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Sol

 

 

Estrutura do Sol

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Sol, a nossa Estrela

 

Vídeo Tempestade Solar Vídeo O final do Sol    

 

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O Sol, nossa fonte de luz e de vida, é a estrela mais próxima de nós e a que melhor conhecemos. Basicamente, é uma enorme esfera de gás incandescente, em cujo núcleo acontece a geração de energia através de reações termo-nucleares. O estudo do Sol serve de base para o conhecimento das outras estrelas, que de tão distantes aparecem para nós como meros pontos de luz. 

 

Foto do Sol na linha Halfa do hidrogênio, obtida pelo National Solar Observatory, EUA. Os filamentos escuros são proeminências.

Apesar de parecer tão grande e brilhante (seu brilho aparente é 200 bilhões de vezes maior do que o de Sírius, a estrela mais brilhante do céu noturno), na verdade o Sol é uma estrela bastante comum. Suas principais características são:

Massa

m = 1,989 x 1030 kg

Raio

R = 696 000 km

Densidade média

 = 1409 kg/m3

Densidade central

 = 160 000 kg/m3

Distância

1 UA = 1,499 x 108 km

Luminosidade

L=3,9×1026 watts=3,9×1033 ergs/s

Temperatura efetiva

Tef = 5785 K

Temperatura central

Tc = 10 000 000 K

Magnitude absoluta bolométrica

Mbol = 4,72

Magnitude absoluta visual

MV = 4,79

Tipo espectral e classe de luminosidade

G2 V

Índices de cor

B-V=0,62

U-B=0,10

Composição química principal (No)

Hidrogênio = 91,2 %

Hélio = 8,7%

Oxigênio = 0,078 %

Carbono = 0,043 %

Período rotacional no equador

25,67 d

                na latitude 75°

33,40 d

 

Algumas das características listadas acima são obtidas mais ou menos diretamente. Por exemplo, a distância do Sol, chamada Unidade Astronômica, é medida por ondas de radar direcionadas a um planeta em uma posição favorável de sua órbita (por exemplo Vênus, quando Terra e Vênus estão do mesmo lado do Sol e alinhados com ele). O tamanho do Sol é obtido a partir de seu tamanho angular e da sua distância. A massa do Sol pode ser medida a partir do movimento orbital da Terra (ou de qualquer outro planeta) usando a terceira lei de Kepler. Sabendo então sua massa e seu raio temos a densidade média do Sol.

Outras características são determinadas a partir de modelos. Por exemplo, a equação de equilíbrio hidrostático, descrita no capítulo Evolução Estelar, permite determinar a pressão e a temperatura no centro do Sol, supondo que elas têm que ser extremamente altas para suportar o peso das camadas mais externas.


As células de conveção têm cerca de 5000 km e se movimentam em escalas de 10 minutos

 

 

 

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