Sol (centro do sistema solar)
O Sol está localizado no centro do do Sistema Solar.
99% dos astros do sistema solar giram em torno dele.
O Sol e a maioria das estrelas são formadas basicamente de Hélio e Hidrogênio.
O sol é uma estrela. A mais próxima da Terra e a que assegurou as condições necessárias de vida deste planeta. Ele é basicamente uma bola de gás incandescente a temperaturas inimagináveis (5.785 K, temperatura efetiva) e, embora esteja a milhões de quilômetros da terra (1,496 x 10³³ km) tem fortes influências sobre nós.
Foto: NASA / Solar Dynamics Observatory
Composto basicamente por hélio, carbono, hidrogênio (cerca de 91%) e oxigênio, o sol é composto por um núcleo, uma zona radiativa, a zona convectiva, onde o gás em ebulição do interior do sol sobe até atingir a próxima camada e perde calor, descendo novamente; a fotosfera composta por grânulos de até 5.000 km de diâmetro que nada mais são que a parte superior da camada convectiva onde o gás, que subiu perde calor e torna a descer dando a aparência característica de líquido borbulhante e formando em alguns lugares as chamadas “manchas solares” devido a interferência do campo magnético solar; a cromosfera, formada por pontos brilhantes na superfície solar (espículas) que podem atingir 7.000 km de altura, mas só são observáveis durante os eclipses solares; e a coroa solar, camada mais rarefeita composta por átomos de ferro, níquel, neônio e cálcio várias vezes ionizados, o que significa que a temperatura da coroa solar deve estar em torno dos 1 milhão de graus Kelvin.
É da coroa solar que emana o chamado “vento solar” uma nuvem de partículas que provoca perda de massa pelo sol e atinge a terra a cerca de 400 km/s, sendo capturado pela gravidade da terra e dando origem aos fenômenos das auroras polares. Ao serem capturados pela gravidade da terra formam o que é conhecido como “cinturão de Van Allen”.
Na superfície do sol costumam aparecer algumas protuberâncias que estão relacionadas aos fenômenos magnéticos deste, assim como as manchas os ventos solares.
Dados científicos do SolCiclo de vida das estrelas
O ciclo de vida das estrelas inicia-se com a junção de gases nas nebulosas e perdura enquanto houver combustível a ser consumido no processo de fusão nuclear.
Nebulosa, onde se inicia a vida das estrelas
As estrelas são astros celestes encantadores que, desde a Antiguidade, despertam a curiosidade das pessoas. Mas o que muitos não sabem é que, assim como nós, elas nascem, crescem e morrem.
O nascimento de uma estrela ocorre nas nebulosas, que são imensas nuvens de gás compostas por Hélio e Hidrogênio. Em virtude da força gravitacional, as moléculas vão sendo atraídas umas pelas outras, ficando bem próximas, o que faz com que a nebulosa tenha uma redução de tamanho, ou seja, contraia-se. A contração dos gases causa aumento na temperatura, que aumenta mais e mais. Quando a temperatura é alta o suficiente, essa enorme bola de gás começa a emitir luz e o hidrogênio começa a queimar. Esse processo é chamado de fusão nuclear e libera muita energia. Essa sequência de fenômenos caracteriza o início da vida de uma estrela.
Durante a fusão nuclear, os átomos de hidrogênio fundem-se, dando origem ao Hélio. A queima do Hélio dá origem ao Lítio e assim por diante, cada vez originando elementos mais pesados.
Conforme o combustível é consumido, a temperatura vai aumentando e a estrela sofre uma expansão. Nessa fase, ela é chamada de Gigante vermelha. Após esse estágio, a força gravitacional passa a prevalecer e a estrela começa a encolher. No interior das estrelas, a temperatura é muito alta. O núcleo do Sol, por exemplo, chega a 15 milhões de graus Celsius.
O tempo que uma estrela viverá dependerá da sua massa. Quanto maior a massa, mais calor e luz ela liberará. Sua morte acontece quando já tiver queimado todo o combustível. Como essa queima origina elementos mais pesados, ela termina apenas quando passa a produzir ferro, que é um processo que consome energia. A partir de então, ela resfria e diminui drasticamente de tamanho, transformando-se completamente em ferro.
Com essa contração, as partículas que estavam na superfície da estrela vão a altíssimas velocidades em direção ao centro, quando se chocam com o núcleo e são ejetadas para o espaço, originando elementos mais pesados que o ferro. Os gases que são liberados no espaço dão origem a uma nova nebulosa, de onde podem surgir novas estrelas.
Se a massa da estrela for considerada pequena, cerca de um terço do Sol, ela virará uma estrela de nêutrons. Já se a massa for maior, ela se transformará em um buraco negro.
| Dados observacionais | |
|---|---|
| Distância média da Terra | 1,496×1011 m 8,317 min (499 seg.), na velocidade da luz |
| Magnitude aparente (V) | −26,74 |
| Magnitude absoluta | 4,85 |
| Classificação estelar | G2V |
| Metalicidade | Z = 0,0177 |
| Diâmetro angular | 31,6′ – 32,7′ |
| Adjetivo | solar[5] |
| Características orbitais | |
|---|---|
| Distância média do centro da Via Láctea | ~2,5×1020 m 26 000 anos-luz |
| Período orbital galáctico | (2,25–2,50) × 108 anos |
| Velocidade | ~2,20×105 m/s órbita em torno do centro da Galáxia ~2×104 m/s relativo à velocidade média de outras estrelas na vizinhança estelar. |
| Características físicas | |
| Diâmetro médio | 1,392×109 m 109 × Terra |
| Raio equatorial | 6,963×108 m 109 × Terra |
| Circunferência equatorial | 4,379 × 109 m 109 × Terra |
| Achatamento | 9 × 10−6 |
| Área de superfície | 6,0877 × 1012 km2 11 990 × Terra |
| Volume | 1,412 × 1018 km3 1 300 000 × Terra |
| Massa | 1,9891 × 1030 kg 332 900 × Terra |
| Densidade média | 1,408 × 103 kg/m3 |
| Densidade por região | Núcleo: 1,5 ×10 5 kg/m3 Base da fotosfera: 2×10−4kg/m3 Base da cromosfera: 5×10−6 kg/m3 Coroa solar: 1×10−12 kg/m3 |
| Gravidade na superfície equatorial | 274,0 m/s2 27,4 g 28 × Terra |
| Velocidade de escape (da superfície) | 617,7 km/s 55 × Terra |
| Temperatura da superfície (efetiva) | 5 778 K |
| Temperatura da coroa solar | ~5×106 K |
| Temperatura do núcleo | ~15,7 × 106 K |
| Luminosidade(Lsol) | 3,846 × 1026 W ~3,75×10 28 lm ~98 lm/W eficiência |
| Intensidade (Isol) | 2,009 × 107 W·m−2·sr−1 |
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