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| O Sol A Humanidade não ficará na Terra para sempre, mas na sua busca de luz e espaço irá primeiro timidamente penetrar para lá dos confins da atmosfera, e mais tarde conquistar para si própria todo o espaço perto do Sol. - Konstantin E. Tsiolkovsky |
A energia solar é criada na zona profunda do núcleo. É aqui que a temperatura (15,000,000° C; 27,000,000° F) e pressão (340 biliões de vezes a do ar na Terra ao nível do mar) é tão intensa que ocorrem as reacções nucleares. Esta reacção causa a fusão de quatro protões ou núcleos de hidrogénio para formar uma partícula alfa ou núcleo de hélio. A partícula alfa é 0.7 por cento menos massiva que os quatro protões. A diferença em massa é expelida como energia e transportada para a superfície do Sol, por um processo conhecido por convecção, onde é libertada em forma de luz e calor. A energia gerada no núcleo do Sol leva um milhão de anos a atingir a superfície. Em cada segundo 700 milhões de toneladas de hidrogénio são convertidas em cinzas de hélio. No processo, são libertadas 5 milhões de toneladas de energia pura; assim, ao longo do tempo o Sol está a ficar cada vez mais leve.
A cromosfera está acima da fotosfera. A energia solar passa por esta zona no seu caminho para fora do centro do Sol. Irrompem chamas e fáculas na cromosfera. Fáculas são nuvens de hidrogénio luminosas e brilhantes que surgem nas zonas em que as manchas solares estão prestes a formar-se. Chamas são filamentos brilhantes de gás incandescente que emergem das zonas das manchas solares. Manchas solares são depressões escuras na fotosfera com uma temperatura típica de 4,000°C (7,000°F).
A coroa é a parte de fora da atmosfera solar. É a zona em que aparecem as proeminências. As proeminências são nuvens imensas de gás brilhante que emergem da cromosfera superior. A zona exterior da coroa alonga-se muito pelo espaço e consiste de partículas que se afastam lentamente do Sol. A coroa só pode ser vista durante um eclipse total do Sol. (Ver a Imagem do Eclipse Solar).
O Sol parece estar activo desde há 4.6 biliões de anos e tem ainda combustível suficiente para continuar durante outros cerca de cinco biliões de anos. No fim da sua vida, o Sol iniciará a fusão do hélio em elementos mais pesados e começará a inchar, crescendo tanto que engolirá a Terra. Após um bilião de anos como gigante vermelha, irá subitamente colapsar numa anã branca -- o produto final de uma estrela como a nossa. Poderá ainda levar um trilião de anos até arrefecer completamente.
* O período de rotação do Sol à superfície varia de aproximadamente 25 dias
no equador a 36 dias nos polos. Na profundidade, abaixo da zona de convecção,
parece ter uma rotação com um período de 27 dias.
Estatísticas do Sol
Massa (kg)
1.989e+30
Massa (Terra = 1)
332,830
Raio equatorial (km)
695,000
Raio equatorial (Terra = 1)
108.97
Densidade média (gm/cm^3)
1.410
Período de rotação (dias)
25-36*
Velocidade de escape (km/sec)
618.02
Luminosidade (ergs/seg)
3.827e33
Magnitude (Vo)
-26.8
Temperatura média à superfície
6,000°C
Idade (biliões de anos)
4.5
Principal composição química
92.1%
7.8%
0.061%
0.030%
0.0084%
0.0076%
0.0037%
0.0031%
0.0024%
0.0015%
0.0015%
Filmes do Sol e de
Eclipses
| Vistas do Sol |
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Proeminências do Sol
Esta imagem foi feita pela Skylab, a estação
espacial da NASA, em 19 de Dezembro de 1973. Mostra uma das mais espectaculares
chamas solares alguma vez registada, afastando-se do Sol, propulsionada por
forças magnéticas. Estende-se por mais de 588,000 km (365,000 milhas) da
superfície solar. Nesta fotografia, os polos solares distinguem-se por uma
relativa ausência de granulação, e uma tonalidade muito mais escura do que na
parte central do disco. (Cortesia NASA) 
Cometa SOHO-6 e as Chamas Polares do Sol
Esta imagem da coroa solar
foi registada em 23 de Dezembro de 1996 pelo instrumento LASCO na nave espacial
SOHO. Mostra a faixa interior no equador solar, onde se origina e é acelerado o
vento solar de baixa latitude. Acima das regiões polares, pode-se ver as chamas
solares afastando-se até ao limite do campo visível. O campo visível desta
imagem da coroa estende-se a 8.4 milhões de quilómetros (5.25 milhões de milhas)
da heliosfera interior. Esta imagem foi escolhida para mostrar o Cometa SOHO-6,
um dos sete que se aproximaram do Sol descobertos até agora por LASCO, quando a
cabeça entra na região do vento solar equatorial. Provavelmente acabou por
mergulhar no Sol. (Cortesia ESA/NASA) 
Origens do Vento Solar?
"Plumas" de gás quente fluindo da
atmosfera solar podem ser uma das fontes de "vento" solar de partículas
carregadas electricamente. Estas imagens, obtidas em 7 de Março de 1996, pelo
Observatório Solar e Heliosférico (Solar and Heliospheric Observatory - SOHO),
mostra (em cima) campos magnéticos na superfície do sol perto do polo sul solar;
(ao centro) uma imagem ultravioleta das "plumas" de 1 milhão de graus da mesma
região; e (em baixo) uma imagem ultravioleta da atmosfera solar "calma" próximo
da superfície. (Cortesia ESA/NASA) 
O Sol Inquieto
Esta sequência de imagens do Sol em luz ultravioleta
foi obtida pela nave espacial do Observatório Solar e Heliosférico (SOHO) em 11
de Fevereiro de 1996 no seu ponto vantajoso "L1" de gravidade neutra a 1 milhão
de milhas da Terra em direcção ao Sol. Uma "proeminência eruptiva" ou bolha de
gás a 60,000°C, com mais de 80,000 milhas de comprimento, foi ejectada a uma
velocidade de pelo menos 15,000 milhas por hora. Vê-se esta bolha gasosa à
esquerda de cada imagem. Estas erupções ocorrem quando uma quantidade
significativa de plasma denso mais frio ou gás ionizado escapa dos campos
magnéticos da atmosfera solar fracos, normalmente fechados e confinados e é
expelido para o espaço interplanetário, ou heliosfera. Erupções deste género
podem produzir grandes transtornos no ambiente da região mais próxima da Terra,
afectando comunicações, sistemas de navegação e até mesmo sistemas de
distribuição eléctrica. (Cortesia ESA/NASA) 
Um Novo Olhar Sobre o Sol
Esta imagem de gás a 1,500,000°C da fina
atmosfera solar exterior (coroa) foi obtida em 13 de Março de 1996 pelo Extreme
Ultraviolet Imaging Telescope a bordo da nave espacial do Observatório Solar e
Heliosférico (SOHO). Cada pormenor na imagem mostra estruturas de campos
magnéticos. Devido à alta qualidade dos instrumentos utilizados, as ocorrências
devidas ao magnetismo podem ser vistas com maior precisão e melhor do que
anteriormente. (Cortesia ESA/NASA) 
Imagem em Raios-X
Esta imagem do Sol em raios-X foi obtida em 21
de Fevereiro de 1994. As regiões mais brilhantes são fontes de emissões mais
potentes de raios-X. (Cortesia Calvin J. Hamilton, e Yohkoh) 
Disco Solar em H-Alpha
Esta é uma imagem do Sol vista
em H-Alpha.
H-Alpha é uma luz vermelha num comprimento de onda curto que é emitida e
absorvida pelo elemento hidrogénio. (Cortesia National Solar
Observatory/Sacramento Peak) 
Chamas Solares em in H-Alpha
Esta é uma imagem de uma chama solar
vista em H-Alpha.
(Cortesia National Solar Observatory/Sacramento Peak) 
Campos Magnéticos Solares
Esta imagem foi obtida em 26
de Fevereiro de 1993. As regiões escuras mostram a localização de polaridade
magnética positiva e as regiões claras são a polaridade magnética negativa.
(Cortesia GSFC NASA) 
Manchas Solares
Esta imagem mostra a região à volta de uma mancha solar.
Note-se o aspecto granulado. Esta granulação é o resultado de erupções
turbulentas de energia à superfície. (Cortesia National Solar
Observatory/Sacramento Peak) 
Eclipse Solar de 1991
Esta foto mostra o eclipse solar total de
11 de Julho de 1991, visto da Baixa Califórnia. É um mosaico digital resultado
de cinco imagens, cada uma exposta correctamente para um raio diferente da coroa
solar. (Cortesia Steve Albers, Dennis
DiCicco, e Gary Emerson) 
Eclipse Solar de 1994
Esta fotografia do eclipse solar de 1994
foi obtida em 3 de Novembro de 1994, da câmara White Light Coronal do High
Altitude Observatory, no Chile. (Cortesia HAO, NCAR)
O Sistema Solar 
Viagem a Mercúrio 