Em 3 de Maio é comemorado o dia internacional do Sol. Todos nós sabemos que a estrela é de extrema importância para os seres vivos. O Sol é, praticamente, a única fonte de energia para a Terra. Essa energia penetra no ecossistema através dos seres autótrofos e é repassada para os seres heterotróficos; vale lembrar que a energia é cíclica, ou seja, nunca acaba. Dessa forma, sem o Sol, não haveria vida na Terra.

O Sol tem a dupla característica de ser uma estrela extremamente próxima – do Centauro a estrela mais perto do sistema solar, está 270 mil vezes mais longe – e do tipo vulgar. Assim, o seu estudo constitui um meio de informação que nos permite aceder aos processos fundamentais da evolução das estrelas, bem como verificar certas hipóteses e metodologias utilizadas na astrofísica estelar. As observações espaciais vieram complementar as efectuadas a partir do solo, permitindo o estudo do Sol em zonas do espectro correspondentes a radiações reflectidas pela atmosfera terrestre: raios Y, X e ultravioleta.

Como todas as estrelas, o Sol é uma esfera de gases muito quentes em equilíbrio, que obtém a sua energia das reacções de fusão termonuclear gerada no seu centro. Trata-se, essencialmente, da fusão do hidrogénio em hélio, um processo que garante o funcionamento das estrelas durante o mais longo período da sua evolução. Esta fusão é acompanhada por uma perda de massa de quatro milhões de toneladas por segundo, compensada por uma libertação de energia. A emissão de radiações cobre o conjunto do espectro electromagnético, com um máximo na vizinhança dos nm de comprimento de onda, o que explica a cor amarela do disco solar.

A região do Sol visível a partir da Terra, designada por “fotosfera”, não passa de uma fina película  com cerca de 300 Km de espessura, com uma temperatura média de 6000 K. É aí que se desenvolvem certos fenómenos característicos da actividade solar: manchas, fáculas e erupções. Rodeando esta camada surge a cromosfera (espessura: 10 mil Km; temperatura: de 4 mil a 20 mil K; e a coroa, muito quente (10 à sexta K), que se dilui progressivamente no meio interplanetário até milhões de quilómetros da fotosfera, e de onde emana um fluxo de partículas carregadas, o vento solar, cuja expansão é controlada pelos campos magnéticos do Sol. O mecanismo de aquecimento da coroa e os processos de emissão do vento solar ainda mal conhecidos.

A partir do início da década de oitenta registaram-se importantes no campo da física solar. Uma disciplina em pleno desenvolvimento é a da heliossismologia (ou sismologia solar), que pretende sondar o interior do Sol estudando os seus modos de oscilação. Observações contínuas, alguma efectuadas no pólo Sul durante quase três semanas, permitiram já inferir o índice de rotação no interior do Sol: ao que parece, à medida que vamos mergulhando em direcção ao centro, a partir do equador, o Sol diminuí de rotação, sucedendo o contrário quando se parte das regiões polares.

A partir de finais dos anos 60, desenvolveram-se esforços no sentido de se detectar, graças a dispositivos instalados a grande profundidade, ao abrigo dos raios cósmicos, os neutrinos emitidos pelo ciclo de reacções nucleares de onde o Sol retira a sua energia. Ao contrário dos protões, os neutrinos podem chegar-nos desde as camadas profundas do Sol sem interagirem com os átomos situados no seu trajecto. Ora acontece que se observam três vezes menos neutrinos do que o previsto nas estimativas teóricas: este défice pode ser atribuído a alguma propriedade ainda desconhecida desses neutrinos (alteração da intensidade de certos neutrinos no decurso da sua propagação) ou a uma sobreavaliação da temperatura central do Sol pelos modelos teóricos actualmente aceites. É um dos maiores enigmas da física solar.

A alternância dos dias e das noites e o ciclo das estações constituem as manifestações mais evidentes das relações entre o Sol e a Terra. Contudo, hoje conhecem-se bem várias outras, por exemplo a existente entre as erupções solares (que libertam um considerável fluxo de partículas carregadas) e as perturbações magnéticas (tempestades magnéticas, auroras polares) da atmosfera terrestre. As observações espaciais puseram em evidência ligeiras flutuações (0,2%) do fluxo de energia solar recebido no topo da atmosfera, perpendicularmente por unidade de tempo e de superfície (constante solar), em função do ciclo de actividade solar.

O SOL - Fonte: Wikipédia, a enciclopédia livre.
O Sol, tal como as restantes estrelas, é uma esfera de plasma que se encontra em equilíbrio hidrostático entre as duas forças principais que agem dentro dele: para fora a pressão termodinâmica, produto das altas temperaturas internas, e para dentro a força gravitacional. A estrutura solar pode ser dividida em duas grandes regiões: o Interior e a Atmosfera, entre elas se encontra uma fina camada, que pode ser considerada a superfície, chamada Fotosfera. O interior solar possui três regiões bem diferentes: o núcleo, que é onde se produzem as reacções nucleares que transformam a massa em energia através da fusão nuclear. Acima desta achamos a região radioactiva e por último a região convectiva. Nenhuma destas regiões pode ser observada de forma directa já que a radiação é completamente absorvida (e reemitida) e o conhecimento que temos delas é através de modelos teóricos ou observações indirectas, principalmente por meio da heliosismologia. Por cima da região convectiva encontramos a fotosfera. A luz irradiada pela fotosfera não é completamente atenuada pelas camadas superiores e portanto se converte na região mais funda que podemos observar do Sol. Na fotosfera, a emissão acontece em todas as bandas do espectro luminoso produzindo a luz branca característica do Sol ao olho nu. A região encontra-se a uma temperatura média de 5.775 K (ou 5.502 o C) e tem uma densidade de 1014 a 1015 partículas por cm quadrado. As camadas superiores à fotosfera são chamadas de atmosfera solar. A primeira, logo acima da fotosfera, é a cromosfera, cuja temperatura varia dos 6.000 K até os 30.000 K, com uma espessura de uns 2.300 km, embora existe muita controvérsia a respeito. A camada mais externa chama-se coroa, e sua temperatura vai de 1 milhão até vários milhões de graus kelvin. Em contrapartida a densidade da coroa é muito baixa, sendo de 1010 cm-3 em sua base e diminuindo em direcção oposta ao centro do Sol. A coroa não possui limite superior, pode-se dizer que ela se estende pelo Sistema Solar inteiro. Entre a cromosfera e a coroa há uma estreita faixa chamada região de transição. Um dos grandes problemas da física solar é explicar que mecanismo consegue aumentar a temperatura da atmosfera solar dos perto de 5.500 K da fotosfera para o milhão de graus da Coroa. O ciclo solar tem muitos efeitos importantes, que influenciam nosso planeta. Estudos de heliosismologia executados a partir de sondas espaciais permitiram observar certas "vibrações solares", cuja frequência cresce com o aumento da actividade solar, acompanhando o ciclo de 11 anos de erupções, a cada 22 anos existe a manifestação do chamado hemisfério dominador, além da movimentação das estruturas magnéticas em direcção aos pólos, que resulta em dois ciclos de 18 anos com incremento da actividade geomagnética da Terra e da oscilação da temperatura do plasma ionosférico na estratosfera de nosso planeta. A ionosfera se localiza entre 60 e 400 km de altitude, é composta de íons, plasma ionosférico, e, devido à sua composição, reflecte ondas de rádio até aproximadamente 30 MHz.
A fotosfera do Sol é uma camada com 100 km de espessura e aparência granulada; isso é chamado de granulação fotosférica. Os grânulos são, na realidade, os topos de células de convecção que trazem o plasma quente desde o interior solar, tem em torno de 1000km de diâmetro. Outras formações notáveis da fotosfera são as manchas solares, regiões mais frias que parecem mais escuras que seus arredores mais quentes e mais brilhantes. As manchas solares são associadas a intensos campos magnéticos ou perturbações desses campos. O total de manchas solares e da actividade relacionada varia entre um mínimo e um máximo num ciclo de onze anos.

SISTEMA SOLAR -  Fonte: Wikipédia, a enciclopédia livre.