SISTEMAS DE INFORMACOES GERENCIAIS

Estrutura solar[editar | editar código-fonte]

Uma ilustração da estrutura do Sol:

1. Núcleo

2. Zona de radiação

3. Zona de convecção

4. Fotosfera

5. Cromosfera

6. Coroa

7. Mancha solar

8. Grânulos

9. Proeminência solar

O Sol, tal como outras estrelas, é uma esfera de plasma que se encontra em equilíbrio hidrostático entre as duas forças principais que agem em seu interior. Em sentido oposto ao núcleo solar, estas forças são as exercidas pela pressão termodinâmica, produzida pelas altas temperaturas internas. No sentido do núcleo solar, atua a força gravitacional. O Sol é uma estrela da sequência principal que contém cerca de 99,86% da massa do Sistema Solar. É uma esfera quase perfeita, com um achatamento de apenas nove milionésimos,29 o que significa que seu diâmetro polar difere de seu diâmetro equatorial por apenas 10 km. Como o Sol é uma esfera de plasma, e não é sólido, gira mais rápido em torno de si mesmo no seu equador do que em seus pólos. Porém, devido à constante mudança do ponto de observação da Terra, na medida em que esta orbita em torno do Sol, a rotação aparente do Sol é de 28 dias.30 O efeito centrífuga desta lenta rotação é 18 milhões de vezes mais fraco do que a gravidade na superfície do Sol no equador solar. Os efeitos causados no Sol pelas forças de maré dos planetas são ainda mais insignificantes.31 O Sol é uma estrela da população I, rico em elementos pesados.nota 1 33 O sol pode ter se formado por ondas resultantes da explosão de uma ou mais supernovas.34 Evidências incluem a abundância de metais pesados (tais como ouro e urânio) no Sistema Solar levando em conta a presença minoritária destes elementos nas estrelas de população II. A maior parte dos metais foram provavelmente produzidos por reações nucleares que ocorreram em uma supernova antiga, ou via transmutação nuclear via captura de nêutrons durante uma estrela de grande massa de segunda geração.33

O Sol não possui uma superfície definida como planetas rochosos possuem, e, nas partes exteriores, a densidade dos gases cai aproximadamente exponencialmente à medida que se vai afastando do centro.35 Mesmo assim, seu interior é bem definido. O raio do Sol é medido do centro solar até o limite da fotosfera. Esta última é simplesmente uma camada acima do qual gases são frios ou pouco densos demais para radiar luz em quantidades significativas, sendo, portanto, a superfície mais facilmente identificável a olho nu.36

O interior solar possui três regiões diferentes: o núcleo, onde se produzem as reações nucleares que transformam a massa em energia através da fusão nuclear, a zona radiativa e a zona de convecção. O interior do Sol não é diretamente observável, já que a radiação é completamente absorvida (e reemitida) pelo plasma do interior solar, e o Sol em si mesmo é opaco à radiação electromagnética. Porém, da mesma maneira que a sismologia utiliza ondas geradas por terremotos para revelar o interior da Terra, a heliosismologia utiliza ondas de pressão (infravermelho) atravessando o interior do Sol para medir e visualizar o interior da estrutura solar.37 Modelos de computador também são utilizados como instrumentos teóricos para investigar camadas mais profundas do Sol.38

Núcleo[editar | editar código-fonte]

Ver artigo principal: Núcleo solar

Acredita-se que o núcleo do Sol estende-se do centro solar até 0,2 a 0,25 raios solares.39 O centro do Sol possui uma densidade de até 150 g/cm³,40 41 150 vezes a densidade da água na Terra, e uma temperatura de cerca de 13 600 000 K. Análises recentes da missão SOHO indicam que a rotação do núcleo solar é mais rápida que a do restante da zona de radiação.39 Atualmente, e durante grande tempo da vida solar, a maior parte da energia produzida pelo Sol é gerada por fusão nuclear via cadeia próton-próton, convertendo hidrogênio em hélio.42 Menos de 2% do hélio gerado no Sol provém do ciclo CNO. O núcleo solar é a única parte do Sol que produz energia em quantidade significativa via fusão. O restante do Sol é aquecido pela energia transferida do núcleo para as regiões externas. Toda a energia produzida pela fusão precisa passar por várias camadas até a fotosfera antes de escapar para o espaço como luz solar ou energia cinética de partículas.43 44

Produção de energia[editar | editar código-fonte]

Ver artigo principal: Cadeia próton-próton e nucleossíntese estelar

Diagrama da cadeia próton-próton, o ciclo de fusão nuclear que gera a maior parte da energia do Sol.

A fusão de hidrogênio ocorre primariamente segundo uma cadeia de reações chamada de cadeia próton-próton:45

4 ¹H → 2 ²H + 2 e+ + 2 νe (4,0 MeV + 1,0 MeV)

2 ¹H + 2 ²H → 2 3He + 2 γ (5,5 MeV)

2 3He → 4He + 2 ¹H (12,9 MeV)

Estas reações podem ser sumarizadas segundo a seguinte fórmula:

4 ¹H → 4He + 2 e+ + 2 νe + 2 γ (26,7 MeV)

O Sol possui cerca de 8,9 x 1056 núcleos de hidrogênio (prótons livres), com a cadeia próton-próton ocorrendo 9,2 x 1037 vezes por segundo no núcleo solar. Visto que esta reação utiliza quatro prótons, cerca de 3,7 x 1038 prótons (ou 6,2 x 1011 kg) são convertidos em núcleos de hélio a cada segundo.44 Esta reação converte 0,7% da massa fundida em energia,46 e como consequência, cerca de 4,26 milhões de toneladas métricas por segundo são convertidos em 383 yotta-watts (3,83 x 1026 W),44 ou 9,15 x 1010 megatoneladas de TNT de energia por segundo, segundo a equação de massa-energia E=mc² de Albert Einstein.47

A densidade de potência é de cerca de 194 µW/kg de matéria,48 e, embora visto que a fusão ocorra no relativamente pequeno núcleo solar, a densidade da potência do plasma nesta região é 150 vezes maior.49 Em comparação, o calor produzido pelo corpo humano é de 1,3 W/kg, cerca de 600 vezes maior do que no Sol, por unidade de massa.50

Mesmo tomando em consideração apenas o núcleo solar, com densidades 150 vezes maior do que a densidade média da estrela, o Sol produz relativamente