Apresentação do PowerPoint

O sol
A origem do Sol
Uma nuvem de gás em contracção
Há cerca de cinco biliões de anos, uma nublosa (uma concentração d gases e poeiras luminosas) começou a
aglutinar-se e a contrair-se. Tal como aconteceu com a massa da pizza que se põe a girar no ar, esta nublosa
transformou-se num disco achatado, com um bojo no centro.
A força da gravidade
Enquanto a nublosa continuava a girar, a força da gravidade atraia matéria para o centro. Cada vez mais
átomos de gás caíam no núcleo, aumentando a sua densidade e a sua temperatura. Em consequência disso, o
núcleo interior ficou incandescente.
Quase uma estrela
Ao contrair-se ainda mais, o núcleo incandescente ficou com um tamanho 50 vezes superior ao que o sol tem
hoje. Continuaram a cair átomos no núcleo, onde a intensidade da força da gravidade começou a esmaga-los.
Nasce uma estrela
Depois de ter diminuído durante 10 milhões de anos, o Sol recém-nascido estabilizou com um tamanho
ligeiramente superior ao actual. A temperatura do núcleo tinha atingido os 10 milhões de graus kelvin e
iniciaram-se as reacções nucleares.
O sol actual
Actualmente com 4,6 biliões de anos, o Sol já queimou cerca de metade do hidrogénio do seu núcleo. Este
processo prolongar-se-á por mais cinco biliões de anos.
Nesta fotografia em cima está representado a
nebulosa que deu origem ao sistema solar.
A evolução do sol ao longo dos
tempos
Idade do sol
Luminosidade
Diâmetro
Temperatur
a do núcleo
1.000 anos
500 vezes
superior á actual
72 milhões
de km
15.000 graus
K
10.000 anos
90 vezes superior
á actual
29 milhões
de km
75.000 graus
K
100.000 anos
10 vezes superior
á actual
11 milhões
de km
800.000
graus K
1 milhão de
anos
O dobro da
actual
6.5 milhões
de km
4 milhões de
graus K
100 milhões
de anos
Dois terços da
actual
1.300.00
km
15 milhões de
graus K
4.6 biliões de
anos (hoje)
O dobro da das
estrelas médias
da galáxia
1.391.960
km
15 milhões de
graus K
A evolução do sol ao longo dos tempos
De que é feito o sol?
Como uma cebola incandescente, 110 vezes maior do que a Terra, o
sol é constituído por várias camadas em torno do de um núcleo. O
hidrogénio constitui cerca de três quartos do sol e o hélio cerca de
um quarto, restando uma pequena fracção de outros elementos. A
quantidade total de matéria do sol, ou massa, é pequena quando
comparada com o volume ou a quantidade de espaço que ocupa, o
que significa que tem uma densidade baixa. Mas no núcleo, a
matéria está tão densamente comprimida que um pedaço do
tamanho de uma noz pesaria mais que uma melancia. A energia
proveniente do fogo do núcleo erradia através de uma camada
intermédia. Seguidamente há uma zona de convecção que transfere
o calor da região interior para a superfície ou fotosfera, a parte do
sol visível da Terra. Acima da fotosfera ficam duas camadas de
atmosfera: a cromosfera e a coroa, que normalmente não são
visíveis.
A estrutura do sol
O sol é fundamentalmente composto por hidrogénio (cerca de 70%), hélio (cerca de
29%), e uma certa quantidade de elementos pesados (cerca de 1%).
O núcleo do Sol, de 400 000 km de diâmetro, é a região da estrela em que se
concentram cerca de 60% da sua massa, com uma temperatura da ordem dos 25 milhões de
graus. Nesta região ocorrem os processos termonucleares que geram a energia emitida pelo Sol e
que é radiada em direcção à superfície, até uma distância de 100 000 km do seu centro, região
a partir da qual emerge até à superfície da estrela por convecção da matéria que forma as
camadas situadas por cima do núcleo (região convectiva): A região situada por cima dela, a
fotosfera, tem uma temperatura de 6000º e apresenta um aspecto sarapintado devido à
estrutura celular que é atribuída a fortes correntes verticais de convecção (com velocidades de
até um 1km/s) e que recebe o nome de granulação. Nessa região produzem-se as manchas
solares. A região situada por cima da fotosfera, a cromosfera, é quase transparente à passagem
da energia solar, tem vários milhares de quilómetros de espessura, e a temperatura aumenta
até alcançar 45 000º no fundo e um milhão de graus nas camadas exteriores, enquanto a
densidade da matéria que a compõe (gases altamente rarefeitos) vai decrescendo. A região mais
externa do Sol é a chamada coroa solar e estende-se pelo meio interplanetário onde o vento solar
transporta as partículas atómicas até aos confins do sistema. Tem uma espessura de poucos
quilómetros. Apresenta duas camadas bem diferenciadas, a interna ou coroa interior, composta
por correntes de partículas atómicas que seguem as linhas do campo magnético da superfície
solar, e a externa ou coroa exterior, com uma temperatura ainda elevada, de um milhão de
graus, embora a densidade das partículas que a formam seja muito menor em comparação com
a interior.
A estrutura do sol
As manchas solares
As manchas solares são manchas escuras que aparecem na superfície do Sol, devidas, segundo se
crê, a depressões da fotosfera solar e foram descobertas por Galileu Galilei e David Fabricius
(1564-1617) em 1610. A sua estrutura é composta por um núcleo escuro, chamado sombra, rodeado
por um halo mais claro que tem o nome de penumbra.
As manchas desenvolvem-se a partir de pequenos poros e estendem-se frequentemente por
grandes superfícies, formando grupos. A vida das manchas solares vai de alguns dias até vários
meses.
Actualmente, considera-se que têm a sua origem em processos turbulentos de correntes nas quais
se geram campos magnéticos que chegam a alcançar intensidades enormes; a temperatura no
núcleo das manchas é aproximadamente
1500º mais baixa do que a da fotosfera.
O fenómeno da aparição de manchas solares
associa-se igualmente ou das fagulhas, zonas
de forma irregular compostas por nuvens de
hidrogénio de elevada temperatura e grande
luminosidade.
Várias manchas solares
Na fotografia em cima, está representado o número de manchas
solares do actual ciclo solar que parece ter atingido um máximo em
meados do ano 2002 e novamente, no final do ano de 2001.
Os eclipses do sol
Os eclipses do Sol são fenómenos que se produzem quando a Lua se interpõe
entre ele e a Terra. Podemos distinguir três tipos diferentes de eclipses do Sol,
dependendo da posição que a Terra ocupa dentro do cone de sombra criado
pela interposição da Lua e que se divide em duas partes diferenciadas: a
sombra e a penumbra.
Quando as dimensões do Sol e da Lua são exactamente iguais a partir da
Terra, produz-se o chamado eclipse total. Quando a Terra se encontra situada
para além do vértice do cone de sombra, produz-se um eclipse anular, pois
neste caso o tamanho aparente da Lua é um pouco menor que o do Sol, pelo
que este cobre apenas parte daquele, deixando a descoberto a fotosfera solar
e formando um anel brilhante ao longo do bordo lunar. Finalmente, pode
verificar-se o eclipse parcial, durante o qual a Terra apenas penetra
parcialmente no cone de penumbra.
O que faz o sol brilhar?
O núcleo do Sol arde com uma intensidade muito superior a qualquer fogo
terrestre. O seu calor e a sua luz provêm da fusão nuclear, um processo que
funde núcleos atómicos mais leves com os mais pesados. As reacções da
fusão também convertem a massa em energia, de acordo com a famosa
equação de Albert Einstein: E=mc2 (a energia é igual à massa vezes o
quadrado da velocidade da luz). No núcleo do Sol, o hidrogénio funde-se
com o hélio, convertendo entre 3 a 4 milhões de toneladas de massa em
energia, em cada segundo.
A fusão nuclear
O núcleo de um átomo contém um ou mais protões e pode conter um ou mais
neutrões.
Os electrões gravitam em torno do núcleo.
No interior do Sol, a pressão e o calor intensos libertam os electrões, deixando
um caldeirão de núcleos expostos. A pressão e o calor também esmagam
protões, forjando núcleos de hélio a partir de núcleos de hidrogénio, em três
fases.
Primeiro, dois núcleos de hidrogénio, que são dois protões, fundem-se para
formarem um núcleo de neutrão e libertam um protão e um neutrão.
Depois, o neutrão, ou núcleo de hidrogénio pesado, une-se a outro protão,
para se transformar em hélio leve, libertando energia sob a forma de raio
gama. Por fim, fundem-se dois núcleos de hélio leve, libertando dois dos
protões.
O núcleo de hélio daí resultante, constituído por dois protões e dois neutrões,
contém pouco menos massa que a que os protões tinham originalmente massa que foi convertida em energia
Bruno Miguel 10ºA nº3
Tiago Alexandre 10ºA nº22
Fim