09/11/2015

Sol


O Sol é a estrela central do Sistema Solar. Todos os outros corpos do Sistema Solar, como os planetas, planetas anões, asteróides, cometas e poeira, assim como todos os satélites associados a estes corpos, giram ao seu redor.
Responsável por 99,86% da massa do Sistema Solar, O sol possui uma massa 332.900 vezes maior do que a Terra e um volume 1.300.000 vezes maior do que o nosso planeta.
A distância da Terra ao Sol é de cerca de 150 milhões de quilómetros, ou 1 UA (unidade astronómica). A luz solar demora, aproximadamente, 8 minutos e 18 segundos a chegar à Terra.
Formou-se há cerca de 4,57 mil milhões de anos quando uma nuvem molecular entrou em colapso - a evolução estelar é medida por duas maneiras: Através da presente idade na sequência principal do Sol, que é determinada através de modelos computacionais da evolução estelar e da nucleocosmonocrologia. A idade medida através destes procedimentos está de acordo com a idade radiométrica do material mais antigo encontrado no Sistema Solar, que possui 4,567 mil milhões de anos.
O Sol está, aproximadamente, a meio da sequência principal, período onde ocorre a fusão nuclear de hidrogénio em hélio. A cada segundo, mais de 4 milhões de toneladas de matéria são convertidas em energia dentro do centro solar, produzindo neutrinos e radiação solar. A esta velocidade, o Sol converteu já cerca de 100 massas terrestres de massa em energia. O Sol ficará na sequência principal por mais cerca de 10 mil milhões de anos.
Daqui a 5 mil milhões de anos, o hidrogénio do núcleo solar ter-se-á esgotado. Quando isto acontecer, a estrela entrará em contracção devido à sua própria gravidade, elevando a temperatura do núcleo solar até 100 milhões de kelvins, o suficiente para iniciar a fusão nuclear do hélio, produzindo carbono, entrando, assim, na fase do ramo gigante assimptótico. Não tendo massa suficiente para converter carbono em oxigénio, não irá explodir numa supernova, o Sol ejectará as suas camadas externas para o espaço, formando uma nebulosa planetária, restando apenas uma anã branca, com um diâmetro idêntico ao da Terra e que irá arrefecer gradualmente.


Existem  mais de 100 milhões de estrelas da classe G2 na Via Láctea. Considerada anteriormente como uma estrela pequena, actualmente acredita-se que seja mais brilhante do que 85% das restantes estrelas da Via Láctea, sendo a maioria desses 85% estrelas anãs vermelhas. O Sol localiza-se próximo do limite anterior do Braço de Órion na Nuvem Interestelar Local ou Cinturão de Gould, a uma distância, hipotética, de 25 a 28 mil anos-luz do centro da Via Láctea, dentro da Bolha Local (um espaço de gás quente e rarefeito, possivelmente produzido por remanescentes da supernova Geminga). A distância entre o Braço Local e o próximo Braço, o Braço de Perseus, é de cerca de 6,5 mil anos-luz. O Sol, e portanto o Sistema Solar, encontra-se na zona habitável da galáxia.
Das cinquenta estrelas mais próximas do Sistema Solar, num raio até 17 anos-luz da Terra, o Sol é a quarta maior estrela em termos de massa. Diferentes valores de magnitude absoluta foram dados para o Sol, com por exemplo 4,85 e 4,81.
O ápice solar é a direcção do Sol na sua órbita na Via Láctea. A direcção geral da moção solar aponta para a estrela Vega, próxima à constelação Hércules, a um ângulo de cerca de 60 graus na direcção do centro galáctico (para um observador em Alpha Centauri, o sistema estelar mais próximo do Sistema Solar, o Sol apareceria na constelação de Cassiopéia).

Acredita-se que a órbita do Sol em torno do centro da Via Láctea (com adição das perturbações devidas aos braços espirais galácticos e da distribuição não uniforme da massa da galáxia) seja elíptica. Para além desse facto, o Sol oscila para cima e para baixo relativamente ao plano galáctico (cerca de 2,7 vezes por órbita). Os cientistas afirmaram que os eventos da passagem do Sistema Solar nos braços espirais de maior densidade, coincide, muitas vezes, com os eventos de extinção em massa na Terra, possivelmente devido a um aumento de impactos causados por distúrbios gravitacionais de estrelas próximas.
O Sistema Solar completa uma órbita em torno do centro da Via Láctea (um ano galáctico) a cada 225-250 milhões de anos, com o Sol tendo completado entre 20 a 25 órbitas desde a sua formação. A velocidade orbital do Sistema Solar em torno do centro galáctico é de cerca de 251 km/s. A esta velocidade o Sol leva cerca de 1,4 mil anos para percorrer um ano-luz ou oito dias para percorrer 8 UA. Visto que a Via Láctea se move em direcção da constelação Hidra com uma velocidade de 550 km/s, a velocidade do Sol é de 370 km/s, na direcção da Constelação Crater.

O Sol é uma estrela esférica de plasma, que se encontra em equilíbrio hidrostático, entre as duas forças principais que agem no seu interior. Estas são as forças exercidas pela pressão termodinâmica, produzida pelas altas temperaturas internas, no sentido oposto ao núcleo solar. No sentido do núcleo solar, actua a força gravitacional.
Esta estrela é uma esfera quase perfeita, com um achatamento de apenas 9 milionésimos (o diâmetro polar difere do diâmetro equatorial por 10 Km).
Como o Sol é uma esfera de plasma e não sólida, o movimento de rotação é mais elevado no equador do que nos pólos. Assim, uma zona próxima do equador do Sol perfaz uma volta completa em cerca de 27 dias (o período de rotação no equador). Para uma região na proximidade dos pólos, esse período passa a ser de cerca de 32 dias. O efeito de centrifugação desta lenta rotação é 18 milhões de vezes mais fraco do que a gravidade na superfície do Sol, no equador solar. Os efeitos causados no Sol pelas forças de maré dos planetas são ainda mais insignificantes.
O Sol é uma estrela da população I, rico em elementos pesados. Pode-se ter formado por ondas resultantes da explosão de uma ou mais supernovas. As evidências desse facto, incluem a abundância de metais pesados (tais como o ouro e o urânio) no Sistema Solar, levando em conta a presença minoritária destes elementos nas estrelas de população II. A maior parte dos metais foram, provavelmente, produzidos por reacções nucleares que ocorreram numa supernova antiga, ou em via transmutação nuclear, pela captura de neutrões, numa estrela de massa de segunda geração. Não possui uma superfície definida como é o caso dos planetas rochosos e, nas partes exteriores, a densidade dos gases cai exponencialmente à medida que se vai afastando do centro. Mesmo assim, o interior do Sol é bem definido.
A fotosfera é uma camada acima do qual os gases são frios ou demasiado densos para irradiar luz em quantidades significativas, sendo, portanto, a superfície mais facilmente identificável a olho nu.
O interior solar é constituído por três regiões diferentes:
  1. o núcleo: local onde se produzem as reacções nucleares que transformam a massa em energia através da fusão nuclear;
  2. a zona radiativa;
  3. a zona de convecção.
O interior do Sol não é directamente observável, já que a radiação é completamente absorvida (e reemitida) pelo plasma do interior solar, e o Sol em si mesmo é opaco à radiação electromagnética.

1) O núcleo
Região central, mais massiva e quente do Sol. Tem cerca de 139.000 Km de raio (aproximadamente 1/5 do Sol). É nesta região que se verificam as reacções termonucleares que proporcionam toda a energia que o Sol produz.
É constituído por 81% de hidrogénio, 18% de hélio e o restante 1% por outros elementos. No centro do núcleo calcula-se que exista cerca de 49% de hidrogénio, 49% de hélio e os restantes 2% sejam outros elementos que servem como catalizadores nas reacções termonucleares.
Em 1938 Hans Albrecht Bethe (1906-2005), nos EUA e Karl Friedrich von Weizsäker (1912), na Alemanha, simultânea e independentemente, descobriram um grupo de reacções provindas do carbono e do nitrogénio, que actuam como catalizadores num ciclo que se repete. A este grupo de reações deu-se o nome de ciclo de Bethe. É o equivalente à fusão de 4 protões num núcleo de Hélio. Nestas reacções de fusão há uma perda de massa (o hidrogénio consumido pesa mais do que o hélio). Este diferencial de massa transforma-se em energia, segundo a equação de Einstein (E = mc2), onde E é a energia, m é a massa e c a velocidade da luz. Estas reacções nucleares transformam 0,7% da massa afectada em fotões de comprimento de onda curtíssima, portanto, muito energéticas e penetrantes. A energia produzida mantém o equilíbrio térmico do núcleo solar a temperaturas de, aproximadamente, 15 milhões de Kelvins.
O calor produzido na região do núcleo é transferido por condução (convecção) e irradiação. Quando uma região das estrelas tem opacidade suficiente para permitir a passagem de radiação, a irradiação é dominante. Nas estrelas como o Sol, o calor gerado no núcleo não forma um gradiente de temperatura. Logo, a irradiação domina no núcleo. Na parte exterior deste, há, porém, hidrogénio neutro, opaco a fotões ultravioleta, pois as temperaturas são mais baixas - portanto, a convecção é dominante.
2) Zona Radiativa
Camada intermédia do interior do Sol. A energia produzida no núcleo solar, via nucleossíntesse, passa pela zona radiativa na forma de radiação electromagnética. A zona de radiação é tão densa que as ondas são reflectidas facilmente em todas as direcções, podendo não sair desta zona por milhões de anos. A zona radiativa está imediatamente sob a zona de convecção, e acima do núcleo.
Entre 0,25 e 0,7 raio solar de distância do centro do Sol, o material solar é quente e denso o suficiente para permitir a transferência do calor do centro para fora, via radiação térmica. A convecção não térmica ocorre nesta zona. Apesar da temperatura nesta região cair à medida que a distância ao centro solar aumenta, o gradiente de temperatura é menor do que o gradiente adiabático, não permitindo a ocorrência de convecção. O calor é transmitido por radiação - iões de hidrogénio e de hélio, emitem fotões, que percorrem apenas uma pequena distância, antes de serem reabsorvidos por outros iões. A densidade cai cem vezes (de 20 g/cm3 para 0,2 g/cm3) do interior para o exterior  na zona radiativa.
Entre a zona radiativa e a zona de convecção existe uma camada de transição chamada de tacoclina. Esta é uma região onde a mudança súbita de condições entre a rotação uniforme da zona radiativa e a rotação diferencial da zona de convecção resulta numa tensão de cisalhamento (as camadas horizontais sucessivas escorregam umas sobre as outras). A moção do fluido na zona de convecção, gradualmente desaparece do topo do Tacoclina até à parte inferior desta camada, adquirindo as mesmas características calmas da zona radiativa.
Acredita-se que um dinâmo magnético, dentro desta camada origina o campo magnético solar.

3) Zona de Convecção
É a camada externa do Sol, que ocupa a região entre 0,7 raios solares do centro (200.000 km abaixo da superfície solar) até à parte externa do astro.
Nesta região o plasma solar não é denso ou quente o suficiente para transferir o calor do interior do Sol para fora, via radiação, isto é, não é opaco o suficiente. Como resultado, a convecção térmica ocorre na medida em que colunas térmicas carregam material quente para a superfície. Quando a temperatura deste material cai na superfície, o material cai na direcção da base da zona de convecção, onde recebe calor do topo da zona radiativa, recomeçando o ciclo.
Na superfície solar a temperatura cai para 5.700 K e a densidade para 0,2 g/m3.
As colunas térmicas formam características físicas na superfície do Sol na forma de granulos solares e supergranulação. Estes granulos são os tipos de células de convecção, estas com cerca de 1.000 km de diâmetro.
A convecção turbulenta desta parte do interior solar gera um pequeno dínamo magnético que produz pólos norte e sul, em toda a superfície solar.

fotosfera é a superfície visível do Sol. É a camada sob a qual o Sol se torna completamente opaco à luz visível. Visto que as camadas superiores à fotosfera também não são opacas à luz visível, a fotosfera é a região mais funda do Sol que pode ser observada. Nesta e acima desta camada, a luz visível é livre para propagar-se para o espaço. A mudança de opacidade acontece com a diminuição da abundância de iões H-, que absorvem facilmente a luz visível.
Estima-se que a espessura da fotosfera tenha um comprimento de dezenas a centenas de quilómetros, sendo um pouco menos opaca que o ar na atmosfera terrestre. Devido ao facto de que a parte superior da fotosfera é mais fria do que a parte inferior, uma imagem do sol aparenta ser mais brilhante no centro do que nas laterais do disco solar (fenómeno conhecido como escurecimento de bordo).
O espectro do corpo negro da luz indica uma temperatura média de 5.775 K, misturada com linhas de absorção atómicas das camadas ténues, acima da fotosfera. A densidade das partículas nesta zona é de cerca de 1023 m-3. A esta temperatura a emissão de luz na fotosfera ocorre em todas as bandas do espectro luminoso, dando ao Sol uma cor branca, que aparenta amarela no céu terrestre devido à dispersão da luz na atmosfera terrestre, mais acentuada nos comprimentos de onda azul.
As camadas superiores à fotosfera são chamadas, em conjunto, de atmosfera solar. Estas camadas podem ser vistas com telescópios que operam por todo o espectro electromagnético.
São compostas por cinco  zonas principais:
  1.  A zona de temperatura mínima: Esta região encontra-se a 500 km acima da fotosfera, a qual possui uma temperatura de 4.100 K. Esta parte do Sol é fria o suficiente para suportar moléculas simples como monóxido de carbono e água.
  2. Cromosfera: Camada acima da zona de temperatura mínima e possui cerca de 2.000 km de espessura. Aqui a temperatura aumenta rapidamente de 20.000 K para níveis próximos de 1.000.000 K. O aumento rápido da temperatura é facilitado pela ionização completa do hélio na região de transição, que diminui significativamente o arrefecimento radiativo do plasma (a região de transição não ocorre numa altitude bem definida, contrariamente, forma um tipo de halo em torno de características da cromosfera, tais como espículas e filamentos solares, possuindo uma moção constante e caótica. A região de transição não é facilmente visível da superfície da Terra, mas é facilmente observável do espaço por instrumentos sensíveis ao extremo ultravioleta do espectro electromagnético).
  3. A coroa solar é a atmosfera estendida externa do Sol, que é muito maior em volume do que o Sol propriamente dito. A coroa expande-se continuamente no espaço, formando o vento solar, que preenche todo o interior do Sistema Solar. A base da coroa, que se localiza muito próxima da superfície do astro, possui uma densidade de partículas muito baixa, cerca de 1015 a 1016 m-3 na base, diminuindo com a altitude. A temperatura média da coroa e do vento solar varia entre um milhão e dois milhões de kelvins. A temperatura nas regiões mais quentes alcança valores entre 8 a 20 milhões de kelvins (actualmente não existe uma teoria que explique completamente a causa das elevadas temperaturas da coroa, sendo este um dos maiores problemas da física solar. No entanto, sabe-se que parte do calor provém da reconexão magnética).                                         
  4. A heliosfera é a cavidade em torno do Sol, preenchida pelo plasma do vento solar, estendendo-se a 20 raios solares (0,1 U.A.), até ao limite do Sistema Solar. O seu limite interior é definido como a camada onde o vento solar se torna "superalfvénico" - isto é, onde a velocidade do vento solar se torna maior do que a velocidade das ondas Alfvén.
  5. A heliopausa é o local até onde o vento solar chega no seu trajecto para o exterior do Sistema Solar. Está a mais de 50 UA do Sol. A moção do vento solar faz com que o campo magnético solar adquira um formato em espiral (em Dezembro de 2004 a sonda espacial Voyager passou por uma região de choque que os cientistas acreditam ser parte da heliopausa. Ambas as sondas Voyagers registaram um aumento do número de partículas energéticas à medida que se iam aproximando do limite).

Composição

O hidrogénio e o hélio são os principais constituintes do Sol, respectivamente nas percentagens de 74,9 e 23,8, da massa solar, na fotosfera. Todos os elementos mais pesados, chamados de metais na astronomia, compõem menos de 2% da massa solar. Os elementos químicos mais abundantes são o oxigénio (cerca de 1%), carbono (0,3%), néon (0,2%) e ferro (0,2%).
O Sol herdou a sua composição química do meio interestelar do qual foi formado. Assim, o hidrogénio e o hélio foram produzidos na nucleossíntese do Big Bang, enquanto que os metais foram produzidos na nucleossíntese estelar, devolvendo os seus materiais para o meio interestelar antes da formação do Sol.
A composição química da fotosfera é, normalmente, considerada representativa da composição do Sistema Solar primordial. Porém, desde que o Sol foi formado, o hélio e os metais presentes nas camadas externas, afundaram-se gradualmente em direcção ao centro. Portanto, a fotosfera actual contém pouco menos de hélio e apenas 84% dos metais que o Sol protoestelar tinha, a massa desta é composta por 71,1% de hidrogénio, 27,4% de hélio e 1,5% de metais.
A fusão nuclear no núcleo do Sol modificou a composição química do seu interior. Na actualidade o núcleo do Sol é composto por 60% de hélio, com a abundância de metais não modificados. Visto que o interior do Sol é radiativo e não convectivo, o hélio e outros produtos formados pela fusão nuclear, não subiram para as camadas superiores.

Campo magnético

O Sol é uma estrela magneticamente activa, suportando um forte campo magnético, cujas condições mudam constantemente, variando de ano para ano e revertendo de direcção a cada onze anos, aproximadamente, em torno do máximo solar.
O campo magnético do Sol cria vários efeitos que são chamados de actividade solar. Incluem as manchas solares, as erupções solares e as variações no vento solar.


A rotação diferencial (um período de rotação menor no equador do que nas altitudes mais elevadas), devido à não solidez do Sol, faz com que as linhas do campo magnético se dobrem com o tempo, provocando a erupção dos anéis coronais numa superfície, a formação de manchas solares e de proeminências solares, via reconexão magnética. Este encurvamento das linhas origina o dínamo solar e o ciclo solar de actividade magnética, a qual se repete a cada 11 anos, uma vez que este é o período que o campo magnético solar leva a reverter. O campo magnético solar estende-se para além do Sol. O plasma magnetizado do vento solar transporta o campo magnético no espaço, formando o campo magnético interplanetário. Visto que o plasma pode mover-se apenas nas linhas do campo magnético, as linhas do campo magnético interplanetárias, inicialmente, esticam-se radialmente a partir do Sol. Uma camada fina de correntes difusas no plano equatorial solar existe porque os campos acima e abaixo do equador possuem polaridades diferentes. Esta camada é designada de corrente heliosférica difusa. À medida que a distância do Sol aumenta, a rotação solar dobra as linhas do campo magnético e a corrente difusa, formando uma estrutura similar a uma espiral de Parker.
O campo magnético interplanetário é muito mais forte do que o componente dipolar do campo magnético solar. Enquanto que a última possui entre 50 a 400 T (tesla) na fotosfera, reduzindo com o cubo da distância para 0,1 T na órbita terreste, o campo magnético interplanetário na órbita terrestre é cem vezes maior, com cerca de 5 T.

Quando o Sol é observado com filtros apropriados, as características mais imediatas visíveis são geralmente as manchas solares: Áreas bem definidas na superfície do astro que aparentam ser mais escuras do que a região ao seu redor pelo facto de possuírem temperaturas mais baixas. As manchas solares  são regiões caracterizadas por uma intensa actividade magnética onde a convecção é inibida por fortes campos magnéticos reduzindo o transporte de energia da parte quente do interior do Sol, o que faz com que estas regiões tenham uma temperatura mais baixa do que as áreas que as circundam. O campo magnético é responsável pelo intenso aquecimento da coroa solar, formando, assim, regiões activas que são as fontes de erupções solares e ejecção de massas coronal.
As manchas solares maiores podem ter dezenas de quilómetros de diâmetro e geralmente surgem em pares, com polaridades opostas, as quais se vão alternando a cada ciclo solar.
O número de manchas solares não é constante, variando ao longo do ciclo solar de onze anos, já referido acima. No início do ciclo podem não ser vistas nenhumas manchas, aumentando gradualmente conforme aumenta o ciclo solar. À medida que este ciclo continua, as manchas vão-se movendo em direcção ao equador (lei de Spörer).

História da observação

Várias culturas pré-históricas e antigas acreditavam que o Sol era uma divindade solar ou outro fenómeno sobrenatural. A veneração do Sol foi um aspecto central de muitas civilizações. Vários monumentos foram construídos tendo como base este astro, como por exemplo os monumentos encontrados em Nabta Playa (no Egito), em Mnajdra (em Malta) e em Stonehenge (Reino Unido). Newgrange, um monte pré-histórico construído na Irlanda, foi erigido para detectar o solstício de Inverno; a pirâmide do Templo de Kukulcán, em Chichén Itzá (no México), e foi desenhada para lançar sombras com o formato de serpentes subindo a pirâmide, nos equinócios de Primavera e Outono.
Durante a época do Império Romano, o aniversário do Sol era um feriado celebrado como Sol Invictus ("Sol Invencível"), logo após o solstício de Inverno, podendo ter sido um antecedente do Natal. Uma das primeiras pessoas a oferecer uma explicação cientifica ou filosófica para o Sol, foi o filósofo grego Anaxágoras de Clazómenas (500 a.C - 428 a.C.) que chegou à conclusão de que o Sol era era uma esfera enorme de metal em chamas, maior que o Peloponeso, e não a carroça de Hélio. Por ensinar esta teoria, considerada uma heresia, o filósofo foi preso pelas autoridades locais e condenado à morte, tendo, no entanto, sido solto através da intervenção de Péricles. Eratóstenes, no século III a.C., estimou que a distância entre o Sol e a Terra de "estádios de miríades 400 e 80.000", cuja tradução é ambígua, visto que pode significar 4,08 milhões de estádios (755 mil km) ou 804 milhões de estádios (148 a 153 milhões de km), o último valor pssui apenas uma pequena percentagem de diferença com o valor aceite actualmente. No século I a.C., Ptolomeu estimou a distância entre o Sol e a Terra como 1.210 vezes o raio terrestre.
As contribuições árabes medievais incluem a descoberta de que a direcção da excentricidade orbital do Sol está em constante mudança (o equivalente do movimento da Terra ao longo de uma órbita elíptica na astronomia moderna), por Albatenius e Ybn Yunus registou mais de 10.000 entradas sobre a posição do Sol utilizando um grande astrolábio.
Acredita-se que a primeira teoria heliocêntrica, onde o Sol é os astro central em torno do qual os planetas orbitam, foi proposto pela primeira vez por Aristarcos de Samos (310 a.C. - 230 a.C.). Posteriormente, vários astrónomos babilónicos, os indianos e árabes, também propuseram teorias heliocêntricas, tanto na antiguidade como na época medieval. Este teoria foi reavivada no século XVI  por Nicolau Copérnico. No início do século XVII a invenção do telescópio permitiu observações detalhadas das manchas solares por Thomas Harriot, Galileu Galilei e outros astrónomos.
Galileu realizou uma das primeiras observações ocidentais de manchas solares, teorizando que tais eram características na superfície solar e não pequenos objectos que passavam entre a Terra e o Sol. As manchas solares, porém, já haviam sido observadas desde a dinastia dos Han, com astrónomos chineses, que mantiveram as observações em documento de forma detalhada, durante séculos.
Em 1672, Giovanni Cassini e Jean Richer determinaram a distância entre a Terra e Marte e, com os novos dados, foram capazes de calcular a distância entre a Terra e o Sol. Isaac Newton observou a luz solar utilizando um prisma, mostrando que a luz solar é feita de várias cores, e em 1800, William Herschel descobriu a radiação infravermelha, também utilizando um prisma exposto à luz solar. A descoberta foi realizada após Herschel ter notado os novos raios localizados além da parte vermelha da luz visível do espectro solar.
Durante o século XIX, os estudos de espectroscopia avançaram significativamente e Joseph von Fraunhofer fez as primeiras observações  das linhas de observação no espectro solar - devido à sua sua descoberta, as linhas de absorção mais fortes do espectro são comummente chamadas de linhas de Fraunhofer. Uma observação detalhada do espectro solar revela um número de cores desaparecidas, que aparecem como bandas pretas. Ainda não se sabe as causas de algumas destas bandas pretas.
A fonte de energia do Sol foi um significante mistério durante os primeiros anos da era cientifica moderna. Uma sugestão feita por Lorde Kelvin descrevia o Sol como um corpo celeste líquido, em arrefecimento gradual, cuja energia emitida seria proveniente de uma fonte interna de calor.
Kelvin e Hermann von Helmholtz então propuseram o mecanismo de Kelvin-Helmholtz como sendo esta fonte de calor. Porém, a idade estimada do Sol utilizando este método foi de apenas 20 milhões de anos. Uma idade bem menor do que a estimada para o Sistema Solar e, na época, 300 milhões de anos.
Em 1890, Joseph Lockyer, que descobriu o hélio no espectro solar, propôs uma hipótese meteoritica para explicar a formação e evolução do Sol, onde o calor do Sol era mantido por meteoros.
Só em 1904 é que uma solução plausível foi apresentada. Ernest Rutherford sugeriu a desintegração radioativa no interior do Sol como a fonte de energia solar. No entanto, foi Albert Einstein quem forneceu a pista essencial da fonte de energia solar, através da equação E = mc2.
Em 1920, Arthur Eddington propôs que a pressão e a temperatura do núcleo solar poderia produzir uma reacção de fusão nuclear, onde átomos de hidrogénio (os prótões) são fundidos entre si formando núcleos de hélio, resultando na produção de energia e de perda de massa, desenvolvida na década de 1930 pelos astrofísicos Subrahmanyan Chandrasekhar e Hans Bethe, sendo o último o primero cientista a calcular em detalhes as duas reacções nucleares primárias que alimentam o Sol.
Em 1957, um ensaio seminário, publicado por Margaret Burbidge, "Síntese dos Elementos nas Estrelas", demonstrou que a maior parte dos elementos químicos no Universo foi sintetizado  por reacções nucleares dentro das estrelas, como o Sol.

Notas:
  • A energia do Sol, na forma de luz solar é armazenada em glicose por organismos vivos através da fotossíntese, processo do qual, directa ou indirectamente, dependem todos os seres vivos da Terra. A energia solar também é responsável pelos fenómenos meteorológicos no planeta.
  • Nos primeiros estudos do espectro óptico da fotosfera, algumas linhas de absorção encontradas não correspondiam a nenhum elemento químico encontrado na Terra. Em 1868, Normal Lockyer hipotetizou que estas linhas eram causadas por um elemento químico não descoberto, que Lockyer chamou de "hélio", em referência ao deus grego Hélio. O He seria isolado na Terra 25 anos depois.
  • Os efeitos da actividade solar magnética na Terra incluem as auroras boreais, a disrupção de comunicações de rádio e potência electrica. Acredita-se que a actividade solar tenha tido um papel importante na formação e evolução do Sistema Solar. Esta muda, constantemente, a estrutura da ionosfera terrestre.
  • O ciclo solar possui grande influência na meteorologia do espaço, e influencia diretamente o clima na Terra, visto que a luminosidade solar está directamente relacionada com a actividade magnética do Sol. Quando o Sol está no período de actividade mínima, costuma-se registar temperaturas médias mais baixas do que o normal na Terra. Por outro lado, temperaturas médias mais elevadas do que o normal estão relacionadas com ciclos solares mais longos.
  • Estudos de heliosismologia feitos a partir de sondas espaciais, permitiram observar certas "vibrações solares", cuja frequência aumenta com o aumento da actividade solar, acompanhando o ciclo de 11 anos de erupções. A cada 22 anos existe a manifestação do chamado hemisfério dominador, além da movimentação das estruturas magnéticas em direcção aos pólos, que resulta em dois ciclos de 18 anos com um acréscimo da actividade geomagnética da Terra e da oscilação da temperatura do plasma ionosférico na estratosfera da atmosfera terrestre.
  • Paradoxo do Sol Jovem: Os modelos teóricos do desenvolvimento do Sol, sugerem que, entre 3,8 a 2,5 mil milhões de anos, durante o arqueano, o Sol possuía apenas 75% do brilho actual. Com esta potência, a energia solar recebida pela Terra não seria suficiente para sustentar água no solo no estado líquido e, portanto, a vida não poderia ter-se desenvolvido neste período. Porém, os estudos geológicos mostram que a temperatura terrestre tem permanecido estável desde o término da sua formação e, que de fato, a Terra era mais quente após ter completado a sua formação do que no presente. O consenso entre cientistas é que a antiga atmosfera terrestre possuía quantidades maiores de gases do efeito de estufa (tais como dióxido de carbono, metano e/ou amoníaco) do que actualmente, tornando possível conservar calor suficiente para compensar uma menor energia vida do Sol.
  • O Sol actualmente encontra-se com diversos comportamentos anómalos. O Sol está no meio de um período de actividade mínima do ciclo solar, muito mais longo e com uma percentagem de dias onde o Sol não possui nenhuma mancha solar, do que o esperado. Desde Maio de 2008, foram feitas várias predições indicando o aumento iminente da actividade solar, mas foram todas refutadas. O brilho actual do Sol é menor do que o usual durante o período de actividade mínima do ciclo solar. Nas últimas duas décadas, a velocidade do vento solar caiu 3%, a sua temperatura 13% e a sua densidade 20%. O campo magnético do Sol possui apenas metade da força registada no último período de actividade mínima do ciclo solar, em 1987. Como resultado, a heliosfera diminuiu de tamanho, resultando no aumento da radiação cósmica atingindo a Terra e a sua atmosfera.




Fonte:

http://pt.wikipedia.org/wiki/Sol


Desejo

«O condenado à morte deixou transparecer uma alegria comovida ao saber do indulto. Mas ao cabo de algum tempo, acentuando-se as melhora...