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 SISTEMA SOLAR INFANTIL BÁSICO OPÇÃO ATUAL  AVANÇADO
SOL

 
     ÍNDICE

MITOLOGIA O SOL E A VIDA NA TERRA A ESTRUTURA SOLAR
O NÚCLEO REGIÃO DE RADIAÇÃO E CONVECÇÃO A FOTOSFERA
A CROMOSFERA A COROA SOLAR O VENTO SOLAR
O SOL COMO LABORATÓRIO FÍSICO

 
O núcleo
NÚCLEO SOLAR

      O núcleo do Sol atinge uma temperatura de 16 milhões de ºC, temperatura suficiente para sustentar as reações de fusão termonucleares.
      As reações termonucleares são realizadas em altas temperaturas, como o nome diz. Neste processo ocorre a fusão nuclear, onde são fundidos quatro núcleos de hidrogênio para formar um núcleo de hélio (partícula alfa). O núcleo de Hélio (partícula alfa) possui uma massa menor que os quatro núcleos de hidrogênio. Esta diferença de massa é transformada em energia e transportada para a superfície do Sol, por radiação e convecção, onde é liberada para o espaço em forma de luz e calor.
      No processo de fundir hidrogênio para formar hélio, as reações nucleares também produzem partículas elementares, uma delas é o neutrino. Estas partículas sem carga, passam direto pelas várias camadas solares e se espalham pelo Universo. Com equipamentos especiais, elas podem ser detectadas aqui na Terra. O que intriga os cientistas é que o número de neutrinos que nós detectamos é bem menor do que era de se esperar. Este problema relativo aos neutrinos "perdidos" é um dos grandes mistérios da astronomia solar.
      A densidade perto do núcleo do Sol é aproximadamente 150 g/cm3, não se esqueça que a densidade da água é de 1 g/cm3. Quando atingimos a superfície do Sol a densidade cai para 2,18 × 10-7g/cm3. Esta variação na densidade pelas várias camadas que constituem o Sol, provoca nos fótons, que são produzidos no núcleo do Sol, um tempo de saída do seu núcleo até a superfície superior de alguns milhões de anos.


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Região de Radiação e de Convecção
SOL INTERIOR

      A Região de radiação é a camada que vem logo a seguir ao núcleo do Sol, terminando na região de interface. A principal característica da região de radiação é a forma como se dá a propagação do calor produzido no núcleo do Sol, ou seja pela radiação.
      A energia gerada no núcleo é transportada por fótons, que interagem com as partículas que encontra pelo caminho, na região radioativa. Embora os fótons viajam à velocidade da luz, eles interagem tantas vezes no interior deste material denso, que um fóton individual leva aproximadamente um milhão de anos para alcançar a camada de interface entre a região radioativa e de convecção. A variação da densidade desta região cai de 20 g/cm3 para somente 0.2 g/cm3, valor bem inferior a densidade da água ( 1g/cm3). Neste mesmo trecho, a temperatura cai de 7.000.000° C para aproximadamente 2.000.000° C.
      A região de convecção é a quarta camada no interior do Sol. No início desta camada, a temperatura é por volta de 2.000.000° C. Pensando nas temperaturas do Sol não é um grande valor, o calor vindo da região de radiação faz com que o fluido fique instável e comece a "ferver", provocando o movimento de convecção.
       Sabemos que a convecção é uma forma de propagação do calor, isto ocorre com os líquidos e gases, fenômeno bastante conhecido por nós aqui na Terra. Estes movimentos de convecção levam o calor muito rapidamente à superfície. O fluido se expande e esfria à medida que sobe. Na superfície visível, a temperatura cai para um valor aproximado de 6.000ºC, o mesmo acontecendo com a densidade, que é da ordem de 10-7 no topo da camada de Convecção. Os movimentos de convecção são visíveis na superfície pela formação de grãos, denominados grânulos.


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A fotosfera
FOTOSFERA

      A Região que chamamos de "superfície" do Sol, já que é um corpo gasoso, damos o nome de fotosfera (esfera luminosa) , sua espessura é por volta de 500km, muito fina comparada com o raio do Sol. No entanto é desta região que é jogada para o espaço a maior parte da radiação solar
       Vários fenômenos podem ser observadas na fotosfera com um telescópio simples, não esquecendo de utilizar um filtro para reduzir a intensidade da luz. Estas características incluem as manchas solares escuras, fácula (manchas na fotosfera brilhantes), e os grânulos. Nós também podemos medir o fluxo de material na fotosfera.

MANCHAS SOLARES       Galileo em 1610 foi o primeiro cientista a interessar-se pelo estudo das manchas solares com o seu telescópio, isto lhe custaria mais tarde a visão. São manifestações da atividade solar que se apresenta na forma de manchas escuras, algumas pequenas e outras de dimensões tão grandes quanto o diâmetro da Terra.Veja na foto a comparação dos tamanhos. GRÂNULOS       Grânulos são áreas pequenas com uma dimensão aproximada de 1000 km, que cobrem toda a fotosfera do Sol com exceção das áreas cobertas por manchas solares. Esta camada é a parte mais externa da região de convecção, onde chegam os fluidos quentes do interior do Sol. Estas formações tem uma duração muito pequena da ordem de minutos. Ela foi observada pela primeira vez em 1784 pelo astrônomo James Short, por lembrar grão de arroz, recebeu o nome de grânulos.
      Estes "grãos de arroz" são as partes mais brilhantes e se destacam do fundo pela coloração mais escura ao seu redor, como pode ser vista na imagem.


Continuando a nossa viagem.....