Para já vamos analisar rapidamente o que é o Sol. O Sol é uma estrela do tipo G2, bastante comum neste Universo, com cerca de 1 390 000 km de diâmetro. Detêm a esmagadora maioria da massa contida no Sistema Solar, cerca de 99.8% (1.989x1030 kg) e é composto por cerca de 75% de Hidrogénio e 25% de Hélio, mais alguns traços de elementos mais pesados, no entanto, como veremos, a sua composição vai-se alterando com o passar dos anos. Tem uma temperatura no núcleo de 15 000 000 K e de cerca de 5 800 K na superfície.

O seu processo de funcionamento, a fusão nuclear, converte a cada segundo, cerca de 700 000 000 de toneladas de Hidrogénio em cerca de 650 000 000 toneladas de Hélio, libertando 3.86 x 10^33 ergs/segundo.

Por esta descrição já se fica com uma ideia do que é o Sol e de como funciona. Mas agora, vamos detalhar e vamos analisar o processo de fusão nuclear que faz o Sol brilhar.

Para se ter uma ideia mais precisa de como o Sol funciona, temos de compreender que ele é como uma espécie de cebola, ou seja, tem várias camadas. E cada camada tem características próprias, assim como actividades próprias. Desta forma avancemos para a camada mais interior, o núcleo.

O núcleo estende-se do centro do Sol até cerca de 25% do seu raio. Aqui a gravidade puxa toda a massa para dentro e cria uma pressão muito intensa, pressão essa que provoca as condições referidas que permitem a fusão nuclear. Assim, o processo consiste na transformação de 2 átomos de Hidrogénio num de Hélio-4 e energia, sendo para isso necessários alguns passos.

Dois protões combinam-se para formar um átomo de Deutério (Hidrogénio pesado, ou seja um átomo de Hidrogénio com mais um electrão), um positrão (ou anti-electrão) e um neutrino.

Depois um átomo de Deutério combina-se com um protão e formam um átomo de Hélio-3 (formado por dois protões e um neutrão) e radiação gamma. Então, dois átomos de Hélio-3 combinam-se para formarem um átomo de Hélio-4 (2 protões e 2 neutrões) e dois protões. Estas reacções perfazem 85% da energia solar. Os restantes 15 %, provém de outras reacções que passo a indicar. Assim temos que, um átomo de Hélio-3 e um átomo de Hélio-4 se combinam para formar um átomo de berilio-7 (3 protões e 4 neutrões) e radiação gamma. Depois, um átomo de berilio-7 captura um electrão produzindo um litio-7 (3 protões e 4 neutrões, mais um electrão) e um neutrino. Então o litio-7 combina-se com um protão e formam dois átomos de Hélio-4. Este Hélio-4 são menos maciços que dois átomos de hidrogénio juntos que iniciaram o processo, porque a diferença de massa existente foi convertida em energia, como a teoria da relatividade, com a sua equação E=mc^2.

A energia é emitida sob várias formas, tal como já foi referido, de luz. Mas também são emitidas várias partículas carregadas de energia (neutrinos e protões, por exemplo) que fazem o vento solar. Toda esta energia atinge a Terra e providencia a energia essencial à vida tal como a conhecemos. Não somos prejudicados pela maioria da radiação solar ou pelo vento solar, porque a atmosfera da Terra nos protege.

Todo este processo de aniquilação de matéria (Hidrogénio) para produzir outro tipo de matéria (Hélio) faz com que o combustível do Sol vá sendo gasto. No entanto, ele tem que chega para mais cerca de 4.5 mil milhões de anos, altura em que “morrerá”. Mas isso veremos mais à frente, contudo podem sempre ter uma ideia geral da evolução estelar neste texto sobre o tema, neste site.

Depois toda esta energia libertada no núcleo, inicia uma viagem pelas restantes camadas do Sol, até conseguir partir para o espaço em direcção à Terra e todo o Sistema Solar. Nessa viagem, a próxima etapa é a chamada zona radiactiva. É sobre ela que passamos agora a falar.

A zona radiactiva estende-se por 55% do raio solar, a partir do núcleo. Nesta zona, a energia que vem do núcleo é carregada para fora pelos fotões. Quando um fotão é criado, ele viaja apenas 1 mícron (1 milésimo de milímetro) antes de ser absorvido por uma molécula de gás. Depois da absorção, a molécula de gás é aquecida e reemite outro fotão do mesmo comprimento de onda (tipo de radiação). Este recém emitido fotão viaja mais 1 mícron até ser absorvido por outra molécula de gás e este ciclo repete-se. Cada interacção molécula/fotão demora o seu tempo. Acontecem cerca de 1025 absorções e re-emissões nesta zona, antes que um protão chegue à superfície, pelo que existe um significativo atraso entre a produção de um fotão no núcleo e o que chega à superfície. Este processo também é responsável pela transformação da energia original. Com esta série de absorções e re-emissões, a energia original, na forma de radiação gamma a mais energética de todas, vai perdendo força, à medida que o seu comprimento de onda vai aumentando. Quando finalmente a energia está prestes a atingir a superfície do Sol, já a maioria dos raios gamma foram transformados em radiação X (primeiro) e depois por radiação ultravioleta. Mas ainda assim, quando chega à superfície a energia está maioritariamente sob a forma de luz visível e infravermelhos.

Logo a seguir à energia ter ultrapassado a zona radiactiva, avança mais uma etapa em direcção à superfície. Desta vez, terá de atravessar a zona de convecção.

A zona de convecção, que são só últimos 30% do raio solar, é dominada por correntes de convecção que carregam a energia acabada de chegar da zona radiactiva para a superfície. Estas correntes de convecção, são correntes de gás quente a subir seguidos de movimentos descendentes de gás frio a descer. Estas correntes são semelhantes às que se podem ver quando pomos uma chaleira com água a ferver, a água que está no fundo aquece mais depressa e sobe, arrefecendo ao chegar ao cimo, logo começando a descer novamente para recomeçar o ciclo. As correntes convectivas do sol são iguais.

Estas correntes carregam os fotões para cima mais depressa que a transferência radiactiva que acontece mais abaixo no núcleo e na zona radiactiva. Mas, no entanto, com todas as interacções na zona radiactiva e com as correntes convectivas, um fotão demora imenso tempo a chegar à superficie.

É por causa deste percurso atribulado que a energia demora entre 100 000 a 200 000 anos a chegar do núcleo até à superfície solar. Uma vez lá chegada a energia não tem dificuldade nenhuma em lançar-se para o espaço, à velocidade da luz, pelo que chega até nós, na Terra em apenas 8 minutos. Esta convecção é também responsável pela granulação que se pode ver na superfície do Sol. O que nos leva à próxima etapa do Sol. A atmosfera solar. Esta, por sua vez, é divida em várias camadas também, as quais iremos abordar também. Comecemos pela fotoesfera.

A maioria da energia que recebemos, vinda do Sol, é sob a forma de luz visível é emitida da fotoesfera (daí o nome: FOTOesfera). A fotoesfera é uma das regiões mais "frias" do Sol, cerca de 6000 K, mas só uma pequena fracção, cerca de 0.1%, do gás é ionizado (ou seja, no estado de plasma). A fotoesfera é a parte mais densa de toda a atmosfera solar, mas mesmo assim é ténue comparada com a atmosfera terrestre (0.01% da densidade de massa do ar ao nível do mar).

A fotoesfera parece enfadonha, à primeira vista, pois é um disco com umas manchas escuras. Contudo, estas manchas são os locais de imensos campos magnéticos. O campo magnético solar, pensa-se ser o responsável pela complexidade da actividade vista no Sol.

Devido ao imenso calor vindo do núcleo solar, o interior do Sol, logo abaixo da fotoesfera (a zona de convecção) borbulha como água a ferver. As bolhas de material quente, a subir para da zona de convecção, são vistas na fotoesfera, como regiões ligeiramente mais brilhantes. As regiões mais escuras aparecem por causa do plasma mais frio que está a cair para o interior do Sol. Este padrão constante de convecção é chamado de granulação solar.

A fotoesfera é a região mais baixa da atmosfera do Sol e é a região que vemos da Terra. Tem entre 300 a 400 km de espessura e uma temperatura média que ronda os 5800 a 6000 K. Apresenta-se granulada ou com bolhas, mais ou menos como a superfície da água a ferver dentro de uma chaleira. Os altos são as superfícies superiores das células de convecção criadas pelas correntes de convecção na camada abaixo da fotoesfera, sendo que cada granulação pode atingir 1000 km de largura.

À medida que avançamos através da fotoesfera, a temperatura baixa e os gases, por que estão mais frios, não emitindo tanta energia (luz), por isso a beira externa da fotoesfera parece escura, um efeito chamado "escurecimento do limbo" que é responsável pelo aspecto da beira da superfície solar. Existe um número de fenómenos que podem ser vistos nesta região da atmosfera solar e os exemplos mais conhecidos disso são mesmo as manchas solares. As manchas solares são manchas escuras, mais frias que a sua envolvente. Estas manchas são facilmente visíveis com um pequeno telescópio e muitas vezes até mesmo a olho nu (ATENÇÃO!! Nunca, mas mesmo NUNCA olhar para o Sol directamente ou com binóculo ou telescópio sem a devida protecção. Para tal existem filtros especiais que bloqueiam a maior parte da luz solar para tornar a sua observação segura. CUIDADO pois observar o Sol sem as devidas precauções podem levar a CEGUEIRA. Óculos de sol e outros filtros sem qualidade são inapropriados, pois bloqueiam a luz visível mas não o ultravioleta e o infravermelho, podendo provocar queimaduras na retina.) e delas que vamos falar a seguir.

As manchas solares são uma característica do Sol que já são conhecidas desde tempos bastante remotos. Quando observadas através de telescópios, elas apresentam-nos uma zona central escura, chamada umbra, rodeada por uma zona mais clara, chamada penumbra.

As manchas são escuras, devido a serem realmente mais frias que o fotoesfera no geral. São locais de campos magnéticos poderosíssimos e também poderão ser os culpados por as manchas serem mais frias. Não se sabe muito bem porque razão as manchas solares são mais frias que o resto, mas no entanto acredita-se que devido aos campos magnéticos associados às manchas, principalmente pela sua potência, a convecção directamente por baixo das manchas não se realize.

Tipicamente, as manchas solares crescem em poucos dias e duram de alguns dias a poucos meses. As observações das manchas solares permitiram inferir que o Sol roda num período de 27 dias (visto da Terra), sendo que estas foi das primeiras revelações que as manchas proporcionaram.

O seu número não é constante, e varia bastante ao longo do ciclo solar, um período de 11 anos em que a actividade solar atinge um pico e volta a descer, provocando que a cada 11 anos, aproximadamente, o Sol atinja picos de actividade, logo produzindo mais manchas.

Devido ao Sol não ser sólido, não roda como os planetas terrestres, roda sim como os gigantes gasosos. Uma mancha próxima do equador demora cerca de 25 dias a completar uma rotação. Uma mancha próxima do polo, se alguma vez fosse aí encontrada, levaria mais de um mês para fazer o percurso.

Normalmente as manchas aparecem em grupos, com dois conjuntos de manchas. Um conjunto terá campo magnético positivo ou Norte, enquanto o outro será negativo ou Sul. O campo será mais forte nas zonas escuras (umbra) e mais fraco nas zonas mais claras (penumbra).

Para além das manchas, ainda temos outros fenómenos, as fáculas, os grânulos e os super-grânulos.

Continuando a subir nas camadas, eis-nos saídos da fotoesfera e preparados para entrar na cromoesfera.
Acima da fotoesfera fica a cromoesfera, uma região com cerca de 2500 km de espessura.

Imediatamente antes e imediatamente depois do pico de um eclipse total do Sol, a cromoesfera aparece-nos como um estreito anel avermelhado. A evidente cor da cromoesfera, comparada com a quase brancura da coroa, valeu-lhe o nome (que significa esfera de cor).

A cromoesfera é mais facilmente visível, quando o Sol é observado através de filtros H-Alfa (Hidrogénio Alfa), onde regiões brilhantes conhecidas como plages (francês para praia) e características escuras chamadas filamentos são visíveis. Filamento é o nome dado às proeminências quando são vistas no disco solar.

espículas são visíveis junto ao limbo do Sol. São jactos de plasma a ejectarem-se das fronteiras dos super grânulos. Embora pequenos, na escala solar, estes jactos têm o tamanho da Terra!

A temperatura vai aumentando através da cromoesfera de uns 4 500 K para cerca de 10 000 K. Pensa-se que este aquecimento se deva a convecção, ainda na camada junto à fotoesfera. À medida que os gases se agitam violentamente na fotoesfera, eles produzem ondas de choque que aquecem gás circundante e o mandam, penetrando através da cromoesfera, na forma de espículas. Cada uma delas apenas dura uns minutos e eleva-se cerca de 5000 km acima da fotoesfera.

A cromoesfera possui várias características, das quais já falamos um pouco. Vamos agora ver um pouco mais sobre cada uma delas. Começando pela rede cromosférica.

Agora vamos falar da coroa. A Coroa é a camada mais exterior da atmosfera solar e é extremamente quente. Estendendo-se por alguns milhões de quilómetros a partir da cromoesfera. Consegue-se ver durante um eclipse total do Sol ou nos comprimentos de onda do raio X.

Elevando-se acima da cromoesfera, a temperatura salta de umas dezenas de milhar de Kelvins para uma temperatura da ordem dos poucos milhões Kelvin, na atmosfera mais exterior do Sol, ou seja, a coroa.

Perceber qual a razão pela qual a coroa do Sol é tão quente, hoje em dia, é um dos maiores desafios dos cientistas solaristas. Devido às altas temperaturas atingidas aqui, a coroa emite radiação de alta energia que pode ser observada em raios X. A atmosfera da Terra absorve a radiação X, mas os satélites colocados acima da atmosfera, como a nave Yohko, podem observar estes comprimentos de onda, da luz que vem do Sol.

As regiões onde existem estas linhas de campo magnético abertas (que se expandem para bem longe no Sistema Solar) correspondem aos buracos coronais e são a fonte do vento solar, que acelera na direcção oposta do Sol e preenche o espaço interplanetário.

Os electrões no plasma coronal, tipicamente, são mais frios e menos densos que os que se encontram nos streamers, e assim aparecem como manchas escuras tanto nas imagens de raio X como na luz visível.

Os solaristas, bem como outros cientistas, utilizam modelos matemáticos para tentarem compreender o Sol. Frequentemente as equações que representam o plasma solar são tão complicadas, que se tem de recorrer a computadores para as resolver! As linhas de campo magnético na imagem à direita, provêm de uma simulação de computador, que resolveu as equações da magneto-hidrodinâmica (que palavrão!), que forneceram uma boa representação de diversos tipos de comportamento do plasma.

Agora vamos falar das CMEs. De certo já terão visto, na televisão ou na net imagens de CMEs. Agora vamos ver o que são estes fenómenos solares.

As CMEs são explosões na coroa do Sol que atiram partículas solares. Tipicamente, as CMEs rompem os HSs na coroa solar. Podem ser ejectados até cerca de 10^13 (10 000 000 000 000) kg de material para o vento solar. AS CMEs propagam-se com o vento solar e no vento solar, onde poderão encontrar-se com a Terra e provocar influências na actividade geomagnética.

Massa Solar = 1.989 1030 kg = 4.376 1030 lb = 333,000 massas terrestres

Luminosidade Solar (output energético do Sol) = 3.846 1033 erg/s

Temperatura da superficie = 5770 ºK = 10,400 ºF

Densidade da superficie = 2.07 10-7 g/cm3 = 1.6 10-4 densidade do ar

Composição da superficie = 70% H, 28% He, 2% (C, N, O, ...) por massa

Temperatura central = 15,600,000 ºK = 28,000,000 ºF

Densidade central = 150 g/cm3 = 8 × a densidade do ouro

Composição central = 35% H, 63% He, 2% (C, N, O, ...) por massa

Idade do Sol = 4.57 109 anos