de Alfvén, a fronteira que separa a coroa. do vento solar definido como onde a velocidade Alfvén do plasma coronal e a velocidade do vento solar em grande escala são iguais. A sonda mediu o ambiente de plasma do vento solar com seus instrumentos FIELDS e SWEAP. Este evento foi descrito pela NASA como “tocar o Sol”. Durante o sobrevoo, a Parker Solar Probe entrou e saiu da coroa várias vezes. Isto comprovou as previsões de que a superfície crítica de Alfvén não tem a forma de uma bola lisa, mas tem pontas e vales que enrugam a sua superfície.

Luz solar e neutrinos

O Sol emite luz através do espectro visível, por isso a sua cor é branca, com um índice de espaço de cores CIE próximo de (0,3, 0,3), quando visto do espaço ou quando o Sol está alto no céu. A radiação solar por comprimento de onda atinge o pico na porção verde do espectro quando vista do espaço. Quando o Sol está muito baixo no céu, a dispersão atmosférica torna o Sol amarelo, vermelho, laranja ou magenta e, em raras ocasiões, até verde ou azul. Apesar de sua brancura típica (raios solares brancos, luz ambiente branca, iluminação branca da Lua, etc.), algumas culturas retratam mentalmente o Sol como amarelo e algumas até vermelho; as razões para isso são culturais e as exatas são objeto de debate. O Sol é uma estrela G2V, com G2 indicando sua temperatura superficial de aproximadamente 5.778 K (5.505 °C; 9.941 °F), e V que ele, como a maioria das estrelas, é uma estrela da sequência principal.

A constante solar é a quantidade de energia que o Sol deposita por unidade de área diretamente exposta à luz solar. A constante solar é igual a aproximadamente 1.368 W/m² (watts por metro quadrado) a uma distância de uma unidade astronômica (UA) do Sol (ou seja, na Terra ou próximo a ela). A luz solar na superfície da Terra é atenuada pela atmosfera terrestre, de modo que menos energia chega à superfície (mais perto de 1.000 W/m²) em condições claras quando o Sol está próximo do zênite. A luz solar no topo da atmosfera da Terra é composta (em energia total) por cerca de 50% de luz infravermelha, 40% de luz visível e 10% de luz ultravioleta. A atmosfera, em particular, filtra mais de 70% do ultravioleta solar, especialmente nos comprimentos de onda mais curtos. A radiação ultravioleta solar ioniza a atmosfera superior diurna da Terra, criando a ionosfera eletricamente condutora.

A luz ultravioleta do Sol tem propriedades anti-sépticas e pode ser usada para higienizar ferramentas e água. Também causa queimaduras solares e tem outros efeitos biológicos, como a produção de vitamina D e o bronzeamento. É também a principal causa do câncer de pele. A luz ultravioleta é fortemente atenuada pela camada de ozônio da Terra, de modo que a quantidade de UV varia muito com a latitude e tem sido parcialmente responsável por muitas adaptações biológicas, incluindo variações na cor da pele humana em diferentes regiões da Terra.

Os fótons de raios gama de alta energia inicialmente liberados com reações de fusão no núcleo são quase imediatamente absorvidos pelo plasma solar da zona radiativa, geralmente após viajarem apenas alguns milímetros. A reemissão ocorre em uma direção aleatória e geralmente com energia ligeiramente inferior. Com esta sequência de emissões e absorções, a radiação demora muito para atingir a superfície do Sol. As estimativas do tempo de viagem dos fótons variam entre 10.000 e 170.000 anos. Em contraste, são necessários apenas 2,3 segundos para que os neutrinos, que representam cerca de 2% da produção total de energia do Sol, cheguem à superfície. Como o transporte de energia no Sol é um processo que envolve fótons em equilíbrio termodinâmico com a matéria, a escala de tempo do transporte de energia no Sol é mais longa, da ordem de 30 milhões de anos. Este é o tempo que o Sol levaria para retornar a um estado estável se a taxa de geração de energia em seu núcleo mudasse repentinamente.

Os neutrinos também são libertados por reações de fusão no núcleo, mas, ao contrário dos fotões, raramente interagem com a matéria, pelo que quase todos conseguem escapar do Sol imediatamente. Durante muitos anos, as medições do número de neutrinos produzidos no Sol foram inferiores às teorias previstas por um factor de 3. Esta discrepância foi resolvida em 2001 através da descoberta dos efeitos da oscilação dos neutrinos: o Sol emite o número de neutrinos previsto por a teoria, mas faltavam detectores de neutrinos 2⁄3 deles porque os neutrinos mudaram de sabor no momento em que foram detectados.

Atividade magnética

O Sol possui um campo magnético estelar que varia em sua superfície. Seu campo polar é de 1–2 gauss (0,0001–0,0002 T), enquanto o campo é normalmente de 3.000 gauss (0,3 T) em características do Sol chamadas manchas solares e 10–100 gauss (0,001–0,01 T) em proeminências solares. O campo magnético varia no tempo e na localização. O ciclo solar quase periódico de 11 anos é a variação mais proeminente na qual o número e o tamanho das manchas solares aumentam e diminuem.

O campo magnético solar estende-se muito além do próprio Sol. O plasma do vento solar eletricamente condutor carrega o campo magnético do Sol para o espaço, formando o que é chamado de campo magnético interplanetário. Numa aproximação conhecida como magnetohidrodinâmica ideal, as partículas de plasma apenas se movem ao longo das linhas do campo magnético. Como resultado, o vento solar que flui para fora estica o campo magnético interplanetário para fora, forçando-o a uma estrutura aproximadamente radial. Para um campo magnético solar dipolar simples, com polaridades hemisféricas opostas em ambos os lados do equador magnético solar, uma fina camada de corrente é formada no vento solar.

A grandes distâncias, a rotação do Sol torce o campo magnético dipolar e a folha de corrente correspondente numa estrutura espiral de Arquimedes chamada espiral de Parker. O campo magnético interplanetário é muito mais forte que o componente dipolo do campo magnético solar. O campo magnético dipolo do Sol de 50–400 μT (na fotosfera) reduz com o inverso do cubo da distância, levando a um campo magnético previsto de 0,1 nT à distância da Terra. No entanto, de acordo com observações de naves espaciais, o campo interplanetário na localização da Terra é de cerca de 5 nT, cerca de cem vezes maior. A diferença se deve aos campos magnéticos gerados pelas correntes elétricas no plasma que circunda o Sol.

Mancha solar

As manchas solares são visíveis como manchas escuras na fotosfera do Sol e correspondem a concentrações de campo magnético onde o transporte convectivo de calor é inibido do interior solar para a superfície. Como resultado, as manchas solares são ligeiramente mais frias do que a fotosfera circundante, por isso parecem escuras. Num mínimo solar típico, poucas manchas solares são visíveis e, ocasionalmente, nenhuma pode ser vista. Aqueles que aparecem estão em altas latitudes solares. À medida que o ciclo solar avança em direcção ao seu máximo, as manchas solares tendem a formar-se mais perto do equador solar, um fenómeno conhecido como lei de Spörer. As maiores manchas solares podem ter dezenas de milhares de quilômetros de diâmetro.

Um ciclo de manchas solares de 11 anos é metade de um ciclo de dínamo Babcock-Leighton de 22 anos, que corresponde a uma troca oscilatória de energia entre campos magnéticos solares toroidais e poloidais. No máximo do ciclo solar, o campo magnético dipolar poloidal externo está próximo de sua força mínima do ciclo do dínamo, mas um campo quadrupolar toroidal interno, gerado através da rotação diferencial dentro da tacoclina, está próximo de sua força máxima. Neste ponto do ciclo do dínamo, a ressurgência flutuante dentro da zona convectiva força o surgimento do campo magnético toroidal através da fotosfera, dando origem a pares de manchas solares, aproximadamente alinhadas leste-oeste e com pegadas com polaridades magnéticas opostas. A polaridade magnética dos pares de manchas solares alterna a cada ciclo solar, um fenômeno descrito pela lei de Hale.

Durante a fase de declínio do ciclo solar, a energia muda do campo magnético toroidal interno para o campo poloidal externo, e as manchas solares diminuem em número e tamanho. No mínimo do ciclo solar, o campo toroidal está, correspondentemente, com intensidade mínima, as manchas solares são relativamente raras e o campo poloidal está com sua intensidade máxima. Com o surgimento do próximo ciclo de manchas solares de 11 anos, a rotação diferencial desloca a energia magnética de volta do campo poloidal para o campo toroidal, mas com uma polaridade oposta à do ciclo anterior. O processo continua continuamente e, num cenário idealizado e simplificado, cada ciclo de manchas solares de 11 anos corresponde a uma mudança, então, na polaridade geral do campo magnético de grande escala do Sol.

Atividade solar

O campo magnético do Sol leva a muitos efeitos que são chamados coletivamente de atividade solar. Explosões solares e ejeções de massa coronal tendem a ocorrer em grupos de manchas solares. Fluxos de vento solar de alta velocidade que mudam lentamente são emitidos de buracos coronais na superfície fotosférica. Tanto as ejeções de massa coronal quanto os fluxos de vento solar de alta velocidade transportam o plasma e o campo magnético interplanetário para fora do Sistema Solar. Os efeitos da atividade solar na Terra incluem auroras em latitudes moderadas a altas e a interrupção das comunicações de rádio e da energia elétrica. Acredita-se que a atividade solar tenha desempenhado um grande papel na formação e evolução do Sistema Solar.

Alguns cientistas pensam que a mudança secular a longo prazo no número de manchas solares está correlacionada com a mudança a longo prazo na irradiância solar, que, por sua vez, pode influenciar o clima da Terra a longo prazo. O ciclo solar influencia as condições climáticas espaciais, incluindo aquelas que circundam a Terra. Por exemplo, no século XVII, o ciclo solar parecia ter parado completamente durante várias décadas; poucas manchas solares foram observadas durante um período conhecido como mínimo de Maunder. Isto coincidiu com a era da Pequena Idade do Gelo, quando a Europa experimentou temperaturas excepcionalmente baixas. Mínimos estendidos anteriores foram descobertos através da análise de anéis de árvores e parecem ter coincidido com temperaturas globais inferiores à média.

Em dezembro de 2019, foi observado um novo tipo de explosão magnética solar, conhecida como reconexão magnética forçada. Anteriormente, em um processo denominado reconexão magnética espontânea, observou-se que as linhas do campo magnético solar divergem explosivamente e depois convergem novamente instantaneamente. A Reconexão Magnética Forçada foi semelhante, mas foi desencadeada por uma explosão na coroa.

Fases da vida

O Sol hoje está aproximadamente na metade da fase mais estável de sua vida. Não mudou drasticamente em mais de quatro mil milhões de anos e permanecerá bastante estável durante mais de cinco mil milhões. No entanto, após a interrupção da fusão do hidrogénio no seu núcleo, o Sol sofrerá mudanças dramáticas, tanto interna como externamente. É mais massivo do que 71 das 75 outras estrelas dentro de 5 pc, ou entre os 5 por cento superiores.

Formação

O Sol se formou há cerca de 4,6 bilhões de anos a partir do colapso de parte de uma nuvem molecular gigante que consistia principalmente de hidrogênio e hélio e que provavelmente deu origem a muitas outras estrelas. Esta idade é estimada usando modelos computacionais de evolução estelar e através da nucleocosmocronologia. O resultado é consistente com a data radiométrica do material mais antigo do Sistema Solar, há 4,567 bilhões de anos. Estudos de meteoritos antigos revelam vestígios de núcleos filhos estáveis de isótopos de vida curta, como o ferro-60, que se formam apenas em estrelas em explosão e de vida curta. Isto indica que uma ou mais supernovas devem ter ocorrido perto do local onde o Sol se formou. Uma onda de choque de uma supernova próxima teria desencadeado a formação do Sol, comprimindo a matéria dentro da nuvem molecular e causando o colapso de certas regiões sob a sua própria gravidade. À medida que um fragmento da nuvem entrou em colapso, ele também começou a girar devido à conservação do momento angular e a aquecer com o aumento da pressão. Grande parte da massa concentrou-se no centro, enquanto o resto se achatou num disco que se tornaria os planetas e outros corpos do Sistema Solar. A gravidade e a pressão dentro do núcleo da nuvem geraram muito calor à medida que acumulavam mais matéria do disco circundante, eventualmente desencadeando a fusão nuclear.

Did you mean:

The stars HD 162826 and HD186302 share similarities with the Sun and are thus hypothesized to be its stellar siblings, formed in the same molecular cloud.

Sequência principal

O Sol está a meio caminho da sua fase de sequência principal, durante a qual as reações de fusão nuclear no seu núcleo fundem o hidrogénio em hélio. A cada segundo, mais de quatro milhões de toneladas de matéria são convertidas em energia no núcleo do Sol, produzindo neutrinos e radiação solar. Nesse ritmo, o Sol converteu até agora cerca de 100 vezes a massa da Terra em energia, cerca de 0,03% da massa total do Sol. O Sol passará um total de aproximadamente 10 a 11 bilhões de anos como uma estrela da sequência principal antes da fase de gigante vermelha do Sol. Na marca dos 8 mil milhões de anos, o Sol estará no seu ponto mais quente, de acordo com a missão do observatório espacial Gaia da ESA em 2022.

O Sol está gradualmente se tornando mais quente em seu núcleo, mais quente na superfície, maior em raio e mais luminoso durante seu tempo na sequência principal: desde o início de sua vida na sequência principal, seu raio expandiu em 15% e a temperatura da superfície aumentou de 5.620 K (5.350 °C; 9.660 °F) para 5.777 K (5.504 °C; 9.939 °F), resultando em um aumento de 48% na luminosidade de 0,677 luminosidades solares até o atual 1,0 luminosidade solar. Isto ocorre porque os átomos de hélio no núcleo têm um peso molecular médio mais elevado do que os átomos de hidrogénio que foram fundidos, resultando em menos pressão térmica. O núcleo está, portanto, encolhendo, permitindo que as camadas externas do Sol se aproximem do centro, liberando energia potencial gravitacional. De acordo com o teorema do virial, metade dessa energia gravitacional liberada vai para aquecimento, o que leva a um aumento gradual na taxa de fusão e, portanto, a um aumento na luminosidade. Este processo acelera à medida que o núcleo se torna gradualmente mais denso. Atualmente, seu brilho aumenta cerca de 1% a cada 100 milhões de anos. Levará pelo menos 1 bilhão de anos a partir de agora para esgotar a água líquida da Terra devido a esse aumento. Depois disso, a Terra deixará de ser capaz de suportar vida multicelular complexa e os últimos organismos multicelulares remanescentes no planeta sofrerão uma extinção final e completa em massa.

Após a exaustão do hidrogênio central

O Sol não tem massa suficiente para explodir como uma supernova. Em vez disso, quando o hidrogénio no núcleo acabar dentro de aproximadamente 5 mil milhões de anos, a fusão do hidrogénio no núcleo irá parar e não haverá nada que impeça a contração do núcleo. A libertação de energia potencial gravitacional fará com que a luminosidade do Sol aumente, encerrando a fase da sequência principal e levando o Sol a expandir-se ao longo dos próximos mil milhões de anos: primeiro numa subgigante e depois numa gigante vermelha. O aquecimento devido à contracção gravitacional também levará à expansão do Sol e à fusão do hidrogénio numa concha mesmo fora do núcleo, onde o hidrogénio não fundido permanece, contribuindo para o aumento da luminosidade, que acabará por atingir mais de 1.000 vezes a sua luminosidade actual. Quando o Sol entrar em sua fase de ramo de gigante vermelha (RGB), ele engolirá Mercúrio e (provavelmente) Vênus, atingindo cerca de 0,75 UA (110 milhões de km; 70 milhões de milhas). O Sol passará cerca de um bilhão de anos no RGB e perderá cerca de um terço de sua massa.

Depois do ramo da gigante vermelha, o Sol ainda tem aproximadamente 120 milhões de anos de vida ativa, mas muita coisa acontece. Primeiro, o núcleo (cheio de hélio degenerado) inflama violentamente no flash de hélio; estima-se que 6% do núcleo – ele próprio 40% da massa do Sol – será convertido em carbono em questão de minutos através do processo triplo-alfa. O Sol então encolhe para cerca de 10 vezes o seu tamanho atual e 50 vezes a luminosidade, com uma temperatura um pouco mais baixa do que hoje. Terá então alcançado o aglomerado vermelho ou ramo horizontal, mas uma estrela com a metalicidade do Sol não evolui em direção azul ao longo do ramo horizontal. Em vez disso, ele apenas se torna moderadamente maior e mais luminoso ao longo de cerca de 100 milhões de anos, à medida que continua a reagir com o hélio no núcleo.

Quando o hélio se esgotar, o Sol repetirá a expansão que seguiu quando o hidrogênio no núcleo se esgotou. Desta vez, porém, tudo acontece mais rápido e o Sol se torna maior e mais luminoso, engolindo Vênus, se ainda não o fez. Esta é a fase assintótica do ramo gigante, e o Sol reage alternadamente com hidrogênio em uma camada ou hélio em uma camada mais profunda. Após cerca de 20 milhões de anos no ramo inicial assintótico do gigante, o Sol torna-se cada vez mais instável, com rápida perda de massa e pulsos térmicos que aumentam o tamanho e a luminosidade durante algumas centenas de anos a cada 100.000 anos ou mais. Os pulsos térmicos tornam-se cada vez maiores, com os pulsos posteriores empurrando a luminosidade para até 5.000 vezes o nível atual e o raio para mais de 1 UA (150 milhões de km; 93 milhões de milhas).

De acordo com um modelo de 2008, a órbita da Terra terá inicialmente se expandido para no máximo 1,5 UA (220 milhões de km; 140 milhões de milhas) devido à perda de massa do Sol como uma gigante vermelha. No entanto, a órbita da Terra mais tarde começará a encolher devido às forças das marés (e, eventualmente, ao arrasto da cromosfera inferior), de modo que será engolfada pelo Sol durante a ponta da fase do ramo da gigante vermelha, 3,8 e 1 milhão. anos depois de Mercúrio e Vênus terem sofrido, respectivamente, o mesmo destino. Os modelos variam dependendo da taxa e do momento da perda de massa. Modelos que apresentam maior perda de massa no ramo da gigante vermelha produzem estrelas menores e menos luminosas na ponta do ramo gigante assintótico, talvez apenas 2.000 vezes a luminosidade e menos de 200 vezes o raio. Para o Sol, estão previstos quatro pulsos térmicos antes que ele perca completamente o seu envelope externo e comece a formar uma nebulosa planetária. No final dessa fase – que dura aproximadamente 500 mil anos – o Sol terá apenas cerca de metade da sua massa atual.

A evolução pós-assintótica do ramo gigante é ainda mais rápida. A luminosidade permanece aproximadamente constante à medida que a temperatura aumenta, com a metade ejetada da massa do Sol tornando-se ionizada em uma nebulosa planetária quando o núcleo exposto atinge 30.000 K (29.700 °C; 53.500 °F), como se estivesse em uma espécie de laço azul. O núcleo nu final, uma anã branca, terá uma temperatura de mais de 100.000 K (100.000 °C; 180.000 °F) e conterá cerca de 54,05% da massa atual do Sol. A nebulosa planetária irá dispersar-se dentro de cerca de 10.000 anos, mas a anã branca sobreviverá durante biliões de anos antes de se transformar numa hipotética anã negra.

Movimento e localização

Sistema Solar

O Sol tem oito planetas conhecidos orbitando-o. Isso inclui quatro planetas terrestres (Mercúrio, Vênus, Terra e Marte), dois gigantes gasosos (Júpiter e Saturno) e dois gigantes gelados (Urano e Netuno). O Sistema Solar também tem nove corpos geralmente considerados planetas anões e mais alguns candidatos, um cinturão de asteróides, numerosos cometas e um grande número de corpos gelados que ficam além da órbita de Netuno. Seis dos planetas e muitos corpos menores também têm os seus próprios satélites naturais: em particular, os sistemas de satélites de Júpiter, Saturno e Urano são, em alguns aspectos, como versões em miniatura do sistema do Sol.

O Sol é movido pela atração gravitacional dos planetas. O centro do Sol está sempre dentro de 2,2 raios solares do baricentro. Este movimento do Sol se deve principalmente aos quatro grandes planetas. Cada planeta da série Júpiter, Saturno, Netuno e Urano tem cerca de duas vezes mais efeito (momento de inércia) que o próximo. Durante alguns períodos de várias décadas (quando Neptuno e Urano estão em oposição) o movimento é bastante regular, formando um padrão de trevo, enquanto entre estes períodos parece mais caótico. Após 179 anos (nove vezes o período sinódico de Júpiter e Saturno), o padrão se repete mais ou menos, mas gira cerca de 24°. As órbitas dos planetas internos, incluindo as da Terra, são igualmente deslocadas pelas mesmas forças gravitacionais, de modo que o movimento do Sol tem pouco efeito nas posições relativas da Terra e do Sol ou na irradiância solar na Terra como um função do tempo.

Bairro Celestial

Contexto galáctico

Histórico observacional

Compreensão antecipada

O Sol tem sido objeto de veneração em muitas culturas ao longo da história da humanidade. A compreensão mais fundamental da humanidade sobre o Sol é como o disco luminoso no céu, cuja presença acima do horizonte causa o dia e cuja ausência causa a noite. Em muitas culturas pré-históricas e antigas, pensava-se que o Sol era uma divindade solar ou outra entidade sobrenatural. O Sol desempenhou um papel importante em muitas religiões mundiais, conforme descrito numa secção posterior.

No início do primeiro milénio a.C., os astrónomos babilónicos observaram que o movimento do Sol ao longo da eclíptica não é uniforme, embora não soubessem porquê; sabe-se hoje que isso se deve ao movimento da Terra em uma órbita elíptica ao redor do Sol, com a Terra se movendo mais rápido quando está mais próxima do Sol no periélio e mais lenta quando está mais distante no afélio.

Uma das primeiras pessoas a oferecer uma explicação científica ou filosófica para o Sol foi o filósofo grego Anaxágoras. Ele raciocinou que não era a carruagem de Hélios, mas sim uma gigantesca bola flamejante de metal ainda maior que a terra do Peloponeso e que a Lua refletia a luz do Sol. Por ensinar esta heresia, foi preso pelas autoridades e condenado à morte, embora mais tarde tenha sido libertado pela intervenção de Péricles. Eratóstenes estimou a distância entre a Terra e o Sol no século III aC como “de miríades de estádios 400 e 80.000”, cuja tradução é ambígua, implicando 4.080.000 estádios (755.000 km) ou 804.000.000 estádios (148 a 153 milhões de quilômetros ou 0,99 a 1,02 UA); o último valor está correto dentro de alguns por cento. No primeiro século DC, Ptolomeu estimou a distância em 1.210 vezes o raio da Terra, aproximadamente 7,71 milhões de quilômetros (0,0515 UA).

A teoria de que o Sol é o centro em torno do qual os planetas orbitam foi proposta pela primeira vez pelo antigo grego Aristarco de Samos no século III aC, e mais tarde adotada por Seleuco de Selêucia (ver Heliocentrismo). Esta visão foi desenvolvida num modelo matemático mais detalhado de um sistema heliocêntrico no século XVI por Nicolau Copérnico.

Desenvolvimento da compreensão científica

Observações de manchas solares foram registradas durante a Dinastia Han (206 aC-220 dC) por astrônomos chineses, que mantiveram registros dessas observações durante séculos. Averróis também forneceu uma descrição das manchas solares no século XII. A invenção do telescópio no início do século XVII permitiu observações detalhadas das manchas solares por Thomas Harriot, Galileo Galilei e outros astrônomos. Galileu postulou que as manchas solares estavam na superfície do Sol, e não em pequenos objetos passando entre a Terra e o Sol.

As contribuições astronômicas árabes incluem a descoberta de Al-Battani de que a direção do apogeu do Sol (o lugar na órbita do Sol em relação às estrelas fixas onde ele parece estar se movendo mais lentamente) é mudando. (Em termos heliocêntricos modernos, isso é causado por um movimento gradual do afélio da órbita da Terra). Ibn Yunus observou mais de 10.000 entradas para a posição do Sol durante muitos anos usando um grande astrolábio.

A partir de uma observação de um trânsito de Vênus em 1032, o astrônomo e polímata persa Ibn Sina concluiu que Vênus estava mais perto da Terra do que do Sol. Em 1672, Giovanni Cassini e Jean Richer determinaram a distância a Marte e assim conseguiram calcular a distância ao Sol.

Em 1666, Isaac Newton observou a luz do Sol usando um prisma e mostrou que ela é composta de luz de muitas cores. Em 1800, William Herschel descobriu a radiação infravermelha além da parte vermelha do espectro solar. O século 19 viu avanços nos estudos espectroscópicos do Sol; Joseph von Fraunhofer registrou mais de 600 linhas de absorção no espectro, as mais fortes das quais ainda são chamadas de linhas de Fraunhofer. O século 20 trouxe vários sistemas especializados para observação do sol, especialmente em diferentes comprimentos de onda de banda estreita, como aqueles que utilizam filtragem de cálcio H (396,9 nm), K (393,37 nm) e hidrogênio-alfa (656,46 nm).

Nos primeiros anos da era científica moderna, a fonte da energia do Sol era um enigma significativo. Lord Kelvin sugeriu que o Sol é um corpo líquido que esfria gradualmente e irradia um armazenamento interno de calor. Kelvin e Hermann von Helmholtz propuseram então um mecanismo de contração gravitacional para explicar a produção de energia, mas a estimativa de idade resultante foi de apenas 20 milhões de anos, bem abaixo do intervalo de tempo de pelo menos 300 milhões de anos sugerido por algumas descobertas geológicas da época. Em 1890, Joseph Lockyer, que descobriu o hélio no espectro solar, propôs uma hipótese meteorítica para a formação e evolução do Sol.

Só em 1904 foi oferecida uma solução documentada. Ernest Rutherford sugeriu que a produção do Sol poderia ser mantida por uma fonte interna de calor e sugeriu o decaimento radioativo como fonte. No entanto, seria Albert Einstein quem forneceria a pista essencial sobre a fonte da produção de energia do Sol com sua relação de equivalência massa-energia E = mc². Em 1920, Sir Arthur Eddington propôs que as pressões e temperaturas no núcleo do Sol poderiam produzir uma reação de fusão nuclear que fundisse hidrogênio (prótons) em núcleos de hélio, resultando na produção de energia a partir da mudança líquida na massa. A preponderância do hidrogênio no Sol foi confirmada em 1925 por Cecilia Payne usando a teoria de ionização desenvolvida por Meghnad Saha. O conceito teórico de fusão foi desenvolvido na década de 1930 pelos astrofísicos Subrahmanyan Chandrasekhar e Hans Bethe. Hans Bethe calculou os detalhes das duas principais reações nucleares produtoras de energia que alimentam o Sol. Em 1957, Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler e Fred Hoyle mostraram que a maioria dos elementos do universo foram sintetizados por reações nucleares dentro de estrelas, algumas como o Sol.

Missões espaciais solares

Os primeiros satélites projetados para observação do Sol a longo prazo a partir do espaço interplanetário foram os Pioneers 6, 7, 8 e 9 da NASA, lançados entre 1959 e 1968. Essas sondas orbitaram o Sol a uma distância semelhante a o da Terra, e fez as primeiras medições detalhadas do vento solar e do campo magnético solar. O Pioneer 9 operou por um período particularmente longo, transmitindo dados até maio de 1983.

Na década de 1970, duas naves espaciais Helios e o suporte do telescópio Skylab Apollo forneceram aos cientistas novos dados significativos sobre o vento solar e a coroa solar. As sondas Helios 1 e 2 foram colaborações entre os EUA e a Alemanha que estudaram o vento solar a partir de uma órbita que transportava a nave espacial dentro da órbita de Mercúrio no periélio. A estação espacial Skylab, lançada pela NASA em 1973, incluía um módulo de observação solar chamado Apollo Telescope Mount, que era operado por astronautas residentes na estação. Skylab fez as primeiras observações resolvidas no tempo da região de transição solar e das emissões ultravioleta da coroa solar. As descobertas incluíram as primeiras observações de ejeções de massa coronal, então chamadas de “transientes coronais”, e de buracos coronais, agora conhecidos por estarem intimamente associados ao vento solar.

Na década de 1970, muitas pesquisas se concentraram na abundância de elementos do grupo do ferro no Sol. Embora pesquisas significativas tenham sido feitas, até 1978 era difícil determinar a abundância de alguns elementos do grupo do ferro (por exemplo, cobalto e manganês) por meio de espectrografia devido às suas estruturas hiperfinas. O primeiro conjunto amplamente completo de intensidades de osciladores de elementos de grupos de ferro ionizados individualmente foi disponibilizado na década de 1960 e foi posteriormente aprimorado. Em 1978, as abundâncias de elementos ionizados individualmente do grupo do ferro foram derivadas. Vários autores consideraram a existência de um gradiente nas composições isotópicas dos gases nobres solares e planetários, por ex. correlações entre composições isotópicas de néon e xenônio no Sol e nos planetas. Antes de 1983, pensava-se que todo o Sol tinha a mesma composição da atmosfera solar. Em 1983, alegou-se que foi o fracionamento no próprio Sol que causou a relação de composição isotópica entre os gases nobres planetários e os gases nobres implantados pelo vento solar.

Em 1980, as sondas Solar Maximum Mission foram lançadas pela NASA. Esta espaçonave foi projetada para observar raios gama, raios X e radiação UV de explosões solares durante um período de alta atividade solar e luminosidade solar. Apenas alguns meses após o lançamento, no entanto, uma falha electrónica fez com que a sonda entrasse em modo de espera, e passou os três anos seguintes neste estado inactivo. Em 1984, a missão STS-41C do ônibus espacial Challenger recuperou o satélite e reparou seus componentes eletrônicos antes de liberá-lo novamente em órbita. A Missão Solar Maximum posteriormente adquiriu milhares de imagens da coroa solar antes de reentrar na atmosfera da Terra em junho de 1989.

Lançado em 1991, o satélite Yohkoh (Sunbeam) do Japão observou erupções solares em comprimentos de onda de raios-X. Os dados da missão permitiram aos cientistas identificar vários tipos diferentes de explosões e demonstraram que a coroa afastada das regiões de pico de atividade era muito mais dinâmica e ativa do que se supunha anteriormente. Yohkoh observou um ciclo solar completo, mas entrou em modo de espera quando um eclipse anular em 2001 fez com que ele perdesse o foco no Sol. Foi destruído pela reentrada atmosférica em 2005.

Uma das missões solares mais importantes até à data foi o Observatório Solar e Heliosférico, construído em conjunto pela Agência Espacial Europeia e pela NASA e lançado em 2 de Dezembro de 1995. Originalmente concebido para servir uma missão de dois anos, uma extensão da missão através 2012 foi aprovado em outubro de 2009. Provou ser tão útil que uma missão subsequente, o Observatório de Dinâmica Solar, foi lançada em fevereiro de 2010. Situado no ponto Lagrangiano entre a Terra e o Sol (no qual a atração gravitacional de ambos é igual), o SOHO forneceu uma visão constante do Sol em muitos comprimentos de onda desde o seu lançamento. Além da observação solar direta, o SOHO permitiu a descoberta de um grande número de cometas, na sua maioria pequenos cometas rasantes que se incineram à medida que passam pelo Sol.

Todos estes satélites observaram o Sol a partir do plano da eclíptica e, portanto, apenas observaram detalhadamente as suas regiões equatoriais. A sonda Ulysses foi lançada em 1990 para estudar as regiões polares do Sol. Ele viajou primeiro para Júpiter, para 'estilingue'. em uma órbita que o levaria muito acima do plano da eclíptica. Assim que Ulisses estava em sua órbita programada, ele começou a observar o vento solar e a intensidade do campo magnético em altas latitudes solares, descobrindo que o vento solar de altas latitudes se movia a cerca de 750 km/s, o que era mais lento. do que o esperado, e que havia grandes ondas magnéticas emergindo de altas latitudes que espalharam os raios cósmicos galácticos.

As abundâncias elementares na fotosfera são bem conhecidas a partir de estudos espectroscópicos, mas a composição do interior do Sol é menos compreendida. Uma missão de retorno de amostras de vento solar, Genesis, foi projetada para permitir aos astrônomos medir diretamente a composição do material solar.

• A missão Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) foi lançada em outubro de 2006. Duas naves espaciais idênticas foram lançadas em órbitas que os fizeram (respectivamente) avançar e cair gradualmente atrás da Terra. Isso permite imagens estereoscópicas do Sol e fenômenos solares, como ejeções de massa coronal.
• Parker Solar Probe foi lançado em 2018 a bordo de um foguete Delta IV Heavy e alcançará um periélio de 0,046 UA em 2025, tornando-se o satélite feito pelo homem mais próximo como a primeira nave espacial a voar baixo para a corona solar.
• A missão Solar Orbiter (SolO) foi lançada em 2020 e atingirá um periélio mínimo de 0,28 UA, tornando-o o satélite mais próximo com câmeras viradas para o sol.
• CubeSat for Solar Particles (CuSP) foi lançado como um rideshare em Artemis 1 em 16 de novembro de 2022 para estudar partículas e campos magnéticos.
• Organização de Pesquisa Espacial Indiana lançou um 100 kg satélite chamado Aditya-L1 em 2 de setembro de 2023. Seu instrumento principal será um coronógrafo para estudar a dinâmica da corona solar.

Problemas não resolvidos

Aquecimento coronal

A temperatura da fotosfera é de aproximadamente 6.000 K, enquanto a temperatura da coroa atinge 1.000.000–2.000.000 K. A alta temperatura da coroa mostra que ela é aquecida por algo diferente da condução direta de calor da fotosfera.

Pensa-se que a energia necessária para aquecer a coroa é fornecida pelo movimento turbulento na zona de convecção abaixo da fotosfera, e dois mecanismos principais foram propostos para explicar o aquecimento coronal. O primeiro é o aquecimento por ondas, no qual ondas sonoras, gravitacionais ou magnetohidrodinâmicas são produzidas pela turbulência na zona de convecção. Essas ondas viajam para cima e se dissipam na coroa, depositando sua energia na matéria ambiente na forma de calor. O outro é o aquecimento magnético, no qual a energia magnética é continuamente acumulada pelo movimento fotosférico e liberada através da reconexão magnética na forma de grandes erupções solares e uma miríade de eventos semelhantes, mas menores – nanoflares.

Atualmente, não está claro se as ondas são um mecanismo de aquecimento eficiente. Descobriu-se que todas as ondas, exceto as ondas de Alfvén, se dissipam ou refratam antes de atingir a coroa. Além disso, as ondas de Alfvén não se dissipam facilmente na coroa. O foco atual da pesquisa mudou, portanto, para mecanismos de aquecimento por flare.

Sol jovem e fraco

Os modelos teóricos do desenvolvimento do Sol sugerem que entre 3,8 e 2,5 bilhões de anos atrás, durante o éon Arqueano, o Sol tinha apenas cerca de 75% do brilho que tem hoje. Uma estrela tão fraca não teria sido capaz de sustentar água líquida na superfície da Terra e, portanto, a vida não deveria ter sido capaz de se desenvolver. No entanto, o registo geológico demonstra que a Terra permaneceu a uma temperatura bastante constante ao longo da sua história e que a jovem Terra era um pouco mais quente do que é hoje. Uma teoria entre os cientistas é que a atmosfera da jovem Terra continha quantidades muito maiores de gases com efeito de estufa (como dióxido de carbono, metano) do que as actuais, o que reteve calor suficiente para compensar a menor quantidade de energia solar que a atinge.

No entanto, o exame dos sedimentos arqueanos parece inconsistente com a hipótese de altas concentrações em estufas. Em vez disso, a faixa de temperatura moderada pode ser explicada por um menor albedo superficial provocado por menos área continental e pela falta de núcleos de condensação de nuvens induzidos biologicamente. Isto teria levado a uma maior absorção de energia solar, compensando assim a menor produção solar.

Observação pelos olhos

O brilho do Sol pode causar dor ao olhar para ele a olho nu; no entanto, fazê-lo por breves períodos não é perigoso para olhos normais não dilatados. Olhar diretamente para o Sol (sungazing) causa artefatos visuais de fosfeno e cegueira parcial temporária. Ele também fornece cerca de 4 miliwatts de luz solar à retina, aquecendo-a levemente e potencialmente causando danos aos olhos que não conseguem responder adequadamente ao brilho. A observação direta do Sol a olho nu pode causar lesões na retina induzidas por UV, semelhantes a queimaduras solares, que começam após cerca de 100 segundos, especialmente sob condições em que a luz UV do Sol é intensa e bem focada.

Ver o Sol através de lentes de concentração de luz, como binóculos, pode resultar em danos permanentes à retina sem um filtro apropriado que bloqueie os raios UV e diminua substancialmente a luz solar. Ao usar um filtro atenuante para visualizar o Sol, o observador é alertado para usar um filtro projetado especificamente para esse uso. Alguns filtros improvisados que passam os raios UV ou IR podem prejudicar os olhos em altos níveis de brilho. Breves olhares para o Sol do meio-dia através de um telescópio sem filtro podem causar danos permanentes.

Durante o nascer e o pôr do sol, a luz solar é atenuada devido à dispersão de Rayleigh e à dispersão de Mie devido a uma passagem particularmente longa pela atmosfera da Terra, e o Sol às vezes é fraco o suficiente para ser visto confortavelmente a olho nu ou com segurança com óptica. (desde que não haja risco de luz solar intensa aparecer repentinamente através de um intervalo entre as nuvens). Condições nebulosas, poeira atmosférica e alta umidade contribuem para esta atenuação atmosférica.

Um fenômeno óptico, conhecido como flash verde, às vezes pode ser visto logo após o pôr do sol ou antes do nascer do sol. O flash é causado pela luz do Sol logo abaixo do horizonte sendo curvada (geralmente por meio de uma inversão de temperatura) em direção ao observador. A luz de comprimentos de onda mais curtos (violeta, azul, verde) é mais curvada do que a de comprimentos de onda mais longos (amarelo, laranja, vermelho), mas a luz violeta e azul é mais espalhada, deixando a luz que é percebida como verde.

Aspectos religiosos

As divindades solares desempenham um papel importante em muitas religiões e mitologias mundiais. A adoração do Sol foi fundamental para civilizações como os antigos egípcios, os incas da América do Sul e os astecas do que hoje é o México. Em religiões como o Hinduísmo, o Sol ainda é considerado um deus, ele é conhecido como Surya. Muitos monumentos antigos foram construídos tendo em mente os fenômenos solares; por exemplo, os megálitos de pedra marcam com precisão o solstício de verão ou de inverno (alguns dos megálitos mais proeminentes estão localizados em Nabta Playa, Egito; Mnajdra, Malta e em Stonehenge, Inglaterra); Newgrange, um monte pré-histórico construído pelo homem na Irlanda, foi projetado para detectar o solstício de inverno; a pirâmide de El Castillo em Chichén Itzá, no México, foi projetada para projetar sombras na forma de serpentes subindo na pirâmide nos equinócios de primavera e outono.

Os antigos sumérios acreditavam que o Sol era Utu, o deus da justiça e irmão gêmeo de Inanna, a Rainha dos Céus, identificada como o planeta Vênus. Mais tarde, Utu foi identificado com o deus semita oriental Shamash. Utu era considerado uma divindade ajudadora, que ajudava os que estavam em perigo e, na iconografia, é geralmente retratado com uma longa barba e segurando uma serra, o que representava seu papel como dispensador de justiça.

Pelo menos desde a Quarta Dinastia do Antigo Egito, o Sol era adorado como o deus Rá, retratado como uma divindade com cabeça de falcão encimada pelo disco solar e rodeada por uma serpente. No período do Novo Império, o Sol foi identificado com o besouro do esterco. Na forma do disco solar Aton, o Sol teve um breve ressurgimento durante o Período Amarna, quando novamente se tornou a divindade preeminente, se não a única, do Faraó Akhenaton.

Os egípcios retratavam o deus Rá como sendo carregado pelo céu em uma barca solar, acompanhado por deuses menores, e para os gregos ele era Hélios, carregado por uma carruagem puxada por cavalos de fogo. Desde o reinado de Heliogábalo no final do Império Romano, o aniversário do Sol era um feriado celebrado como Sol Invictus (literalmente “Sol Invicto”) logo após o solstício de inverno, o que pode ter sido um antecedente do Natal.. Em relação às estrelas fixas, o Sol parece girar da Terra uma vez por ano ao longo da eclíptica através do zodíaco, e assim os astrônomos gregos o categorizaram como um dos sete planetas (do grego planetes, 'errante'). #34;); a nomeação dos dias das semanas após os sete planetas data da era romana.

Na religião proto-indo-européia, o Sol era personificado como a deusa *Seh2ul. Os derivados desta deusa nas línguas indo-europeias incluem o nórdico antigo Sól, o sânscrito Surya, o gaulês Sulis, o lituano Saulė e Solntse eslavo. Na antiga religião grega, a divindade do sol era o deus masculino Hélios, que mais tarde foi sincretizado com Apolo.

Na Bíblia, Malaquias 4:2 menciona o "Sol da Justiça" (às vezes traduzido como o 'Sol da Justiça'), que alguns cristãos interpretaram como uma referência ao Messias (Cristo). Na cultura romana antiga, domingo era o dia do deus sol. Foi adotado como dia de sábado por cristãos que não tinham origem judaica. O símbolo da luz foi um dispositivo pagão adotado pelos cristãos, e talvez o mais importante que não veio das tradições judaicas. No paganismo, o Sol era fonte de vida, dando calor e iluminação à humanidade. Era o centro de um culto popular entre os romanos, que ficavam de pé ao amanhecer para apanhar os primeiros raios de sol enquanto oravam. A celebração do solstício de inverno (que influenciou o Natal) fazia parte do culto romano ao Sol invencível (Sol Invictus). As igrejas cristãs foram construídas com uma orientação de forma que a congregação ficasse voltada para o nascer do sol no Oriente.

Tonatiuh, o deus asteca do sol, geralmente era representado segurando flechas e um escudo e estava intimamente associado à prática do sacrifício humano. A deusa do sol Amaterasu é a divindade mais importante da religião xintoísta e acredita-se que seja a ancestral direta de todos os imperadores japoneses.