Sol

Geografia — Escrito por

O Sol é formado por camadas, estas estão dispostas umas sobre as outras como uma cebola. A camada mais externa é a superfície brilhante, esta irradia a maior quantidade de luz e calor. Foi a primeira a ser estudada em detalhes. Sua temperatura gira em torno de 6.000 K e nela são observadas as manchas solares. Esta primeira camada, de espessura muito pequena em relação ao raio solar, é denominada fotosfera pela astronomia solar, mede aproximadamente 500 km, ou 0.1 por cento do raio solar.Não é possível a visualização óptica abaixo da fotosfera; sendo gasosa e difusa, se torna completamente opaca numa distância relativamente pequena. Esta é a causa principal de enxergarmos uma divisa nitidamente definida entre o Sol e o espaço exterior, levando aos primeiros astrônomos a supor que o Sol poderia ser sólido ou líquido.

Acreditava-se que a fotosfera seria perfeitamente esférica e sem marcas, porém no início do século 17, com o advento do telescópio astronômico, foram observados os primeiros detalhes de sua superfície complexa e variável.

O SOL

As primeiras observações do Sol conhecidas foram registradas na China há aproximadamente 2.000 anos. Os relatórios chineses mostram entre 5 a 10 aparições por século, estas são tomadas agora como evidência de manchas raramente grandes ou grupos de manchas solares, uma vez que as pequenas não poderiam ser observadas a olho nu.

Manchas Solares

As manchas solares só podem ser vistas a olho nu em condições favoráveis e com os olhos do observador protegidos.

Com instrumentos ópticos, seus detalhes foram descobertos por Galileo Galilei e outros astrônomos no início de século 17. Por sua natureza física são mais escuras que a fotosfera devido à diferença de temperatura entre ambas.

Os instrumentos mais utilizados ainda para observação Solar são o telescópio e o espectroscópio. À medida que novos métodos e instrumentos vão sendo aperfeiçoados se revelaram novas descobertas.

Densidade solar
A densidade média no Sol gira em torno de 1,41 gramas por centímetro cúbico. No interior do astro a densidade é bem maior, e na superfície bem menor o que a média. As camadas externas expelem grandes jorros de gás incandescente que saltam de sua superfície a uma temperatura média de 6.000 Kelvin. O interior do Sol é muito mais quente que a sua superfície, e as pressões de grande magnitude, pois sua massa é em torno de mil vezes maior que a massa de Júpiter. Sob uma atração gravitacional e uma compressão colossal a pressão no interior do Sol chega a 100 bilhões de atmosferas terrestres.

A matéria comprimida no interior do Sol supera a força eletromagnética que deveria manter os átomos intactos, havendo então uma espécie de implosão destes. As envoltórias eletrônicas são esmagadas sob a pressão e os elétrons movem-se sem restrições, formando uma espécie de plasma ou fluído eletrônico desestruturado ocupando um espaço muito menor do que ocupariam se ainda existissem envoltórias.

No momento em que os elétrons se aglutinam devido ao esmagamento ocasionado pela força gravitacional, a repulsão eletromagnética aumenta proporcionalmente, assim o fluído eletrônico acaba por resistir a uma compressão gravitacional muito acima do que resistiriam os átomos intactos. Neste fluído eletrônico, os núcleos atômicos também ficam livres para se locomover livremente ricocheteando uns aos outros devida repulsão eletromagnética.

Existe também a compressão e o conseqüente aglutinamento nuclear, podendo inclusive haver a colisão entre os núcleos.

Nos átomos submetidos a compressões gravitacionais menores a exemplo do núcleo terrestre ou mesmo de Júpiter, a envoltória eletrônica age como uma espécie de pára-choque. As envoltórias atômicas não podem ser interpenetradas mutuamente devido à repulsão eletrônica, logo os núcleos atômicos permanecem no centro do átomo que é circundado pela envoltória eletrônica permanecendo, portanto afastados entre si.

Matéria degenerada
No momento em que há a desagregação eletrônica devido à compressão gravitacional, as envoltórias são esmagadas e os elétrons se comprimem no fluído eletrônico mais compacto, logo a separação média dos núcleos, devido a esta compressão diminui. O nome dado para a matéria rompida é “matéria degenerada”. A densidade da matéria degenerada pode ser muito maior que a matéria ordinária. É sabido que o núcleo constitui a porção de matéria que contém a maior massa no átomo, portanto, a massa da matéria é dada pelo núcleo atômico, assim, ao juntarmos matéria degenerada num volume de espaço igual ao ocupado pela matéria ordinária a unidade de massa por volume daquela será muito maior que esta, logo sua densidade também.

Densidade do núcleo solar
A densidade no núcleo solar é em torno de 100 gramas por centímetro cúbico em média, porém mesmo com uma densidade muito maior que qualquer metal ordinário, o comportamento no núcleo do Sol é o de um corpo gasoso. A temperatura num ambiente onde existe uma compressão gravitacional tão grande é em torno de 15 milhões Kelvin. Essa temperatura mantém o Sol expandido produzindo então uma densidade média do Astro em torno de 1,41 gramas por centímetro cúbico.

Composição química do Sol
Para saber a composição química do Sol, o fazemos através da análise dos fótons emitidos por este passando pelo espectroscópio. Este é um instrumento que mostra o espectro luminoso onde todos os comprimentos de onda estão dispostos ordenadamente à semelhança de um arco-íris. Neste espectro, existem milhares de linhas escuras que representam os comprimentos de onda absorvidos pelos átomos nas camadas mais externas do Sol.

São as posições das linhas no espectro solar que mostram com precisão extrema a identificação dos átomos responsáveis pela absorção energética, portanto, possibilitando a análise química do elemento analisado, neste caso o Sol.

Fótons
Os fótons são partículas que possuem massa zero quando em repouso, conseqüentemente, não podem atuar como fonte de um campo gravitacional, nem podem reagir a um campo gravitacional de maneira comum. Porém, sabemos que os fótons nunca estão em repouso, viajam, como todas as partículas desprovidas de massa, numa velocidade extremamente elevada no vácuo, em torno de 299.792,5 quilômetros a cada segundo.

A velocidades altíssimas, pela sua própria natureza, a exemplo de qualquer partícula, os fótons possuem energia. A luz (fóton) ao deixar o Sol, deveria fazê-lo resistindo à atração gravitacional solar. Se os fótons fossem partículas ordinárias, logo, dotadas de massa, sua velocidade ao deixar o Sol deveria diminuir. A massa de um fóton, quando este está em repouso é nula, logo, a luz não deveria perder energia, porém assim mesmo o perde. Ao analisar o espectro solar, a energia perdida deveria ser detectada.

Quanto maior o comprimento de onda de um fóton específico, menor é a sua energia. Portanto, ao utilizarmos um espectroscópio para analisá-lo, poderemos observar que a luz visível se dispõe em ordem de comprimentos de onda desde o vermelho, freqüência menor e maior comprimento de onda, até o violeta, menor comprimento de onda, portanto maior freqüência. Podemos afirmar que há uma progressão regular da baixa para a alta energia ou do vermelho ao violeta, ou vice-versa.

Se o fóton tem uma perda energética por exercer uma resistência à atração gravitacional exercida pelo Sol, deverá então haver na sua análise espectral um desvio para o vermelho. Se não existir nenhum efeito gravitacional, isto não ocorre. Pela massa solar, sua densidade e distância para a Terra não é possível, portanto ter certeza da detecção desta perda. Para saber se realmente o fóton perde de fato energia ao deixar o Sol, primeiro necessitamos saber o que é densidade estelar, e para conhecer a densidade estelar precisamos analisar corpos massivos e mais densos que o Sol.

 

Fonte: www.geocities.com

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