15.1: A estrutura e composição do sol
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Objetivos de
Ao final desta seção, você poderá:
- Explique como a composição do Sol difere da da Terra
- Descreva as várias camadas do Sol e suas funções
- Explique o que acontece nas diferentes partes da atmosfera do Sol
O Sol, como todas as estrelas, é uma enorme bola de gás extremamente quente, em grande parte ionizado, brilhando sob seu próprio poder. E queremos dizer enorme. O Sol poderia caber 109 Terras lado a lado em todo o seu diâmetro e tem volume suficiente (ocupa espaço suficiente) para conter cerca de 1,3 milhão de Terras.
O Sol não tem uma superfície sólida ou continentes como a Terra, nem tem um núcleo sólido (Figura\(\PageIndex{1}\)). No entanto, ele tem muita estrutura e pode ser discutido como uma série de camadas, não muito diferente de uma cebola. Nesta seção, descrevemos as grandes mudanças que ocorrem no extenso interior e na atmosfera do Sol e as erupções dinâmicas e violentas que ocorrem diariamente em suas camadas externas.
Algumas das características básicas do Sol estão listadas na Tabela\(\PageIndex{1}\). Embora alguns dos termos dessa tabela possam não ser familiares para você no momento, você os conhecerá ao ler mais.
| Característica | Como encontrado | Valor |
|---|---|---|
| Distância média | Reflexão de radar de planetas | 1 UA (149.597.892 km) |
| Distância máxima da Terra | 1,521 × 10 8 km | |
| Distância mínima da Terra | 1,471 × 10 8 km | |
| Missa | Órbita da Terra | 333.400 massas terrestres (1,99 × 10 30 kg) |
| Diâmetro angular médio | Medida direta | 31'59".3 |
| Diâmetro da fotosfera | Tamanho e distância angulares | 109,3 × Diâmetro da terra (1,39 × 10 6 km) |
| Densidade média | Massa/volume | 1,41 g/cm (3.1400 kg/m 3) |
| Aceleração gravitacional na fotosfera (gravidade superficial) | \(GM/R^2\) | 27,9 × Gravidade da superfície terrestre = 273 m/s 2 |
| Constante solar | Instrumento sensível à radiação em todos os comprimentos de onda | 1370 W/m 2 |
| Luminosidade | Constante solar × área da superfície esférica 1 UA em raio | 3,8 × 10 26 W |
| Classe espectral | Espectro | G2V |
| Temperatura efetiva | Derivado da luminosidade e do raio do Sol | 5800 QUILOGRAMAS |
| Período de rotação no equador | Manchas solares e mudança de Doppler nos espectros obtidos na borda do Sol | 24 dias 16 horas |
| Inclinação do equador em relação à eclíptica | Movimentos de manchas solares | 7°10'.5 |
Composição da atmosfera do sol
Vamos começar perguntando do que a atmosfera solar é feita. Conforme explicado em Radiação e Espectros, podemos usar o espectro da linha de absorção de uma estrela para determinar quais elementos estão presentes. Acontece que o Sol contém os mesmos elementos da Terra, mas não nas mesmas proporções. Cerca de 73% da massa do Sol é hidrogênio e outros 25% é hélio. Todos os outros elementos químicos (incluindo aqueles que conhecemos e amamos em nossos próprios corpos, como carbono, oxigênio e nitrogênio) compõem apenas 2% de nossa estrela. Os 10 gases mais abundantes na camada superficial visível do Sol estão listados na Tabela\(\PageIndex{2}\). Examine essa tabela e observe que a composição da camada externa do Sol é muito diferente da crosta terrestre, onde vivemos. (Na crosta do nosso planeta, os três elementos mais abundantes são oxigênio, silício e alumínio.) Embora não seja como a do nosso planeta, a composição do Sol é bastante típica das estrelas em geral.
| Elemento | Porcentagem por número de átomos | Porcentagem por massa |
|---|---|---|
| Hidrogênio | 92,0 | 73.4 |
| Hélio | 7.8 | 25,0 |
| Carbono | 0,02 | 0,20 |
| Azoto | 0,008 | 0,09 |
| Oxigênio | 0,06 | 0,80 |
| Neon | 0,01 | 0,16 |
| Magnésio | 0,003 | 0,06 |
| Silício | 0,004 | 0,09 |
| Enxofre | 0,002 | 0,05 |
| Ferro | 0,003 | 0,14 |
O fato de nosso Sol e as estrelas terem composições semelhantes e serem compostos principalmente de hidrogênio e hélio foi mostrado pela primeira vez em uma brilhante tese em 1925 por Cecilia Payne-Gaposchkin, a primeira mulher a obter um PhD em astronomia nos Estados Unidos (Figura\(\PageIndex{2}\)). No entanto, a ideia de que os gases leves mais simples — hidrogênio e hélio — eram os elementos mais abundantes nas estrelas era tão inesperada e tão chocante que ela presumiu que sua análise dos dados deveria estar errada. Na época, ela escreveu: “A enorme abundância derivada desses elementos na atmosfera estelar quase certamente não é real”. Até os cientistas às vezes acham difícil aceitar novas ideias que não concordam com o que todos “sabem” serem certas.
Antes do trabalho de Payne-Gaposchkin, todos presumiram que a composição do Sol e das estrelas seria muito parecida com a da Terra. Três anos depois de sua tese, outros estudos provaram, sem dúvida, que a enorme abundância de hidrogênio e hélio no Sol é realmente real. (E, como veremos, a composição do Sol e das estrelas é muito mais típica da composição do universo do que a estranha concentração de elementos mais pesados que caracteriza nosso planeta.)
A maioria dos elementos encontrados no Sol está na forma de átomos, com um pequeno número de moléculas, tudo na forma de gases: o Sol é tão quente que nenhuma matéria pode sobreviver como líquida ou sólida. Na verdade, o Sol é tão quente que muitos dos átomos nele são ionizados, ou seja, despojados de um ou mais de seus elétrons. Essa remoção de elétrons de seus átomos significa que há uma grande quantidade de elétrons livres e íons carregados positivamente no Sol, tornando-o um ambiente com carga elétrica — bem diferente do ambiente neutro em que você está lendo este texto. (Os cientistas chamam esse gás ionizado quente de plasma.)
No século XIX, cientistas observaram uma linha espectral de 530,3 nanômetros na atmosfera externa do Sol, chamada coroa (uma camada que discutiremos em um minuto). Essa linha nunca havia sido vista antes e, portanto, presumiu-se que essa linha fosse o resultado de um novo elemento encontrado na coroa, rapidamente chamado de coronium. Foi somente 60 anos depois que os astrônomos descobriram que essa emissão era, na verdade, devido ao ferro-ferro altamente ionizado com 13 de seus elétrons retirados. Foi assim que descobrimos pela primeira vez que a atmosfera do Sol tinha uma temperatura de mais de um milhão de graus.
As camadas do sol abaixo da superfície visível
A figura\(\PageIndex{3}\) mostra como seria o Sol se pudéssemos ver todas as partes dele do centro até sua atmosfera externa; os termos da figura se tornarão familiares para você à medida que você continuar lendo.
As camadas do Sol são diferentes umas das outras e cada uma desempenha um papel na produção da energia que o Sol finalmente emite. Começaremos com o núcleo e avançaremos para superar as camadas. O núcleo do Sol é extremamente denso e é a fonte de toda a sua energia. Dentro do núcleo, a energia nuclear está sendo liberada (de maneiras que discutiremos em The Sun: A Nuclear Powerhouse). O núcleo tem aproximadamente 20% do tamanho do interior solar e acredita-se que tenha uma temperatura de aproximadamente 15 milhões de K, tornando-o a parte mais quente do Sol.
Acima do núcleo está uma região conhecida como zona radiativa - nomeada em homenagem ao principal modo de transporte de energia através dela. Essa região começa em cerca de 25% da distância até a superfície solar e se estende até cerca de 70% do caminho até a superfície. A luz gerada no núcleo é transportada pela zona radiativa muito lentamente, pois a alta densidade da matéria nessa região significa que um fóton não pode viajar muito longe sem encontrar uma partícula, fazendo com que ela mude de direção e perca alguma energia.
A zona convectiva é a camada mais externa do interior solar. É uma camada espessa de aproximadamente 200.000 quilômetros de profundidade que transporta energia da borda da zona radiativa para a superfície por meio de células de convecção gigantes, semelhantes a uma panela de aveia fervente. O plasma na parte inferior da zona convectiva é extremamente quente e borbulha na superfície, onde perde seu calor para o espaço. Quando o plasma esfria, ele volta para o fundo da zona convectiva.
Agora que demos uma visão geral rápida da estrutura de todo o Sol, nesta seção, embarcaremos em uma jornada pelas camadas visíveis do Sol, começando com a fotosfera — a superfície visível.
A fotosfera solar
O ar da Terra geralmente é transparente. Mas em um dia cheio de fumaça em muitas cidades, ele pode ficar opaco, o que nos impede de enxergá-lo além de um certo ponto. Algo semelhante acontece no Sol. Sua atmosfera externa é transparente, o que nos permite olhar a uma curta distância através dela. Mas quando tentamos olhar através da atmosfera mais profundamente para o Sol, nossa visão é bloqueada. A fotosfera é a camada em que o Sol se torna opaco e marca o limite além do qual não podemos ver (Figura\(\PageIndex{4}\)).
Como vimos, a energia que emerge da fotosfera foi originalmente gerada nas profundezas do Sol (mais sobre isso em The Sun: A Nuclear Powerhouse). Essa energia está na forma de fótons, que caminham lentamente em direção à superfície solar. Fora do Sol, podemos observar apenas os fótons emitidos na fotosfera solar, onde a densidade dos átomos é suficientemente baixa e os fótons podem finalmente escapar do Sol sem colidir com outro átomo ou íon.
Como analogia, imagine que você está participando de um grande comício no campus e encontrou um local privilegiado perto do centro da ação. Sua amiga chega atrasada e liga para você no seu celular para pedir que você se junte a ela na beira da multidão. Você decide que a amizade vale mais do que um lugar privilegiado, e então você trabalha para sair da multidão densa para conhecê-la. Você pode se mover apenas uma curta distância antes de esbarrar em alguém, mudar de direção e tentar novamente, indo lentamente até a borda externa da multidão. Enquanto isso, seus esforços não são visíveis para seu amigo que espera no limite. Seu amigo não pode te ver até que você chegue bem perto da borda por causa de todos os corpos no caminho. Da mesma forma, os fótons que atravessam o Sol estão constantemente esbarrando em átomos, mudando de direção, avançando lentamente para fora e se tornando visíveis somente quando atingem a atmosfera do Sol, onde a densidade dos átomos é muito baixa para bloquear seu progresso externo.
Os astrônomos descobriram que a atmosfera solar muda de quase perfeitamente transparente para quase completamente opaca em uma distância de pouco mais de 400 quilômetros; é essa região fina que chamamos de fotosfera, uma palavra que vem do grego para “esfera de luz”. Quando os astrônomos falam do “diâmetro” do Sol, eles se referem ao tamanho da região cercada pela fotosfera.
A fotosfera parece nítida apenas à distância. Se você estivesse caindo no Sol, você não sentiria nenhuma superfície, mas apenas sentiria um aumento gradual na densidade do gás ao seu redor. É quase o mesmo que cair em uma nuvem enquanto salta de paraquedas. De longe, a nuvem parece ter uma superfície afiada, mas você não sente uma superfície ao cair nela. (Uma grande diferença entre esses dois cenários, no entanto, é a temperatura. O Sol está tão quente que você seria vaporizado muito antes de chegar à fotosfera. O paraquedismo na atmosfera da Terra é muito mais seguro.)
Podemos notar que a atmosfera do Sol não é uma camada muito densa em comparação com o ar na sala onde você está lendo este texto. Em um ponto típico da fotosfera, a pressão é inferior a 10% da pressão da Terra ao nível do mar, e a densidade é cerca de um décimo milésimo da densidade atmosférica da Terra ao nível do mar.
Observações com telescópios mostram que a fotosfera tem uma aparência manchada, lembrando grãos de arroz derramados em uma toalha de mesa escura ou em uma panela de aveia fervente. Essa estrutura da fotosfera é chamada de granulação (veja a Figura\(\PageIndex{5}\)). Os grânulos, que normalmente têm 700 a 1000 quilômetros de diâmetro (aproximadamente a largura do Texas), aparecem como áreas claras cercadas por regiões estreitas, mais escuras (mais frias). A vida útil de um grânulo individual é de apenas 5 a 10 minutos. Ainda maiores são os supergrânulos, que têm cerca de 35.000 quilômetros de diâmetro (aproximadamente do tamanho de duas Terras) e duram cerca de 24 horas.
Os movimentos dos grânulos podem ser estudados examinando as mudanças do Doppler nos espectros de gases logo acima deles (veja O Efeito Doppler). Os grânulos brilhantes são colunas de gases mais quentes subindo a velocidades de 2 a 3 quilômetros por segundo abaixo da fotosfera. À medida que esse gás ascendente atinge a fotosfera, ele se espalha, esfria e afunda novamente nas regiões mais escuras entre os grânulos. As medições mostram que os centros dos grânulos são mais quentes do que as regiões intergranulares em 50 a 100 K.
Veja a ação de “ebulição” da granulação neste vídeo de 30 segundos com lapso de tempo do Instituto Sueco de Física Solar.
A cromosfera
Os gases externos do Sol se estendem muito além da fotosfera (Figura\(\PageIndex{6}\)). Como são transparentes para a maioria das radiações visíveis e emitem apenas uma pequena quantidade de luz, essas camadas externas são difíceis de observar. A região da atmosfera do Sol que fica imediatamente acima da fotosfera é chamada de cromosfera. Até esse século, a cromosfera era visível somente quando a fotosfera era ocultada pela Lua durante um eclipse solar total (veja o capítulo sobre Terra, Lua e Céu). No século XVII, vários observadores descreveram o que lhes parecia uma estreita “faixa” vermelha ou “franja” ao redor da borda da Lua durante um breve instante após a cobertura da fotosfera do Sol. O nome cromosfera, do grego para “esfera colorida”, foi dado a essa faixa vermelha.
Observações feitas durante eclipses mostram que a cromosfera tem cerca de 2000 a 3000 quilômetros de espessura e seu espectro consiste em linhas de emissão brilhantes, indicando que essa camada é composta por gases quentes que emitem luz em comprimentos de onda discretos. A cor avermelhada da cromosfera surge de uma das linhas de emissão mais fortes na parte visível de seu espectro — a linha vermelha brilhante causada pelo hidrogênio, o elemento que, como já vimos, domina a composição do Sol.
Em 1868, observações do espectro cromosférico revelaram uma linha de emissão amarela que não correspondia a nenhum elemento conhecido anteriormente na Terra. Os cientistas rapidamente perceberam que haviam encontrado um novo elemento e o chamaram de hélio (em homenagem a helios, a palavra grega para “sol”). Demorou até 1895 para que o hélio fosse descoberto em nosso planeta. Hoje, os estudantes provavelmente estão mais familiarizados com ele como o gás leve usado para inflar balões, embora seja o segundo elemento mais abundante no universo.
A temperatura da cromosfera é de cerca de 10.000 K. Isso significa que a cromosfera é mais quente que a fotosfera, o que deve parecer surpreendente. Em todas as situações com as quais estamos familiarizados, as temperaturas caem à medida que nos afastamos da fonte de calor, e a cromosfera está mais distante do centro do Sol do que a fotosfera.
A Região de Transição
O aumento da temperatura não para com a cromosfera. Acima dela está uma região na atmosfera solar onde a temperatura muda de 10.000 K (típica da cromosfera) para quase um milhão de graus. A parte mais quente da atmosfera solar, que tem uma temperatura de um milhão de graus ou mais, é chamada de coroa. Adequadamente, a parte do Sol onde ocorre o rápido aumento da temperatura é chamada de região de transição. Provavelmente tem apenas algumas dezenas de quilômetros de espessura. A figura\(\PageIndex{7}\) resume como a temperatura da atmosfera solar muda da fotosfera para fora.
Em 2013, a NASA lançou o Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) para estudar a região de transição para entender melhor como e por que esse aumento brusco de temperatura ocorre. O IRIS é a primeira missão espacial capaz de obter imagens de alta resolução espacial das diferentes características produzidas nessa ampla faixa de temperatura e ver como elas mudam com o tempo e a localização (Figura\(\PageIndex{8}\)).
A figura\(\PageIndex{3}\) e o gráfico vermelho na Figura\(\PageIndex{7}\) fazem com que o Sol pareça uma cebola, com conchas esféricas lisas, cada uma com uma temperatura diferente. Por muito tempo, os astrônomos realmente pensaram no Sol dessa maneira. No entanto, agora sabemos que, embora essa ideia de camadas - fotosfera, cromosfera, região de transição, coroa - descreva o quadro geral muito bem, a atmosfera do Sol é realmente mais complicada, com regiões quentes e frias misturadas. Por exemplo, nuvens de gás monóxido de carbono com temperaturas mais baixas que 4000 K já foram encontradas na mesma altura acima da fotosfera que o gás muito mais quente da cromosfera.
A Corona
A parte mais externa da atmosfera do Sol é chamada de coroa. Como a cromosfera, a coroa foi observada pela primeira vez durante os eclipses totais (Figura\(\PageIndex{9}\)). Ao contrário da cromosfera, a coroa é conhecida há muitos séculos: foi referida pelo historiador romano Plutarco e discutida com alguns detalhes por Kepler.
A coroa se estende milhões de quilômetros acima da fotosfera e emite cerca de metade da luz da lua cheia. A razão pela qual não vemos essa luz até que ocorra um eclipse é o brilho avassalador da fotosfera. Assim como as luzes brilhantes da cidade tornam difícil ver a luz fraca das estrelas, a luz intensa da fotosfera também esconde a luz fraca da coroa. Embora a melhor época para ver a coroa da Terra seja durante um eclipse solar total, ela pode ser observada facilmente a partir de espaçonaves em órbita. Suas partes mais brilhantes agora podem ser fotografadas com um instrumento especial — um coronógrafo — que remove o brilho do Sol da imagem com um disco oculto (uma peça circular de material mantida de forma que fique bem na frente do Sol).
Estudos de seu espectro mostram que a coroa tem uma densidade muito baixa. No fundo da coroa, existem apenas cerca de 10 9 átomos por centímetro cúbico, em comparação com cerca de 10 16 átomos por centímetro cúbico na fotosfera superior e 10 19 moléculas por centímetro cúbico ao nível do mar na atmosfera terrestre. A coroa se dilui muito rapidamente em alturas maiores, onde corresponde a um alto vácuo de acordo com os padrões laboratoriais da Terra. A coroa se estende até o espaço — muito além da Terra — que aqui em nosso planeta, estamos tecnicamente vivendo na atmosfera do Sol.
O vento solar
Uma das descobertas mais notáveis sobre a atmosfera do Sol é que ela produz um fluxo de partículas carregadas (principalmente prótons e elétrons) que chamamos de vento solar. Essas partículas fluem do Sol para o sistema solar a uma velocidade de cerca de 400 quilômetros por segundo (quase 1 milhão de milhas por hora)! O vento solar existe porque os gases na coroa são tão quentes e se movem tão rapidamente que não podem ser retidos pela gravidade solar. (Esse vento foi realmente descoberto por seus efeitos nas caudas carregadas dos cometas; em certo sentido, podemos ver as caudas dos cometas soprando na brisa solar da mesma forma que o vento sopra em um aeroporto ou as cortinas em uma janela aberta tremulam na Terra.)
Embora o material do vento solar seja muito, muito rarefeito (ou seja, densidade extremamente baixa), o Sol tem uma enorme área de superfície. Os astrônomos estimam que o Sol está perdendo cerca de 1—2 milhões de toneladas de material a cada segundo por meio desse vento. Embora isso pareça demais, é tão trivial em comparação com a enorme massa do Sol que pode ser negligenciado ao estudarmos o Sol.
De onde no Sol o vento solar emerge? Em fotografias visíveis, a coroa solar parece bastante uniforme e suave. Imagens de raios-X e ultravioleta extremo, no entanto, mostram que a coroa tem alças, plumas e regiões claras e escuras. Grandes regiões escuras da coroa que são relativamente frias e silenciosas são chamadas de orifícios coronais (Figura\(\PageIndex{10}\)). Nessas regiões, as linhas do campo magnético se estendem até o espaço, longe do Sol, em vez de voltarem para a superfície. O vento solar vem predominantemente de buracos coronais, onde o gás pode fluir do Sol para o espaço sem ser impedido por campos magnéticos. O gás coronal quente, por outro lado, está presente principalmente onde os campos magnéticos o aprisionaram e o concentraram.
Na superfície da Terra, estamos protegidos até certo ponto do vento solar pela nossa atmosfera e pelo campo magnético da Terra (veja a Terra como um planeta). No entanto, as linhas do campo magnético entram na Terra nos pólos magnéticos norte e sul. Aqui, partículas carregadas aceleradas pelo vento solar podem seguir o campo até nossa atmosfera. Quando as partículas atingem as moléculas de ar, elas as fazem brilhar, produzindo belas cortinas de luz chamadas auroras, ou luzes do norte e do sul (Figura\(\PageIndex{11}\)).
Este vídeo da NASA explica e demonstra a natureza das auroras e sua relação com o campo magnético da Terra.
Conceitos principais e resumo
O Sol, nossa estrela, tem várias camadas abaixo da superfície visível: o núcleo, a zona radiativa e a zona convectiva. Estes, por sua vez, são cercados por várias camadas que compõem a atmosfera solar. Em ordem crescente de distância do centro do Sol, eles são a fotosfera, com uma temperatura que varia de 4500 K a cerca de 6800 K; a cromosfera, com uma temperatura típica de 104 K; a região de transição, uma zona que pode ter apenas alguns quilômetros de espessura, onde a temperatura aumenta rapidamente de 104 K a 106 K; e a coroa, com temperaturas de alguns milhões de K. A superfície do Sol está manchada por correntes de convecção emergentes vistas como grânulos quentes e brilhantes. Partículas de vento solar fluem para o sistema solar através de orifícios coronais. Quando essas partículas atingem a vizinhança da Terra, elas produzem auroras, que são mais fortes perto dos pólos magnéticos da Terra. O hidrogênio e o hélio juntos compõem 98% da massa do Sol, cuja composição é muito mais característica do universo em geral do que a composição da Terra.
Glossário
- aurora
- luz irradiada por átomos e íons na ionosfera excitada por partículas carregadas do Sol, vista principalmente nas regiões polares magnéticas
- cromosfera
- a parte da atmosfera solar que fica imediatamente acima das camadas fotosféricas
- coroa
- (do Sol) a atmosfera externa (quente) do Sol
- orifício coronal
- uma região na atmosfera externa do Sol que parece mais escura porque há menos gás quente lá
- grumação
- a estrutura semelhante a grãos de arroz da fotosfera solar; a granulação é produzida por correntes emergentes de gás que são ligeiramente mais quentes e, portanto, mais brilhantes do que as regiões vizinhas, que estão fluindo para baixo no Sol
- fotosfera
- a região da atmosfera solar (ou estelar) da qual a radiação contínua escapa para o espaço
- plasma
- um gás quente ionizado
- vento solar
- um fluxo de partículas quentes e carregadas saindo do Sol
- região de transição
- a região na atmosfera do Sol onde a temperatura sobe muito rapidamente das temperaturas relativamente baixas que caracterizam a cromosfera para as altas temperaturas da coroa