O Sol, a estrela mais próxima, está a 8 minutos-luz de nós. A segunda estrela mais próxima está 283 000 vezes mais longe, a 4,3 anos-luz de distância! Isto nos dá uma idéia da importância de estudarmos o Sol para entender como são as outras estrelas.
Elas podem ser menores ou maiores, mais frias ou mais quentes, mais ou menos estáveis, mas todas elas se baseiam num mesmo princípio: a transformação de matéria em energia. Sabemos que a reação primária é a transformação de hidrogênio em hélio. Nesta transformação uma pequena parcela da massa do hidrogênio, cerca de 0,007, é transformada em energia segundo a famosa equação que Albert Einstein entregou ao mundo: E = m c2 . Como c , a velocidade da luz é um número extraordinariamente grande, a quantidade de energia liberada pela pequena diferença de massa, para cada átomo de hidrogênio transformado é enorme. O Sol gera uma potência de 3,6E+23 kW. Toda a energia que utilizamos da Terra é ou foi, primária ou secundariamente, fornecida pelo Sol. Desde a lenha de nossas fogueiras primitivas até o combustível dos ônibus espaciais.
Basicamente, o Sol é uma grande massa pulsante de gás quente, com 1 392 000 km de diâmetro, e oscilando cerca de 4 km a cada 2 horas e 40 minutos. No núcleo do Sol estão os elementos mais pesados e o plasma a temperaturas altíssimas, cerca de 13 000 000 kelvins, que mantêm a reação de fusão nuclear. Uma teoria recente postula uma alta concentração de ferro no núcleo.
Externamente, utilizando procedimentos e filtros apropriados, podemos observar a superfície, que emite luz e calor, que chamamos fotosfera (do grego photos = luz). A primeira coisa que notamos, é que o brilho não é uniformemente distribuído. O centro é mais brilhante que as bordas, existem alguns pontos escuros na região mais brilhante, e alguns pontos claros nas áreas escurecidas das bordas. Deste fato concluímos que o Sol tem uma atmosfera, a cromosfera . Quando olhamos para o centro do Sol, a luz atravessa uma camada menor desta atmosfera, por isso o vemos mais claro. Quando olhamos para as bordas, uma camada maior da atmosfera atenua o brilho. Ampliada, esta superfície tem um aspecto granuloso. Cada grânulo tem cerca de 1 000 km.
Aos pontos escuros chamamos manchas solares , buracos na superfície que mostram o interior de temperatura mais baixa (1 000 kelvins menos que a fotosfera), que em contraste com o campo brilhante, nos parecem escuros. Ao telescópio conseguimos separar uma parte central mais escura, a umbra , contornada por uma região mais clara, a penumbra . Uma mancha solar pode durar por semanas. Como elas são relativamente imóveis, nos permitiram medir a rotação sideral do Sol, que dura cerca de 25 dias no equador. Como o Sol é uma bola de gás, a rotação não é igual em todas as latitudes, decrescendo até a região polar, que gira a cada 30 dias. Deste modo temos para o Sol uma "rotação média" de 25,38 dias. Esta rotação diferenciada cria um atrito interno gerando campos elétricos e magnéticos muito fortes, que revolvem a zona de convecção .
O eixo de rotação do Sol tem uma inclinação de 7,25 graus com o plano da eclíptica (plano da órbita da Terra), o que nos permite observar melhor os pólos.
A observação, contagem e plotagem das manchas solares num gráfico nos levou a determinar um ciclo de atividades de aproximadamente 11 anos, entre seus máximos e mínimos. Este gráfico é conhecido por Diagrama da Borboleta, e
foi plotado pela primeira vez por E. W. Maunder.
Com o passar do tempo o aparecimento das manchas, originalmente em altas
latitudes, vai se deslocando para a região equatorial. Quando a incidência de manchas começa a diminuir no equador, aparece novamente, nas altas latitudes, mas com a polaridade invertida.
Com a descoberta da inversão de polaridade das manchas, a cada ciclo de 11 anos, tivemos que corrigir o período do ciclo completo para 22 anos.
Às vezes conseguimos ver manchas claras alongadas, são as faculae (plural de facula ), que estão ligadas às manchas solares, mas que duram mais tempo, mesmo depois que as manchas desaparecem. São vistas mais facilmente nas bordas do Sol, que estão escurecidas pela cromosfera . Elas são elevações de gases mais quentes acima da cromosfera, como num líquido em ebulição.
Proeminências são nuvens ou jatos de gases mais quentes, oriundos da zona de convecção , camada inferior à fotosfera, que são lançados acima da cromosfera, na coroa solar , e seguem as linhas do campo magnético do Sol. São observadas na borda do Sol durante os eclipses, com o uso do espectroscópio, do coronógrafo ou através de filtros especiais, como o H a , filtro que deixa passar a radiação do hidrogênio alfa, barrando os outros comprimentos de onda. Com este filtro podemos observar o interior do Sol, mais escuro, através da fotosfera, que é muito mais brilhante.
Quando matérias mais frias são lançadas para fora, formam os filamentos , que são longas proeminências escuras, o que indica temperaturas mais baixas, que também podem ser vistos com o uso destes filtros.
A coroa solar , ou corona , é uma tênue nuvem de gás ionizado, a uma temperatura muito alta, da ordem de um milhão de kelvins, que envolve o Sol, de uma maneira irregular, sem um limite definido. Alguns cientistas afirmam que chega a 12 diâmetros solares, outros consideram que a corona se estende até a órbita da Terra. A parte baixa da corona, chamada coroa K, normalmente só é vista durante os eclipses do Sol. Seu formato varia segundo o ciclo das manchas solares.
Hoje dispomos de observatórios especiais em órbita, como o Soho (Solar and heliospheric observatory), que monitorizam as variações da coroa solar em comprimentos de onda que não recebemos na superfície da Terra, já que são barrados por nossa atmosfera.
A massa do Sol é de 1,99E+30 kg, ou seja, 330.000 vezes a massa da Terra.
25-mai-2002 