OSol (dolatimsol, solis[12]) é aestrela central doSistema Solar. Todos os outros corpos do Sistema Solar, comoplanetas,planetas anões,asteroides,cometas epoeira, bem como todos ossatélites associados a estes corpos, giram ao seu redor. Responsável por 99,86% damassa do Sistema Solar, o Sol possui uma massa 332 900 vezes maior do que a daTerra, e umvolume 1 300 000 vezes maior do que o do nosso planeta.[13] A distância da Terra ao Sol é de cerca de 150 milhões dequilômetros ou 1unidade astronômica (UA). Esta distância varia ao longo do ano, de um mínimo de 147,1 milhões de quilômetros (0,9833 UA), noperélio (ou periélio), a um máximo de 152,1 milhões de quilômetros (1,017 UA), noafélio (que ocorre em torno do dia4 de julho).[14] Aluz solar demora aproximadamente 8minutos e 18segundos para chegar àTerra.Energia do Sol na forma de luz solar é armazenada emglicose por organismos vivos através dafotossíntese, processo do qual, direta ou indiretamente, dependem todos os seres vivos que habitam nosso planeta.[15] A energia solar também é responsável pelosfenômenos meteorológicos e oclima na Terra.[16]
É composto primariamente dehidrogênio (74% de sua massa, ou 92% de seu volume) ehélio (24% da massa solar, 7% do volume solar), com traços de outros elementos, incluindoferro,níquel,oxigênio,silício,enxofre,magnésio,néon,cálcio ecrômio.[17] Possui aclasse espectral de G2V: G2 indica que a estrela possui uma temperatura de superfície de aproximadamente 5 780 K, o que lhe confere umacorbranca (apesar de ser visto comoamarelo, alaranjado ou avermelhado nocéu terrestre quando está próximo ao horizonte, o que se deve àdispersão dos raios naatmosfera);[18] OV (5 emnúmeros romanos) na classe espectral indica que o Sol, como a maioria das estrelas, faz parte dasequência principal. Isto significa que o astro gera suaenergia através dafusão denúcleos dehidrogênio para a formação dehélio. Existem mais de 100 milhões de estrelas da classe G2 naVia Láctea. Considerado anteriormente uma estrela pequena, acredita-se atualmente que o Sol seja mais brilhante do que 85% das estrelas daVia Láctea, sendo a maioria dessasanãs vermelhas.[19][20]O espectro do Sol contémlinhas espectrais de metais ionizados e neutros, bem como linhas de hidrogênio muito fracas. Acoroa solar expande-se continuamente no espaço, criando ovento solar, uma corrente departículas carregadas que estende-se até aheliopausa, a cerca de 100 UA do Sol. A bolha nomeio interestelar formada pelovento solar, aheliosfera, é a maior estrutura contínua do Sistema Solar.[21][22]
O Sol orbita em torno do centro daVia Láctea, atravessando no momento aNuvem Interestelar Local de gás de alta temperatura, no interior doBraço de Órion da Via Láctea, entre os braços maioresPerseus eSagitário. Das 50 estrelas mais próximas do Sistema Solar, num raio de até 17anos-luz daTerra, o Sol é a quarta maior emmassa.[23] Diferentes valores demagnitude absoluta foram dados para o Sol, como, por exemplo, 4,85,[24] e 4,81.[25] O Sol orbita o centro da Via Láctea a uma distância de cerca de 24 a 26 mil anos-luz do centro galáctico, movendo-se geralmente na direção deCygnus e completando uma órbita entre 225 a 250 milhões de anos (um ano galáctico). A estimativa mais recente e precisa da velocidade orbital do sol é da ordem de 251 km/s.[26][27] Visto que a Via Láctea move-se na direção da constelaçãoHidra, com uma velocidade de 550 km/s, a velocidade do Sol relativa àradiação cósmica de fundo em micro-ondas é de 370 km/s, na direção da constelação daTaça.[28]
O Sol, tal como outras estrelas, é uma esfera deplasma que se encontra emequilíbrio hidrostático entre as duasforças principais que agem em seu interior. Em sentido oposto ao núcleo solar, estas forças são as exercidas pela pressãotermodinâmica, produzida pelas altastemperaturas internas. No sentido do núcleo solar, atua aforça gravitacional. O Sol é uma estrela da sequência principal que contém cerca de 99,86% da massa do Sistema Solar. É umaesfera quase perfeita, com um achatamento de apenas nove milionésimos,[29] o que significa que seu diâmetro polar difere de seu diâmetro equatorial por apenas 10 km, consistindo assim no objeto mais esférico do Sistema Solar.[30][31]
Como o Sol é uma esfera de plasma, e não é sólido, gira mais rápido em torno de si mesmo no seu equador do que em seus polos. Porém, devido à constante mudança do ponto de observação da Terra, na medida em que esta orbita em torno do Sol, arotação aparente do Sol é de 28 dias.[32] O efeito centrífuga 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.[33] O Sol é uma estrela dapopulação I, rico em elementos pesados.[nota 1][35] O sol pode ter se formado por ondas resultantes da explosão de uma ou maissupernovas.[36] Evidências incluem a abundância demetais pesados (tais comoouro eurânio) no Sistema Solar levando em conta a presença minoritária destes elementos nas estrelas depopulação II. A maior parte dos metais foram provavelmente produzidos por reações nucleares que ocorreram em umasupernova antiga, ou via transmutação nuclear viacaptura de nêutrons durante uma estrela de grande massa de segunda geração.[35]
O Sol não possui uma superfície definida como planetas rochosos possuem, e, nas partes exteriores, a densidade dos gases cai aproximadamente exponencialmente à medida que se vai afastando do centro.[37] Mesmo assim, seu interior é bem definido. Oraio do Sol é medido do centro solar até o limite dafotosfera. Esta última é simplesmente uma camada acima do qual gases são frios ou pouco densos demais para radiar luz em quantidades significativas, sendo, portanto, a superfície mais facilmente identificável aolho nu.[38]
O interior solar possui três regiões diferentes: o núcleo, onde se produzem asreações nucleares que transformam a massa em energia através dafusão nuclear, a zona radiativa e a zona de convecção. O interior do Sol não é diretamente observável, já que a radiação é completamente absorvida (e reemitida) pelo plasma do interior solar, e o Sol em si mesmo é opaco àradiação electromagnética. Porém, da mesma maneira que asismologia utiliza ondas geradas porterremotos para revelar o interior da Terra, aheliosismologia utiliza ondas de pressão (infravermelho) atravessando o interior do Sol para medir e visualizar o interior da estrutura solar.[39] Modelos de computador também são utilizados como instrumentos teóricos para investigar camadas mais profundas do Sol.[40]
Acredita-se que o núcleo do Sol estende-se do centro solar até 0,2 a 0,25 raios solares.[41] O centro do Sol possui umadensidade de até 150 g/cm³,[42][43] 150 vezes a densidade daágua na Terra, e umatemperatura de cerca de 13 600 000 K. Análises recentes da missãoSOHO indicam que a rotação do núcleo solar é mais rápida que a do restante dazona de radiação.[41] Atualmente, e durante grande tempo da vida solar, a maior parte da energia produzida pelo Sol é gerada porfusão nuclear viacadeia próton-próton, convertendohidrogênio emhélio.[44] Menos de 2% do hélio gerado no Sol provém dociclo CNO. O núcleo solar é a única parte do Sol que produz energia em quantidade significativa via fusão. O restante do Sol é aquecido pela energia transferida do núcleo para as regiões externas. Toda a energia produzida pela fusão precisa passar por várias camadas até afotosfera antes de escapar para o espaço como luz solar ouenergia cinética de partículas.[45][46]
Estas reações podem ser sumarizadas segundo a seguinte fórmula:
4 ¹H →4He + 2 e+ + 2 νe + 2 γ (26,7 MeV)
O Sol possui cerca de 8,9 x 1056 núcleos de hidrogênio (prótons livres), com a cadeia próton-próton ocorrendo 9,2 x 1037 vezes por segundo no núcleo solar. Visto que esta reação utiliza quatro prótons, cerca de 3,7 x 1038 prótons (ou 6,2 x 1011 kg) são convertidos em núcleos de hélio a cada segundo.[46] Esta reação converte 0,7% da massa fundida em energia,[48] e como consequência, cerca de 4,26 milhões de toneladas métricas por segundo são convertidos em 383 yotta-watts (3,83 x 1026 W),[46] ou 9,15 x 1010 megatoneladas deTNT de energia por segundo, segundo a equação de massa-energiaE=mc² deAlbert Einstein.[49]
A densidade de potência é de cerca de 194 µW/kg de matéria,[50] e, embora visto que a fusão ocorra no relativamente pequeno núcleo solar, a densidade da potência do plasma nesta região é 150 vezes maior.[51] Em comparação, ocalor produzido pelo corpo humano é de 1,3 W/kg, cerca de 600 vezes maior do que no Sol, por unidade de massa.[52]
Mesmo tomando em consideração apenas o núcleo solar, com densidades 150 vezes maior do que a densidade média da estrela, o Sol produz relativamente pouca energia, a uma taxa de 0,272 W/m³. Surpreendentemente, essa potência é muito inferior àquela gerada por umavela acesa.[nota 2] O uso de plasma naTerra com parâmetros similares ao do núcleo solar é imprático, se não impossível: mesmo uma modesta usina de 1GW requereria cerca de 5 bilhões (5 mil milhões) de toneladas métricas deplasma.
A taxa de fusão nuclear depende muito da densidade e da temperatura do núcleo: uma taxa um pouco mais alta de fusão faz com que o núcleo aqueça, expandindo as camadas exteriores do Sol, e consequentemente, diminuindo a pressão gravitacional exercida pelas camadas externas e a taxa de fusão. Com a diminuição da taxa de fusão, as camadas externas contraem, aumentando sua pressão contra o núcleo solar, o que novamente aumentará a taxa de fusão fazendo repetir-se o ciclo.[54][55]
Os fótons de alta energia (raios gamas) gerados pela fusão nuclear são absorvidos por núcleos presentes no plasma solar e reemitidos novamente em uma direção aleatória, dessa vez com uma energia um pouco menor. Depois são novamente absorvidos e o ciclo se repete. Como consequência, a radiação gerada pela fusão nuclear no núcleo solar demora muito tempo para chegar à superfície. Estimativas do tempo de viagem variam entre 10 a 170 mil anos.[56]
Após passar pela camada de convecção até a superfície "transparente" da fotosfera, os fótons escapam comoluz visível. Cada raio gama no núcleo solar é convertido em vários milhões de fótons visíveis antes de escaparem no espaço.Neutrinos também são gerados por fusão nuclear no núcleo, mas, ao contrário dos fótons, raramente interagem com matéria. A maior parte dos neutrinos produzidos acabam por escapar do Sol imediatamente. Por vários anos, medidas do número de neutrinos produzidos pelo Sol eram três vezes mais baixas do que o previsto. Este problema foi resolvido recentemente com a descoberta dos efeitos daoscilação de neutrinos. O Sol de fato produz o número de neutrinos previsto em teoria, mas detectores de neutrinos na Terra não detectavam dois terços deles porque os neutrinos mudavam desabor.[57]
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 decalor do centro para fora viaradiação térmica.[51]Convecção térmica não ocorre nesta zona; apesar da temperatura desta região cair à medida que a distância ao centro solar aumenta (de 7 000 000 K para 2 000 000 K), ogradiente de temperatura é menor do que ogradiente adiabático, não permitindo a ocorrência de convecção.[43] Calor é transmitido porradiação —íons de hidrogênio e hélio emitem fótons, que viajam apenas uma pequena distância antes de serem reabsorvidos por outros íons.[51] A densidade cai 100 vezes (de 20 g/cm³ para 0,2 g/cm³) do interior para o exterior da zona de radiação.[51][58]
Entre a zona de radiação e a zona de convecção existe uma camada de transição chamada detacoclina. 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 em grandetensão de cisalhamento — uma condição onde camadas horizontais sucessivas escorregam umas sobre as outras.[59] A moção do fluido na zona de convecção gradualmente desaparece do topo do tacoclina até a parte inferior desta camada, adquirindo as mesmas características calmas da zona de radiação. Acredita-se que umdínamo magnético dentro desta camada gera ocampo magnético solar.[43]
A 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 a superfície. Nesta região, o plasma solar não é denso ou quente o bastante para transferir o calor do interior do Sol para fora via radiação — em outras palavras, não é opaco o suficiente. Como resultado, convecção térmica ocorre na medida em que colunas térmicas carregam material quente para a superfície solar. Quando a temperatura deste material cai na superfície, o material cai na direção da base da zona de convecção, onde recebe calor do topo da zona de radiação, recomeçando o ciclo novamente. Na superfície solar, a temperatura cai para 5 700 K, e a densidade, para 0,2 g/m³ (cerca de 1/10 000 da densidade do ar ao nível do mar).[43]
As colunas térmicas na zona de convecção formam características físicas na superfície do Sol, na forma degrânulos solares esupergranulação. Tais grânulos são os topos de células de convecção, estas possuindo cerca de 1 000 km de diâmetro.
A convecção turbulenta desta parte do interior solar gera um pequenodínamo magnético que produz pólos norte e sul magnéticos em toda a superfície do Sol.[43] As colunas térmicas sãocélulas de Bénard, e portanto, tendem a serem prismas hexagonais.[60]
Imagem dosatélite artificialHinode, de 12 de janeiro de 2007, revelando a natureza filamentar do plasma conectando regiões de diferentes polaridades magnéticasAtemperatura efetiva (a temperatura que um corpo negro do mesmo tamanho precisa ter para emitir a mesma potência) do Sol é de 5 777 K (5 502 oC)
A superfície visível do Sol, a fotosfera, é a camada sob a qual o Sol torna-se completamente opaco à luz visível.[61] Visto que as camadas superiores à fotosfera também não são opacas à luz visível, a fotosfera é região mais funda do sol que pode ser observada.[61] Nesta, e acima desta camada, luz visível é livre para propagar-se para o espaço, escapando do Sol totalmente. A mudança de opacidade acontece com a diminuição da abundância de íons de hidrogênio (H−), que absorvem luz visível facilmente.[61] A luz visível é produzida por eléctrons que reagem com átomos de hidrogênio, produzindo íons H−.[62][63]
Estima-se que a espessura da fotosfera meça algo entre dezenas a centenas de quilômetros, sendo um pouco menos opaca que o ar naatmosfera terrestre. Devido ao fato 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, fenômeno conhecido comoescurecimento de bordo.[61] O espectro de corpo negro da luz solar indica uma temperatura média de 5 775 K (ou 5 502 °C), misturada com linhas de absorção atômicas das camadas tênuas acima da fotosfera. A densidade de partículas da fotosfera é de ~1023 m−3, aproximadamente 1% da densidade de partículas da atmosfera terrestre aonível do mar.[51][62][63] Nesta temperatura, a emissão de luz na fotosfera ocorre em todas as bandas do espectro luminoso, dando ao Sol umacorbranca, que aparenta seramarela nocéu terrestre devido à dispersão da luz naatmosfera terrestre, mais acentuada nos comprimentos de ondaazul. A mesma dispersão causa a cor azul característica do céu terrestre.[18]
Durante os primeiros estudos doespectro óptico da fotosfera, algumas linhas de absorção encontradas não correspondiam a nenhum elemento químico encontrado na Terra. Em 1868,Norman Lockyer hipotetizou que estas linhas eram causadas por um elemento químico não descoberto, que Lockyer chamou de "hélio", em referência ao Deus gregoHélio. O Hélio seria isolado na Terra 25 anos mais tarde.[64] A camada externa do sol é carregada com finos fios magnéticos carregados com plasma de milhões de graus.[65]
A camada mais fria do Sol é a região de temperatura mínima, localizada 500 km acima da fotosfera, que possui uma temperatura de 4 100 K.[61] Esta parte do Sol é fria o suficiente para suportar moléculas simples comomonóxido de carbono eágua, estas que podem ser detectadas por seus espectros de absorção.[67]
Acima da camada de temperatura mínima localiza-se acromosfera, camada que possui cerca de 2 000 km de espessura e é dominada por espectros de emissões e linhas de absorção.[61] O nome desta camada provém dogrego "chroma", que significa "cor", porque a cromosfera é visível como umflash colorido no início e fim de umeclipse total do Sol.[51] A temperatura da cromosfera aumenta gradualmente com a altitude, chegando a até 20 000 K no topo.[61] No topo da cromosfera,hélio torna-se parcialmenteionizado.[68]
Acima da cromosfera localiza-se a zona de transição solar, uma camada fina com cerca de 200 km de espessura. Nela, a temperatura aumenta rapidamente de 20 000 K para níveis próximos a 1 000 000 K.[69] O aumento rápido da temperatura é facilitado pela ionização completa do hélio na região de transição, que diminui significantemente o resfriamento radiativo do plasma.[68] A região de transição não ocorre em uma altitude bem definida. Ao invés disso, forma um tipo dehalo em torno de características da cromosfera, tais comoespículas efilamentos solares, possuindo uma moção constante e caótica.[51] A região de transição não é facilmente visível da superfície da Terra, mas é facilmente observável do espaço por instrumentos sensíveis ao extremoultravioleta do espectro eletromagnético.[70]
Acoroa solar é a atmosfera estendida externa do Sol, que é muito maior em volume do que o Sol propriamente dito. A coroa expande continuamente no espaço, formando ovento solar, que preenche todo o interior do Sistema Solar.[71] A base da coroa, que localiza-se muito próxima da superfície solar, possui uma densidade de partículas muito baixa, cerca de 1015–1016 m−3 na base, diminuindo com a altitude.[68][nota 3] 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 8 a 20 milhões de Kelvins.[69] Atualmente, não existe uma teoria que explique por completo a causa das altas temperaturas da coroa, sendo este um dos maiores problemas dafísica solar.[72] Porém, sabe-se que parte do calor provém dereconexão magnética.[69][71]
Aheliosfera, que é a cavidade em torno do Sol preenchida com o plasma do vento solar, estende-se de 20 raios solares (0,1 UA), até o limite do Sistema Solar. Seu limite interior é definido como a camada onde ovento solar torna-se "superalfvénico" — isto é, onde a velocidade do vento solar torna-se maior que a velocidade dasondas de Alfvén.[73] Turbulência e forças dinâmicas fora deste limite não podem afetar o formato da coroa solar, uma vez que informação pode viajar apenas na velocidade das ondas de Alfvén. O vento solar continuamente sopra em direção ao exterior do Sistema Solar dentro da heliosfera, carregando material através do Sistema Solar, até encontrar aheliopausa, a mais de 50 UA do Sol. A moção do vento solar faz com que ocampo magnético solar adquira um formato de espiral.[71] Em dezembro de 2004, asonda espacialVoyager 1 passou por uma região de choque, que cientistas acreditam ser parte da heliopausa. Ambas as sondasVoyagers registraram um aumento no número de partículas energéticas à medida que elas se aproximaram do limite.[74]
O Sol é composto primariamente doselementos químicoshidrogênio ehélio; estes compõem 74,9% e 23,8%, respectivamente, da massa do Sol na fotosfera.[75] Todos os elementos mais pesados, chamados coletivamente demetais na astronomia, compõem menos de 2% da massa solar. Oselementos químicos mais abundantes sãooxigênio (compondo cerca de 1% da massa do Sol),carbono (0,3%),néon (0,2%), eferro (0,2%).[76]
O Sol herdou sua composição química domeio interestelar do qual foi formado: o hidrogênio e o hélio foram produzidos nanucleossíntese do Big Bang, enquanto que os metais foram produzidos pornucleossíntese estelar em gerações de estrelas que completaram suaevolução estelar, e retornaram seus materiais para o meio interestelar antes da formação do Sol.[76] A composição química da fotosfera é normalmente considerada representativa da composição do Sistema Solar primordial.[77] Porém, desde que o Sol foi formado, o hélio e osmetais presentes nas camadas externas gradualmente afundaram em direção ao centro. Portanto, a fotosfera presentemente contém um pouco menos de hélio e apenas 84% dos metais que o Solprotoestrelar tinha; este era composto de 71,1% hidrogênio, 27,4% hélio, e 1,5% metais, em massa.[75]
Fusão nuclear no núcleo do Sol modificou a composição química do interior solar. Atualmente, o núcleo do Sol é composto em 60% por hélio, com a abundância de metais não modificados. Visto que o interior do Sol é radiativo e não convectivo, o hélio e outros produtos gerados pela fusão nuclear não subiram para camadas superiores.[76]
As abundâncias dos metais descritas acima são tipicamente medidas utilizandoespectroscopia da fotosfera do Sol, e de medidas da abundância destes metais emmeteoritos que nunca foram aquecidos a temperaturas acima doponto de fusão.[78] Acredita-se que estes meteoritos retenham a composição do Sol protoestelar, e portanto, não sejam afetados pelo afundamento dos elementos mais pesados.
Durante a década de 1970, extensiva pesquisa foi realizada sobre as abundâncias dos elementos dogrupo 8 no Sol.[79][80] Apesar disso, a determinação da abundância de certos elementos tais comocobalto emanganês fora difícil até 1978 por causa de suas estruturas hiper-finas.[79]
Aforça vibracional de todos os elementos ionizados do grupo 8 foi produzida pela primeira vez durante a década de 1960,[81] e melhorias nas forças de oscilamento foram produzidas em 1976.[82] Em 1978, as abundâncias de elementos ionizados do grupo 8 foram produzidas.[79]
Relação entre massa fracionada do Sol e dos planetas
Vários autores consideraram a existência de uma relação de massa fracionada entre as composiçõesisotópicas dosgases nobres do Sol e dos planetas,[83] tais comonéon exénon.[84] Acreditava-se que todo o Sol possuía a mesma composição da atmosfera solar, ao menos até 1983.[85]
Em 1983, uma nova teoria argumentando que o fracionamento do Sol é o que causa a relação entre as composições isotópicas dos gases nobres dos planetas e do vento solar.[85]
O Sol é uma estrela magneticamente ativa, suportando um fortecampo magnético, cujas condições mudam constantemente, variando de ano para ano e revertendo-se em direção aproximadamente a cada 11 anos, em torno do máximo solar.[87] O campo magnético do Sol gera vários efeitos que são chamados coletivamente deatividade solar. Estes incluem asmanchas solares na superfície do Sol, aserupções solares e as variações no vento solar.[88] Efeitos da atividade solar naTerra incluemauroras em médias a altas latitudes, a disrupção de comunicação derádio epotência elétrica. Acredita-se que a atividade solar tenha tido um importante papel naformação e evolução do Sistema Solar. A atividade solar constantemente muda a estrutura daionosfera terrestre.[89]
Toda a matéria no Sol está presente na forma degás eplasma, devido à sua alta temperatura. Isto torna possívelrotação diferencial, com o Sol girando mais rápido no seu equador (onde o período de rotação é de 25 dias) do que em latitudes mais altas (com o período de rotação solar sendo de 35 dias nos pólos solares). A rotação diferencial do Sol faz com que aslinhas do campo magnético entortem com o tempo, provocando a erupção deanéis coronais em sua superfície, a formação demanchas solares e deproeminências solares, viareconexão magnética. Este entortamento gera odínamo solar e ociclo solar de atividade magnética, que repete-se a cada 11 anos, visto que o campo magnético solar reverte-se a cada 11 anos.[90][91]
O campo magnético solar estende-se bem além do Sol. O plasma magnetizado do vento solar transporta o campo magnético solar no espaço, formando ocampo magnético interplanetário.[71] Visto que o plasma pode se mover apenas nas linhas do campo magnético, as linhas do campo magnético interplanetário inicialmente esticam-se radialmente do Sol. Uma camada fina de correntes difusas no plano equatorial solar existe pois campos acima e abaixo do equador solar possuempolaridades diferentes. Esta camada é chamada decorrente heliosférica difusa.[71] À medida que a distância do Sol aumenta, a rotação solar entorta as linhas do campo magnético e a corrente difusa, formando uma estrutura similar a umaespiral de Arquimedes, chamada deespiral de Parker.[71] O campo magnético interplanetário é muito mais forte do que o componente dipolar do campo magnético solar. Enquanto que a última possui 50 a 400T na fotosfera, reduzindo com o cubo da distância para 0,1 T na órbita terrestre, o campo magnético interplanetário na órbita terrestre é 100 vezes maior, com cerca de 5 T.[92]
Quando o Sol é observado com os filtros apropriados, as características mais imediatamente visíveis são geralmente suasmanchas, áreas bem definidas na superfície solar que aparentam ser mais escuras do que a região ao seu redor pelo fato de possuírem temperaturas mais baixas. Manchas solares são regiões de intensa atividade magnética ondeconvecção é inibida por fortes campos magnéticos, reduzindo transporte de energia do interior quente do Sol, fazendo que estas regiões possuam uma temperatura mais baixa do que ao redor. O campo magnético gera intenso aquecimento da coroa solar, formando regiões ativas que são as fontes deerupções solares eejeção de massa coronal. As maiores manchas solares podem possuir dezenas de quilômetros de diâmetro.[93]
Variação dociclo solar nos últimos 30 anosNúmero demanchas solares observadas nos últimos 250 anos, mostrando os ciclos solares, cada uma com aproximadamente 11 anos de duração
O número de manchas solares visíveis no Sol não é constante, mas varia ao longo de um ciclo de 11 anos chamado deciclo solar. No início do ciclo solar (no chamado período de atividade mínima), poucas manchas são visíveis, e por vezes nenhuma é vista. Estas que aparecem estão em altas latitudes solares. À medida que o ciclo solar continua, o número de manchas aumenta, e as manchas movem-se em direção ao equador solar, um fenômeno descrito pelalei de Spörer. Manchas solares geralmente ocorrem em pares, de polaridades opostas. A polaridade magnética dos pares alternam-se a cada ciclo solar (relativo à posição do par), tendo um pólo magnético norte em um ciclo e sul no próximo (e vice-versa na outra mancha).[94]
O ciclo solar possui grande influência nameteorologia do espaço, e influencia significantemente oclima na Terra, visto que a luminosidade solar está diretamente relacionada à atividade magnética do Sol. Quando o Sol está no período de atividade mínima, costuma-se registrar temperaturas médias mais baixas do que o normal na Terra. Por outro lado, temperaturas médias mais altas do que o normal estãocorrelacionadas com ciclos solares mais longos que o geral. Noséculo XVII, o ciclo solar aparentemente parou por completo por várias décadas, visto que poucas manchas solares foram observadas durante este período. AEuropa experienciou temperaturas muito baixas durante este século, fenômeno que foi denominadomínimo de Maunder ouPequena Idade do Gelo.[95] Períodos estendidos de atividade mínima mais antigos foram descobertos através da análise deanéis de árvores, também aparentemente coincidindo com temperaturas globais mais baixas do que o normal.[96]
Estudos deheliosismologia executados a partir desondas espaciais permitiram observar certas "vibrações solares", cuja freqüência cresce com o aumento da atividade solar, acompanhando o ciclo de 11 anos de erupções.[97] A cada 22 anos existe a manifestação do chamado hemisfério dominador, além da movimentação das estruturas magnéticas em direção aos pólos, que resulta em dois ciclos de 18 anos com incremento da atividade geomagnética daTerra e da oscilação datemperatura doplasmaionosférico naestratosfera da atmosfera terrestre.
Uma teoria recente argumenta que instabilidades magnéticas existentes no núcleo do Sol causariam flutuações com períodos de 41 000 ou 100 000 anos. Isto poderia explicar melhor asidades do gelo do que osciclos de Milankovitch.[98][99]
O Sol está aproximadamente na metade dasequência principal, período onde o qual fusão nuclear fusiona hidrogênio em hélio. A cada segundo, mais de 4 milhões de toneladas de matéria são convertidas em energia dentro do centro solar, produzindoneutrinos eradiação solar. Nesta velocidade, o Sol converteu cerca de 100 massas terrestres de massa em energia, desde sua formação até o presente. O Sol ficará na sequência principal por cerca de 10 bilhões (10 mil milhões) de anos.[104]
Em cerca de 5 bilhões (5 mil milhões) de anos, o hidrogênio no núcleo solar esgotará. Quando isto ocorrer, o Sol entrará em contração devido à sua própria gravidade, elevando a temperatura do núcleo solar até 100 milhões de kelvins, suficiente para iniciar afusão nuclear do hélio, produzindocarbono, entrando na fase doramo gigante assimptótico.[35]
Ciclo de vida do Sol
O destino da Terra é precário. Como umagigante vermelha, o Sol terá um raio máximo maior de 250 UA, maior do que a órbita atual da Terra.[105] Porém, quando o Sol tornar-se uma gigante vermelha, a estrela terá perdido cerca de 30% de sua massa atual, devido à massa perdida novento solar, com os planetas afastando-se gradualmente do Sol, à medida que o Sol perde massa. Este fator por si mesmo provavelmente seria o suficiente para permitir que a Terra não fosse engolida pelo Sol, visto que a Terra afastar-se-ia o suficiente da estrela, mas pesquisas recentes mostram que a Terra será engolida pelo Sol devido àforças de maré.[105][106]
Mesmo que a Terra não seja incinerada pelo Sol, aágua do planeta evaporará, e a maior parte de sua atmosfera escapará para o espaço. De fato, o Sol gradualmente torna-se mais brilhante com o passar do tempo, mesmo na sequência principal (10% a cada 1 000 000 000 anos), com sua temperatura de superfície gradualmente aumentando com o tempo. O Sol foi no passado menos brilhante, sendo que no início possuía 75% da luminosidade atual, uma possível razão pela qualvida em terra firme somente existiu nos últimos 1 000 000 000 anos. Em outros 1 000 000 000 anos, o aumento da temperatura fará com que a superfície da Terra torne-se quente demais para possibilitar a existência de água líquida, e portanto, impossibilitará vida na Terra em sua forma atual.[105][107]
A fusão de hélio sustentará o Sol por cerca de 100 milhões de anos, quando então o hélio no núcleo solar esgotará. O Sol não possui massa o suficiente para convertercarbono em oxigênio, e portanto, não explodirá como umasupernova. Ao invés disso, após o término da fusão de hélio, intensas pulsações térmicas farão com que o Sol ejete suas camadas exteriores, formando umanebulosa planetária. O único objeto que permanecerá após a ejeção será o extremamente quente núcleo solar, que resfriará gradualmente, permanecendo como umaanã branca com metade da massa atual (com o diâmetro da Terra) por bilhões (mil milhões) de anos. Este cenário de evolução estelar é típico de estrelas de massa moderada e baixa.[108][109]
Aluz solar é a principal fonte deenergia daTerra. Aconstante solar é a quantidade depotência que o Sol deposita por unidade de área diretamente exposta paraluz solar. A constante solar é igual a aproximadamente 1 368 W/m² a 1 UA do Sol, ou seja, na ou próxima à órbita da Terra,[110] sendo que o planeta recebe por segundo 50 000 000 GW.[nota 4] Porém, aluz solar na superfície daTerra éatenuada pelaatmosfera terrestre, diminuindo a potência por unidade de área recebida na superfície para aproximadamente 1 000 W/m² nozênite, em um céu claro.[112]Aenergia solar pode ser coletada através de uma variedade de processos sintéticos e naturais.
A luz solar é indispensável para a manutenção devida na Terra, sendo responsável pela manutenção deágua no estadolíquido, condição indispensável para permitir vida como se conhece, e, através defotossíntese em certos organismos (utilizandoágua edióxido de carbono), produz ooxigênio (O2) necessário para a manutenção da vida nos organismos dependentes deste elemento e compostos orgânicos mais complexos (comoglucose) que são utilizados por tais organismos, bem como outros que alimentam-se dos primeiros. A energia solar também pode ser capturada através decélulas solares para a produção deeletricidade ou efetuar outras tarefas úteis (comoaquecimento). Mesmocombustíveis fósseis, tais como opetróleo, foram produzidos via luz solar — a energia existente nestes combustíveis foi originalmente convertida de energia solar via fotossíntese, em um passado distante.[113]
Umeclipse solar ocorre quando aLua passa na frente do Sol e daTerra, cobrindo parcialmente ou totalmente o Sol. Estes eventos podem ocorrer apenas durante aLua nova, onde o Sol e a Lua estão emconjunção, como visto da Terra. Entre dois a cinco eclipses solares ocorrem por ano na Terra, com o número de eclipses totais do Sol variando entre zero e dois.[114] Eclipses totais do Sol são raras em uma localização qualquer na Terra devido que cada eclipse total existe apenas em um estreito corredor na área relativamente pequena dapenumbra da Lua.
Representação artística do Sistema Solar, tamanho não em escala
O Sol, como várias outras estrelas, possui seu própriosistema planetário, que é o Sistema Solar, constituído de todos oscorpos celestes que orbitam em torno do Sol devido à atração gravitacional solar. Estes corpos estão divididos em três categorias principais:planetas,planetas anões ecorpos menores, bem como seus respectivossatélites.[115]
Oito planetas orbitam em torno do Sol:Mercúrio,Vênus,Terra,Marte,Júpiter,Saturno,Urano eNeptuno. Os planetas podem ser classificados comosólidos ougasosos, ou, mais especificamente, de acordo com suas características físico-químicas, com os planetas mais próximos do Sol sendo sólidos e densos, mas de relativa pouca massa, e os planetas mais afastados sendo gasosos massivos de baixa densidade.[115]
Plutão foi considerado desde sua descoberta em 1930 até 2006 como o nono planeta do Sistema Solar. Em 2006, aUnião Astronômica Internacional criou a classificação de planeta anão. Presentemente, o Sistema Solar possui cinco planetas anões: Plutão,Eris,Haumea,Makemake, eCeres.[116] Todos sãoplutoides,[117] com exceção de Ceres, localizado nocinturão de asteroides. O número de planetas anões poderá crescer nos próximos anos na medida em que novos plutoides são descobertos.[118]
A massa de todos estes objetos constituem em conjunto apenas uma pequena porção da massa total do Sistema Solar (0,14%), com o Sol concentrando a maior parte da massa total do Sistema Solar (99,86%).[120] O espaço entre corpos celestes dentro do Sistema Solar não é vazio, sendo preenchido porplasma proveniente dovento solar, bem como poeira, gás epartículas elementares, que constituem omeio interplanetário.[115]
Oápice solar é a direção do Sol em sua órbita na Via Láctea. A direção geral da moção solar aponta para a estrelaVega, próxima à constelaçãoHércules, a um ângulo de cerca de 60 graus para a direção docentro galáctico. Para um observador emAlpha Centauri, o sistema estelar mais próximo do Sistema Solar, o Sol apareceria na constelaçãoCassiopéia.[127]
Acredita-se que a órbita do Sol em torno do centro da Via Láctea sejaelíptica, com a adição de perturbações devido aos braços espirais galácticos e de distribuição não uniforme de massa na galáxia. Além disso, o Sol oscila para cima e para baixo, relativo ao plano galáctico, cerca de 2,7 vezes por órbita. Isto é similar ao funcionamento de umoscilador harmônico simples sem força dearrasto. Cientistas afirmaram que os eventos de passagem do Sistema Solar nos braços espirais de maior densidade muitas vezes coincidem com eventos deextinção em massa na Terra, possivelmente devido a um aumento deeventos de impacto causado por distúrbios gravitacionais de estrelas próximas.[128] O Sistema Solar completa uma órbita em torno do centro da Via Láctea (umano galáctico) a cada 225-250 milhões de anos,[129] com o Sol tendo completado entre 20 e 25 órbitas desde a suaformação. Avelocidade orbital do Sistema Solar em torno do centro da galáxia é de cerca de 251 km/s.[26] Nessa velocidade, o Sol toma cerca de 1,4 mil anos para percorrer umano-luz, ou oito dias para percorrer 8UA.[130]
A moção do Sol relativa aobaricentro do Sistema Solar é complicada por perturbações dos planetas. A cada séculos, essa moção alterna entreretrógrada eprógrada.[131]
Por muitos anos o número deneutrinos elétron solares detectado na Terra era de um terço a metade do número predito nomodelo solar padrão. Essa anomalia foi chamada deproblema dos neutrinos solares. Teorias que foram propostas para resolver o problema tentaram ou reduzir a temperatura do interior solar para explicar os números menores, ou argumentaram que neutrinos elétron podemoscilar — mudar desabor — durante a jornada do núcleo solar para a Terra, para os neutrinos tau e múon, ambos indetectáveis com a tecnologia da época.[132] Vários observatórios de neutrinos foram construídos na década de 1980 para medir o fluxo de neutrinos solares o mais precisamente possível, tais como oObservatório de Neutrinos de Sudbury eKamiokande.[133] Dados destes observatórios eventualmente levaram à descoberta de que neutrinos possuem uma pequenamassa, e que oscilam, mudando de sabor.[134][57] Além disso, em 2001, o Observatório de Neutrinos de Sudbury conseguiu detectar diretamente todos os três tipos de neutrino, e descobriu que a emissão solar de neutrinos é aproximadamente a mesma predita no Modelo Solar Padrão, embora dependendo da energia dos neutrinos, neutrinos elétron podem chegar a compor apenas um terço do número total.[133][135] Essa proporção é similar ao predito peloefeito Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein, que descreve a oscilação de neutrinos em matéria. Como consequência, o problema do neutrino solar é considerado resolvido.[133]
Sabe-se que afotosfera, a superfície visível do Sol, possui uma temperatura de cerca de 6 000 K. Acima da fotosfera, porém, nacoroa solar, as temperaturas aumentam para 1 a 2 milhões K.[69] A alta temperatura da coroa solar indica que esta região é aquecida por um outro mecanismo além decondução térmica da fotosfera.[71]
Acredita-se que a energia necessária para aquecer a coroa solar é fornecida pela moção turbulenta na zona de convecção sob a fotosfera, e dois mecanismos primários foram propostos para explicar este aquecimento.[69] O primeiro mecanismo é aquecimentoondular, onde o qual ondassonoras,gravitacionais ou magnetohidrodinâmicas são produzidos pela turbulência na zona de convecção.[69] Estas ondas locomovem-se para a superfície, e dissipam na coroa, depositando sua energia no gás ambiente na forma de calor.[136] O outro mecanismo é aquecimentomagnético, onde o qual energia magnética é estocada continuamente pela moção fotosférica, e solta através dereconexão magnética, primariamente através de grandeserupções solares, embora erupções solares de menor tamanho mais comuns do que grandes erupções, embora a energia total hipotetizada solta por microerupções (erupções de tamanho muito menor) seja significantemente menor do que a energia total solta por erupções solares tradicionais — também contribuam para o aquecimento dacoroa solar.[137]
Não se sabe mecanismos de aquecimento ondular são efetivamente responsáveis pelo aquecimento da coroa solar. Análises mostram que todos os tipos de ondas excetoondas de Alfvén dissipam-se antes de chegar na coroa solar.[138] Além disso, ondas de Alfvén não dissipam-se com facilidade na coroa solar. Consequentemente, pesquisas sobre o problema do aquecimento da coroa solar estão centralizadas sobre mecanismos magnéticos de aquecimento.[69]
Modelos teóricos do desenvolvimento do Sol sugerem que, entre 3,8 a 2,5 bilhões de anos atrás, durante oarqueano, o Sol possuía apenas 75% do brilho atual. Com essa potência, aenergia solar recebida pela Terra não seria suficiente para sustentarágua no estadolíquido e, portanto,vida não poderia ter se desenvolvido durante esse período.[nota 5][140] Porém, estudos geológicos mostram que a temperatura terrestre tem permanecido estável desde o término de sua formação e que, de fato, a Terra era mais quente após ter completado sua formação do que no presente. O consenso entre cientistas é que a antiga atmosfera terrestre possuía quantidades maiores degases do efeito estufa (tais comodióxido de carbono,metano e/ouamônia) do que atualmente, tornando possível estocar calor suficiente para compensar pela menor quantidade deenergia solar recebida pelo planeta.[141]
O Sol está atualmente comportando-se inesperadamente em várias maneiras:[142][143]
O Sol está no meio de um período de atividade 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; desdemaio de 2008, várias predições foram feitas indicando o aumento iminente da atividade solar, todas elasrefutadas.
O brilho atual do Sol é menor do que o usual durante o período de atividade mínima do ciclo solar.
Nas últimas duas décadas, a velocidade dovento solar caiu 3%, sua temperatura caiu 13%, e sua densidade, 20%.
O campo magnético do Sol possui apenas metade da força registrada no último período de atividade mínima do ciclo solar, em 1987. Como resultado, aheliosfera, que preenche o Sistema Solar, diminuiu de tamanho, resultando no aumento daradiação cósmica atingindo a Terra e a sua atmosfera.
Uma das primeiras pessoas a oferecer uma explicaçãocientífica oufilosófica do Sol foi o antigofilósofo gregoAnaxágoras de Clazômenas, que chegou à conclusão de que o Sol era uma bola enorme de metal em chamas maior do que até oPeloponeso, e não abiga deHélio.[147] Por ensinar estaheresia,Anaxágoras foi preso pelas autoridades locais econdenado à morte, tendo, no entanto, sido solto através da intervenção dePéricles.Eratóstenes, noséculo III a.C., estimou que a distância entre o Sol e aTerra de "estádios demiríades 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 possui apenas uma pequena percentagem de diferença com o valor aceitado atualmente. Noséculo I a.C.,Ptolomeu estimou a distância entre o Sol e a Terra como 1 210 vezes oraio terrestre.[148]
O Sol representado em uma edição de 1550 deLiber astronomiae, deGuido Bonatti
Acredita-se que a primeira teoriaheliocêntrica, na qual o Sol é o centro em torno do qual os planetas orbitam, foi proposta pela primeira vez porAristarco de Samos. Vários astrónomosbabilônicos,indianos e árabes posteriormente também propuseram teorias heliocêntricas, na antiguidade e naera medieval. Essa teoria foi revivida noséculo XVI porNicolau Copérnico. No início doséculo XVII, a invenção dotelescópio permitiu observações detalhadas das manchas solares porThomas Harriot,Galileu Galilei e outros astrônomos. Galileu realizou uma das primeiras observações ocidentais de manchas solares, teorizando que tais eram características na superfície solar ao invés de pequenos objetos passando entre a Terra e o Sol.[151] Manchas solares, porém, já haviam sido observadas desde adinastia Han, comastrônomos chineses mantendo documentos escritos destas observações por séculos.
Em 1672,Giovanni Cassini eJean Richer determinaram a distância entre a Terra eMarte e, com os novos dados, foram capazes de calcular a distância entre a Terra e o Sol.Isaac Newton observou a luz solar utilizando umprisma, mostrando que a luz solar é feita de váriascores[152] e, em 1800,William Herschel descobriu a radiaçãoinfravermelha também utilizando um prisma exposto à luz solar. A descoberta foi realizada após Hershel ter notado os novos raios, localizados além da parte vermelha da luz visível do espectro solar.[153] Durante oséculo XIX, estudos de espectroscopia avançaram significantemente eJoseph von Fraunhofer fez as primeiras observações delinhas de absorção no espectro solar - devido à sua descoberta, as linhas de absorção mais fortes do espectro são comumente chamadas delinhas de Fraunhofer. Uma observação detalhada do espectro solar revela um número de cores desaparecidas, que aparecem como bandas pretas.[154] Ainda não se sabem as causas de algumas destas bandas pretas.[154]
A fonte de energia do Sol foi um significante mistério durante os primeiros anos da era científica moderna. Uma sugestão feita porLord Kelvin descreveu o Sol como um corpo celestelíquido, em resfriamento gradual, cuja energia emitida seria proveniente de uma fonte interna de calor.[155] Kelvin eHermann von Helmholtz então propuseram omecanismo de Kelvin-Helmholtz como sendo essa fonte de calor. Porém, a idade estimada do Sol, utilizando este mecanismo, foi de apenas 20 milhões de anos, bem menos do que a idade estimada do Sistema Solar, de no mínimo 300 milhões de anos, na época.[nota 6][155] Em 1890,Joseph Lockyer, que descobriuhélio no espectro solar, propôs uma hipótese meteorítica para explicar a formação e evolução do Sol,[156] na qual o calor do Sol era mantido pormeteoros.[157]
Foi somente em 1904 que uma solução substanciada foi proposta.Ernest Rutherford sugeriudesintegração radioativa no interior do Sol como a fonte de energia solar.[158] Porém, foiAlbert Einstein que forneceu a pista essencial da fonte de energia solar, através da equaçãoE= mc².[159] Em 1920,Arthur Eddington propôs que apressão e atemperatura do núcleo solar poderiam produzir uma reação defusão nuclear, em que átomos de hidrogênio (prótons) são fundidos entre si formando núcleos de hélio, resultando na produção deenergia, e da perda de massa solar.[160] A preponderância de hidrogênio no Sol foi confirmada em 1925 porCecilia Payne-Gaposchkin. O conceito teórico de fusão foi desenvolvido na década de 1930 pelosastrofísicosSubrahmanyan Chandrasekhar eHans Bethe, sendo o último o primeiro cientista a calcular em detalhes as duas reações nucleares primárias que alimentam o Sol.[161][162]
ALua passando na frente do Sol, vista pelaSTEREO-B em 25 de fevereiro de 2007. Por causa do fato de que o satélite artificial possui umaórbita heliocêntrica, seguindo a Terra, e estando significantemente mais longe da última do que a Lua, esta aparece menor do que o Sol na imagem.[164]
Os primeirossatélites designados para observar o Sol foram asPioneer5,6,7,8 e9, que foram lançadas entre 1959 e 1968. Essas sondas orbitaram o Sol a uma distância similar à daTerra, e fizeram os primeiros estudos detalhados dovento solar e docampo magnético solar. A Pioneer 9 em especial operou por um longo tempo, transmitindo informações até 1987.[165]
Na década de 1970, asHélio,sondas espaciais, e oApollo Telescope Mount daSkylab, obtiveram novas informações significantes sobre o vento solar e acoroa solar. O programa Hélio foi realizado em conjunto entre osEstados Unidos e aAlemanha, que estudaram o vento solar utilizando órbitas com osperélios localizados dentro da órbita deMercúrio.[166] A estação Skylab, lançado pelaNASA em 1973, incluiu um módulo solarobservatório, oApollo Telescope Mount, que era operado por astronautas residindo dentro da estação.[70] A Skylab fez as primeiras observações da região de transição solar e das emissõesultravioletas da coroa solar.[70] Descobertas dos dois programas incluíram as primeiras observações deejeção de massa coronal, nomeados então de "transientes coronais", e deburacos coronais, dos quais sabe-se que estão bastante relacionados com o vento solar.[166]
Em 1980, aSolar Maximum Mission foi lançada pelaNASA. Estesatélite artificial foi projetada para observarraio gama,raios X e raiosultravioleta das erupções solares durante um período de alta atividade solar e luminosidade solar. Porém, apenas alguns meses depois do lançamento, uma falha eletrônica fez com que a espaçonave entrasse emstandby, permanecendo três anos neste estado inativo. Em 1984, a missãoSTS-41-C doônibus espacialChallenger recuperou o satélite, reparando os sistemas eletrônicos da última, e lançando-a em órbita novamente. Subsequentemente, a Solar Maximum Mission tomou milhares de imagens da coroa solar, antes de ser destruída em suareentrada naatmosfera terrestre, que ocorreu em junho de 1989.[167]
Lançado em 1991, o satélite artificialjaponêsYohkoh ("Raio de Sol") observou erupções solares no comprimento de onda raio X. Data obtida pelo satélite permitiram que cientistas identificassem vários tipos diferentes de erupções, e também demonstraram que as camadas da coroa solar além das regiões de atividade máxima eram muito mais dinâmicas e ativas do que o previsto. A Yohkoh observou um ciclo solar completo, mas entrou em standby mode quando umeclipse solar em 2001 fez com que o satélite perdesse sua mira no Sol. Foi destruída em sua reentrada na atmosfera terrestre em 2005. O satéliteHinode, foi lançado em 2006, continuará com os estudos tomados pela Yohkoh.[168]
Uma das missões solares mais importantes foi a sondaSolar and Heliospheric Observatory (SOHO), construída em conjunto pelaAgência Espacial Europeia e pelaNASA, e lançada em 2 de dezembro de 1995.[70] Inicialmente planejada como uma missão de dois anos de duração, a sonda provou ser tão útil nos estudos do Sol que ainda está em operação. Localizada noponto de Lagrange entre a Terra e o Sol (sendo o ponto de Lagrange a região onde a atração gravitacional da Terra e do Sol é exatamente igual), a SOHO forneceu uma vista constante do Sol em vários comprimentos de ondas desde o seu lançamento.[70] Além de observar diretamente o Sol, a SOHO permitiu a descoberta de um grande número decometas, a maior parte dos quais são pequenoscometas rasantes que evaporam em sua aproximação do Sol.[169]
Todas essas espaçonaves observaram o Sol no plano daeclíptica e, consequentemente, apenas as regiões equatoriais foram exploradas em detalhes por estas espaçonaves. A sondaUlysses foi lançada em 1990 para estudar as regiões polares do Sol, utilizando uma órbita significantemente inclinada em relação à eclíptica. Para atingir tal órbita, a Ulysses viajou atéJúpiter, utilizando o planeta como umacatapulta gravitacional para alcançar a órbita necessária. Como a sondaGalileu, a Ulysses estava bem localizada para estudo o impacto do cometaShoemaker-Levy 9 em Júpiter, em 1994. Quando a Ulysses alcançou a órbita planejada, a sonda iniciou os estudos do vento solar e da força do campo magnético em altas altitudes solares, descobrindo que o vento solar em altas latitudes era cerca de 750 km/s mais lento que o esperado, e que grandes ondas magnéticas emergiam em altas latitudes solares, com essas ondas espalhandoraios cósmicos galácticos.[170] Sua última comunicação com a Terra foi realizada em 30 de junho de 2009.
As abundâncias de elementos na fotosfera do Sol são bem conhecidas graças a estudos espectroscópicos, mas a composição do interior do Sol é menos definida. A sonda espacialGênese foi uma sonda designada para coletar parcelas do vento solar, retornando o material coletado à Terra e, portanto, permitir que astrônomos estudassem diretamente a composição do material solar. Embora a Genesis tenha coletado material do vento solar com sucesso, em seu retorno à Terra, durante a reentrada atmosférica, opára-quedas da espaçonave não abriu, com a sonda impactando o solo terrestre em alta velocidade. A sonda foi severamente danificada, mas algumas amostras foram recuperadas, estando presentemente analisados por cientistas.[171]
As duas espaçonaves do programaSolar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) foram lançadas emoutubro de 2006. As espaçonaves idênticas foram lançadas em órbitas heliocêntricas, com a sonda A à frente da Terra no seu caminho orbital, e o satélite B, atrás da Terra, com ambas as sondas afastando da Terra (e entre si) nestas direções opostas. Tais órbitas permitem a observaçãoestereoscópica do Sol e de fenômenos solares comoejeções de massa coronais.[172][173]
Em 21 de abril de 2010, a NASA divulgou imagens inéditas da superfície do astro, enviadas pela sondaSolar Dynamics Observatory, lançada em fevereiro de 2010 e equipada com câmeras de alta definição eultravioleta de última geração. A missão da SDO durará cinco anos e os cientistas acreditam que ela mudará completamente o entendimento que se tem hoje da estrela.[174][175]
Em agosto de 2018 a NASA lançou aParker Solar Probe, equipamento que tem como objetivo fazer observações e coletar dados do interior da coroa solar.[176]
O Sol é muito brilhante, e olhar diretamente para o Sol aolho nu por curtos períodos de tempo pode serdolorido, mas não é particularmente perigoso paraolhos saudáveis e não-dilatados.[177][178] Além de dor, olhar diretamente para o Sol causafosfenos ecegueira temporária. Aretina recebe 4mW quando o Sol é diretamente observado a olho nu, levemente aquecendo-a, e podendolesionar olhos que não respondem apropriadamente ao brilho excessivo.[179][180] Radiaçãoultravioleta gradualmente faz com que as lentes dos olhos tornem-se amarelas com o tempo, e acredita-se que essa radiação contribua para a formação decataratas, mas em ambos os casos isto é relacionado com exposição geral ao Sol e não com a ação de olhar diretamente ao Sol.[nota 7][181] Observações a olho nu do Sol de longa duração podem causar lesões na retina induzidas por raios ultravioleta, similares àqueimaduras solares após 100 segundos de exposição direta, particularmente quando raios ultravioleta do Sol são intensos e bem focalizados.[182][183] Pessoas com até 25 anos de idade, novos implantes de lentes (que permitem a entrada de mais raios ultravioleta dentro dos olhos do que lentes naturais envelhecidas), Sol em ângulos próximo aozénite, e observações feitas em altaaltitude, são todos fatores que aumentam a susceptibilidade de lesões em observações diretas a olho nu.
Observar o Sol utilizando instrumentos ópticos que concentram luz, tais comobinóculos etelescópios, é uma atividade bastante perigosa sem um filtro bloqueador de radiação ultravioleta e que diminui significantemente o brilho solar. Umfiltro de densidade neutra pode não filtrar raios ultravioleta e, portanto, observações com esses filtros são ainda perigosas. Filtros atenuantes para a observação solar devem ser feitos especificamente para este uso: alguns filtros improvisados não filtram raios ultravioleta ouinfravermelhos, esses podendo machucar os olhos em alto brilho.[184] Binóculos sem filtros podem aumentar em 500 vezes a quantidade de energia solar recebida pela retina, matando células dessetecido de forma quase instantânea; apesar da potência por unidade de área da imagem na retina ser a mesma, o calor não pode dissipar rápido o possível devido ao tamanho maior da imagem. Mesmo rápidas observações com binóculos sem filtros nomeio-dia podem causar cegueira permanente.[185]
A observação direta deeclipses solares parciais são perigosas porque aspupilas dos olhos não estão adaptadas ao grande contraste de brilho: a pupila dilata de acordo com a quantidade de luz total no campo de visão, não de acordo com o objeto mais brilhante no campo de visão. Durante eclipses parciais, a maior parte da luz solar é bloqueada pelaLua, passando à frente do Sol, mas as partes da fotosfera não cobertas pela Lua possuem o mesmo brilho de superfície do que durante um dia normal. A observação direta do Sol nessas circunstâncias aumenta o diâmetro da pupila de 2 mm para 6 mm, e nesse caso cada célula da retina exposta à luz solar recebe cerca de 10 vezes mais luz do que a observação do Sol em um dia normal, podendo lesionar ou matar essas células, resultando em manchas de cegueira permanente no campo de visão.[186] O perigo não é imediatamente percebido por observadores inexperientes ecrianças devido à ausência dedor, com os observadores não notando de imediato que sua visão está sendo destruída. Os mesmos princípios aplicam-se para eclipses totais do Sol, com exceção da fase de totalidade, embora esta fase seja de curta duração, e observação direta nesta fase deve ser realizada com cuidado.
Vista a partir da superfície terrestre donascer do Sol
Durante onascer do Sol e opôr-do-sol, a luz do Sol é atenuada devido àdispersão de Rayleigh e àdispersão de Mie, através de uma passagem particularmente longa na atmosfera terrestre,[187] e condições atmosféricas tais comoneblina, altas quantidades depó na atmosfera e altaumidade atmosférica também podem diminuir o brilho do Sol em pleno dia. Nestes períodos, a intensidade do Sol pode diminuir o suficiente para ser visto confortavelmente a olho nu ou sem perigo utilizando instrumentos ópticos (desde que não haja risco de uma repentina mudança nas condições atmosféricas, tal como o Sol aparecendo de repente entre um espaço entrenuvens).[188]
Um rarofenômeno óptico que pode ocorrer logo após o nascer do Sol, ou antes do pôr-do-sol, que é conhecido comobrilho verde. O brilho é causado pela luz do Sol, esse estando um pouco abaixo dohorizonte, sendorefracionada em direção ao observador, geralmente através deinversão térmica. A refração de luz de comprimento de ondas menores (violeta,azul everde) é maior do que aquela que ocorre em luz de comprimento de ondas maiores (amarelo,laranja evermelho). As luzes violeta e azul dispersam-se mais do que a luz verde, fazendo com que a luz observada seja vista como verde.[189]
A luz ultravioleta do Sol possui propriedadesanti-sépticas, e pode ser utilizada nosaneamento de objetos eágua. Raios ultravioleta possuem um papel importante na produção devitamina D nocorpo humano, embora em excesso causemqueimaduras solares.[190] A luz ultravioleta é fortemente atenuada pelacamada de ozônio, e portanto a quantidade de luz ultravioleta varia bastante com alatitude, sendo parcialmente responsável por várias adaptações biológicas emseres vivos, incluindo variações dacor da pele humana em várias regiões da Terra.[191]
Como outros fenômenos naturais, o Sol foi um objeto de veneração em váriasculturas ao longo da história dahumanidade, sendo a origem da palavradomingo em váriosidiomas. A origem da palavra "Sol" nosidiomas românicos eanglo-saxônicas provém doprotoindo-europeu, um antigo ancestral dos atuaisidiomas indo-europeus, sendo utilizada há pelo menos cerca de três milênios, não possuindo nenhum significado cultural, sendo utilizada apenas para descrever a fonte de luz do céu durante o dia.[192] "Sol" é o nome moderno da estrela em vários idiomas além do português, tais comoespanhol,catalão,galego.[193] Amoeda doPeru, osol novo, foi assim chamada em homenagem ao Sol (em castelhano), bem como seus antecessores, oInti (emquechua, além de ser o Deus solar da civilizaçãoInca) e osol antigo. Empersa, "sol" significa "ano solar".
O Sol não possui um nome oficial, de acordo com aUnião Astronômica Internacional, o órgão responsável pela nomeação de corpos celestes.[194] Por exemplo, Sol eminglês pode ser"Sun" ou"Sol". Embora essa última forma seja aceita em inglês, não é comumente utilizada. O adjetivo do Sol é "solar".[5]
Noleste da Ásia, o Sol é escrito pelocaractere 日 (mandarimrì oujaponêsnichi) ou 太陽, nochinês tradicional e japonês; ou 太阳, nochinês simplificado (pinyintài yáng ou japonêstaiyō). Emvietnamita, esses caracteres são pronunciadosnhật edương, respectivamente, enquanto que a palavra vietnmanita nativamặt trời significa "face do céus". ALua e o Sol são associados com oyin-yang, onde a Lua representa "yin" e o Sol representa "yang", representando opostos dinâmicos.[195]
↑A primeira evidência sólida de vida na Terra data de 3,4 bilhões (3,4 mil milhões) de anos atrás.[139]
↑Na época, noséculo XIX, datando antes da descoberta dadatação radiométrica, não havia evidências científicas indicando que a Terra era muito mais antiga do que cientistas da época acreditavam, possuindo na verdade cerca de 4,5 bilhões (4,5 mil milhões) de anos.
↑Apesar de que exposição ambiental para radiação ultravioleta contribua para o envelhecimento acelerado das camadas exteriores dos olhos e na formação de cataratas, a preocupação com observações impróprias deeclipses solares é a formação de cegueira de eclipses, ou queimaduras da retina.
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