Astronomia_12

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Auta Stella Medeiros Germano
Joel Câmara de Carvalho Filho
AstronomiaD I S C I P L I N A
O Sol
Autores
aula
12
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Carvalho Filho, Joel Câmara de.
Astronomia: Interdisciplinar / Joel Câmara de Carvalho Filho, Auta Stella de Medeiros Germano. – 
Natal, RN: EDUFRN, 2007.
300 p. : il.
ISBN 978-85-7273-376-2
1. Astronomia. 2. Sistema Solar. 3. Fenômenos astronômicos. 4. Astrofísica. 5. Cosmologia. 
I. Germano, Auta Stella de Medeiros.
CDD 520
RN/UF/BCZM 2007/54 CDU 52
Aula 12 Astronomia 1
1
3
2
Apresentação
Nesta aula, apresentaremos uma descrição das mais importantes características do Sol e estudaremos a evolução do conhecimento científi co sobre como a energia emitida por ele é gerada no seu interior. Faremos uma descrição do interior e da atmosfera 
solar, dos principais fenômenos que ali ocorrem e como podem infl uenciar a vida na Terra.
Objetivos
Entender as principais características físicas do Sol.
Identifi car os processos físicos responsáveis pela geração 
de energia no interior do Sol.
Compreender a importância do Sol para a vida na Terra.
Aula 12 Astronomia2
Não podemos viver sem o Sol
T ente imaginar que um dia você acorda e lá fora está tudo escuro. Você pensa que ainda é noite, olha para o relógio e vê que na verdade já é de manhã. Então, você se pergunta: onde está o Sol? Percebe que faz um frio tremendo, um frio como nunca viu igual na sua 
cidade. Você sai à rua e vê seus vizinhos todos conversando e olhando para o céu procurando 
o Sol que não apareceu naquela manhã. Todos começam a falar alto, correr de um lado para 
outro e se desesperar. Quase ninguém vai para o trabalho e, à medida que o tempo passa, o 
frio aumenta. Chega a noite, ou melhor, a hora em que o Sol deveria estar se pondo, e você, 
juntamente com toda a população, fi ca na expectativa de que o Sol volte no dia seguinte. 
Mas, ele não aparece e tudo vira um caos. À medida que os dias vão passando, o frio se torna 
insuportável, começa a faltar alimentos, o fornecimento de energia elétrica é descontinuado, 
as comunicações são interrompidas. Não mais choverá, as plantas não crescerão, toda a água 
fi cará congelada. É certo que, depois de algum tempo, a vida sobre a Terra chegará ao fi m. 
Com isso, você pode perceber a importância do Sol para nós e entender que não podemos 
viver sem ele (Figura 1).
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Figura 1 - Representação do Sol e sua relação com o homem numa gravura antiga
Aula 12 Astronomia 3
O Sol e a vida sobre a Terra 
A energia gerada pelo Sol irradia-se por todo o espaço, aquece e ilumina a Terra. Toda vida no nosso planeta depende dessa fonte de energia (Figura 2). Sem a presença do Sol, não haveria vida na Terra; pois quase todos os fenômenos atmosféricos são uma conseqüência 
do aquecimento produzido por ele. A água do mar e do solo é evaporada e condensa-se sob a 
forma de nuvens que depois a despejam de volta à Terra quando chove. A chuva vai irrigar o solo, 
realimentar os rios que despejam a água no mar e, então, recomeça o ciclo. 
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Figura 2 - Sol e Vida 
A luz emitida pelo Sol é absorvida pelas plantas, as quais convertem o gás carbônico em 
oxigênio e, através do processo de fotossíntese, crescem, desenvolvem-se e geram alimento 
para todos os animais, inclusive o Homem. Esse processo acontece tanto em terra como em 
toda a extensão dos oceanos. Assim, o Sol fornece toda a energia necessária para manter a 
vida na Terra.
O Sol emite não apenas radiação luminosa (luz visível), mas também raios infravermelhos 
e raios ultravioletas. O calor aquece o meio ambiente, os animais e a nós mesmos, permitindo 
assim a preservação da vida. Já os raios ultravioletas em altas doses são prejudiciais à saúde, 
podendo causar queimaduras e, a longo prazo, câncer de pele. Felizmente, a atmosfera da Terra 
nos protege fi ltrando a maior parte dessa radiação.
Pare um instante e pense um pouco sobre isto: as plantas produzem alimentos a 
partir da luz solar, os animais comem as plantas e nós comemos os animais (ou 
as plantas). Ou seja, sem a luz do Sol, as plantas não produziriam alimentos e 
então morreríamos de fome. Além disso, as plantas transformam o gás carbônico 
em oxigênio, o qual nós e os outros animais respiramos. O Sol aquece o nosso 
planeta e sem ele morreríamos congelados. Os ventos são uma conseqüência 
da ação do Sol que também produz as nuvens, a chuva e todo o clima da Terra.
Aula 12 Astronomia4
Características gerais do Sol
C omo já vimos na aula 11 (O Sistema Solar), o Sol é a estrela que está no centro do nosso sistema planetário: o Sistema Solar. Vimos também que a Terra, assim como os outros planetas, asteróides e cometas, giram em torno do Sol em órbitas de tamanhos variados. 
A Terra, por exemplo, encontra-se a uma distância média de 150 milhões de quilômetros; e 
o Sol reina absoluto no centro do Sistema Solar, concentrando mais de 98% da sua massa.
Na Grécia Antiga era chamado de “Hélios”. Segundo a mitologia grega, Hélios era o 
deus do sol, um deus que via e ouvia todas as coisas. Todos os dias, ele conduzia pelo céu 
sua carruagem de fogo puxada por quatro cavalos (Figura 3), partindo do leste (nascente) 
e chegando ao anoitecer no oeste (poente). O elemento químico Hélio foi descoberto 
primeiramente no Sol e por isso recebeu esse nome; posteriormente, foi encontrado na Terra.
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Figura 3 - O deus grego do sol, Hélios, conduzindo sua carruagem de fogo
Podemos dizer que, comparado com outras estrelas conhecidas, o Sol é uma estrela 
típica, ou seja, não é muito maior nem muito menor do que a maioria. Em geral, as estrelas 
possuem massas no intervalo que vai de 1/3 a 3 vezes a massa do Sol. São muito poucas as 
estrelas que possuem massa maior que, por exemplo, 10 vezes a massa do nosso Sol. Na 
verdade, o Sol faz parte de um sistema maior de estrelas, o qual denominamos de galáxia. 
Nossa galáxia é chamada Via Láctea e possui mais de 100 bilhões de estrelas.
O Sol é uma enorme esfera de gás com um raio de aproximadamente 700 mil quilômetros, 
o que é 109 vezes maiorque o raio da Terra. Se fosse oco, no seu interior caberia mais de 1 
milhão de planetas Terra; porém, sua massa é 330 mil vezes maior que a da Terra. O Sol também 
gira em torno do seu próprio eixo e completa uma rotação em aproximadamente 28 dias.
Aula 12 Astronomia 5
Como você viu na aula 10 (Leis de Kepler e a gravitação universal), a órbita da Terra, 
assim como a dos outros planetas, não é perfeitamente circular, possui a forma de uma elipse 
que parece com um círculo ligeiramente ovalado. O Sol encontra-se num dos focos da elipse 
e existe uma época do ano, por volta de 2 de janeiro, em que a Terra fi ca mais próxima do Sol, 
a aproximadamente 147 milhões de quilômetros, ponto que é chamado de periélio. O ponto 
mais afastado da órbita é chamado de afélio, pelo qual a Terra passa em 2 de julho, fi cando a 
152 milhões de quilômetros do Sol. Mas, atenção, essa não é a explicação para a ocorrência 
das estações do ano, estas se devem a outro fenômeno que é uma conseqüência da inclinação 
do eixo da Terra com relação a sua órbita em torno do Sol.
Nunca olhe diretamente para o Sol com o 
olho nu, com um binóculo ou telescópio. Isso 
é extremamente perigoso, pois pode danifi car 
a sua retina, causar catarata ou mesmo a 
cegueira. Existem fi ltros especiais para a 
observação solar e você deve consultar um 
especialista antes de fazer qualquer tentativa 
nesse sentido.
ATENÇÃO!
A fonte de energia do Sol
O Sol parece uma imensa bola de fogo amarelada. Porém, não devemos pensar que ele está “pegando fogo”, pois o que ocorre é que a sua superfície é tão quente que chega a emitir luz. Imagine o que acontece com um pedaço de ferro quando o aquecemos: 
inicialmente, ele se torna avermelhado e, se sua temperatura continuar subindo, ele começa a 
emitir uma luz amarelada muito intensa. A temperatura da superfície do Sol é extremamente 
elevada, chegando a 6000 graus centígrados, a qual você pode comparar com a temperatura 
necessária para fundir o ferro, de aproximadamente 1500 graus. Um outro exemplo é a 
temperatura do fi lamento incandescente de uma lâmpada, que pode atingir 2000 graus. 
Como você pode ver, nenhum elemento ou composto existente na Terra poderia resistir às 
temperaturas tão altas da superfície solar. Até mesmo os materiais mais refratários (resistentes) 
ao calor seriam fundidos e evaporariam. Assim, tudo o que encontramos no Sol se encontra 
num estado gasoso.
Agora, você pode se perguntar: se o Sol não está queimando, o que mantém a sua 
superfície tão quente? 
Aula 12 Astronomia6
Atividade 1
1
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2.
A Astronomia tem uma resposta para tal pergunta. Na verdade, o Sol possui 
uma “fornalha nuclear” no seu núcleo. E o que vem a ser isso? A seguir, vamos tentar 
responder contando como os cientistas foram aperfeiçoando seus conhecimentos 
em vários campos da Ciência, desde o século XVIII até chegar a uma resposta 
satisfatória em meados do século XX.
Faça uma entrevista com alunos do Ensino Médio e Fundamental, 
focalizando a seguinte pergunta: “Em sua opinião, o que mantém o 
Sol aquecido?” Em seguida, faça um resumo das respostas obtidas.
Agora, apresente a sua opinião sobre a questão focalizada nas 
entrevistas.
Aula 12 Astronomia 7
Através do estudo detalhado de modelos matemáticos para a evolução das estrelas, os 
astrônomos concluem que a idade do Sol é de aproximadamente 4,5 bilhões de anos. Eles 
descobriram que se o Sol queimasse como o carvão queima numa fornalha, não duraria mais 
que alguns mil anos. Vejamos por que: o Sol emite energia numa taxa 
L =
ΔE
Δt
= 3, 8 × 1026 J/s ,
em que ΔE é a energia emitida no intervalo de tempo Δt . Isso é o que denominamos 
luminosidade solar (energia por unidade de tempo). Lembre-se de que 1 Joule/s = 1 Watt 
é uma unidade de potência. Essa quantidade de energia liberada pelo Sol, a cada 
segundo, é enorme.
Compare a quantidade de energia que o Sol libera a cada segundo com o que 
você gasta de energia elétrica na sua casa em um mês. Suponha que a sua conta 
de luz mensal seja de 500 kilowatt-hora (kWh). Isso signifi ca que em um mês 
a energia que você gastou foi 500.000 W × 3.600 s = 1, 8 × 109 J . Se você 
dividir essa quantidade de energia pelo número de segundos que existe em 30 
dias, terá a potência elétrica dissipada em sua casa, ou seja, 694 J/s , o que é 
apenas uma fração ínfi ma da potência solar 3, 8 × 1026 J/s.
Energia química da combustão
E m meados do século XVIII, durante a Revolução Industrial, o combustível mais utilizado era o carvão. Pensava-se então que o Sol poderia ser mantido “aceso” como o carvão queimando numa fornalha. Porém, se fi zermos um cálculo simples, veremos que isso é 
impossível. A energia liberada na queima do carvão é de aproximadamente 6150 kWh/tonelada
, o que corresponde a 2, 2 × 107 J/kg , ou seja, cada quilograma de carvão queimado fornece 
uma energia de 22 milhões de Joules. Se o Sol queimasse como uma fornalha de carvão, para 
calcular a energia por ele liberada, precisamos multiplicar esse número pela massa do Sol, que 
é igual a 2 × 1030 kg. Assim, teríamos a energia disponível no Sol:
ΔE = 2, 2 × 107 J/kg × 2 × 1030 kg = 4, 4 × 1037 J .
Voltemos à defi nição de luminosidade L =
ΔE
Δt
. Disso, podemos concluir que, se 
tivermos uma energia disponível ΔE , com o Sol emitindo radiação numa taxa L, tal energia 
se esgotaria num tempo igual a
Δt =
ΔE
L
Aula 12 Astronomia8
Se o combustível do Sol fosse o carvão, sua massa disponibilizaria uma energia 
ΔE = 4, 4 × 1037 J . Como ele queima a uma taxa L = 3, 8 × 1026 W , o seu tempo 
de vida seria
Δt =
4, 4 × 1037 J
3, 8 × 1026 W = 1, 2 × 10
11 s = 3.800 anos .
Esse tipo de cálculo é válido para outros tipos de transformação química. Alguns milhares 
de anos é um tempo muito curto, menor até mesmo que a civilização do Egito Antigo. Hoje, 
o Sol estaria reduzido a cinzas. Além disso, os geólogos, no início do século XIX, já tinham 
calculado que a Terra deveria ter mais de 10 ou 100 milhões de anos. Assim, como podia ser 
a Terra mais velha que o Sol? Outra explicação se fez necessária.
Energia gravitacional
P or volta de 1850, o físico alemão Hermann von Helmholtz (1821-1894) lançou uma hipótese bem mais plausível para a origem da fonte de energia do Sol. Ele imaginou que no início o Sol era uma esfera de gás extremamente grande, a qual, sob a ação da 
gravidade própria, começou a se contrair até atingir seu raio atual.
Uma propriedade bem conhecida dos gases nos diz que, quando comprimido, o gás se 
aquece e, quando expandido, se resfria. No processo de compressão, o gás que constitui o 
Sol se aquece e vai liberando enorme quantidade de energia sob a forma de radiação térmica e 
luminosa. Como a compressão da esfera de gás ocorre devida à força da gravidade, a energia 
liberada pelo Sol seria de origem puramente gravitacional. O que acontece é que a energia 
potencial gravitacional é transformada, através da contração da estrela, em energia térmica.
Podemos calcular a energia gravitacional de uma esfera auto-gravitante de massa M e 
raio R. Ela é igual a
U = −3
5
GM2
R
,
sendo G = 6, 67 × 10−11 N.m2/kg2 a constante da gravitação. Convenciona-se que tal 
energia, também chamada de energia potencial gravitacional, é uma quantidade negativa. Existe 
um teorema na Física (Teorema do Virial) que afi rma ser a energia térmica ou energia interna 
igual a –U/2. Sendo assim, a energia disponível para ser irradiada será
ΔE =
3
10
GM2
R
.
Se substituirmos o valor da massa do Sol M = 2 × 1030 kg e o seu raio R = 7 × 108 m, 
obtemos
ΔE = 1, 1 × 1041 J .
Aula 12 Astronomia 9
Compare, agora, esse resultado com a energia devido à combustão, que calculamos 
anteriormente ΔE = 4, 4 × 1037 J . Voltando à equação que nos dá o tempo durante o qual 
o Sol irradiaria essa energia, teremos
Δt =
ΔE
L
=
1, 1 × 1041 J
3, 8 × 1026 J/s ≈ 1 × 10
7 anos.
Esse valor de 10 milhões de anos é bem maior que o anterior e mais próximo do valor 
atribuído à idade da Terra, na época. Contudo,ao fi nal do século XIX, os geólogos já estimavam 
uma idade para a Terra que ultrapassava 2 bilhões de anos.
A energia termonuclear
O valor adotado hoje para a idade do Sistema Solar, o Sol e os planetas é 4,5 bilhões de anos. Por meio da datação radioativa, nós sabemos que existem rochas que se solidifi caram há aproximadamente 4 bilhões de anos. Alguns microrganismos existiram 
há 3,5 bilhões de anos. Concluímos que a gravitação não pode ser a explicação para a fonte 
de energia do Sol. 
No fi nal do século XIX e início do século XX, novas descobertas científi cas nos levaram 
a encontrar uma solução defi nitiva para esse problema. Em 1896, Röntgen (1845-1923) 
e Becquerel (1852-1908) descobriram a radioatividade e, em 1905, Einstein (1879-1955) 
demonstrou a equivalência entre massa e energia na sua famosa equação:
E = mc2 .
Em 1911, foi descoberto o núcleo atômico e, nos anos 1920, iniciou-se o estudo das 
reações nucleares.
O astrônomo Arthur Eddington (1882-1944) sugeriu que, durante uma reação nuclear, 
quatro prótons (núcleo do átomo de hidrogênio) podem se fundir para formar um núcleo de 
hélio, composto por dois prótons mais dois nêutrons (2p + 2n). Entretanto, a soma das massas 
dos quatro prótons é 0,7% maior que a massa do núcleo de hélio. Esse excesso de massa 
é completamente transformado em energia durante a reação nuclear segundo a fórmula de 
Einstein. Tal reação de fusão acontece em três estágios e é chamada “cadeia próton-próton” 
ou “ciclo próton-próton”. A reação do ciclo p-p pode ser resumida da seguinte forma:
41H → 4He + energia .
Podemos calcular a energia liberada durante a reação de fusão do hidrogênio em hélio 
da seguinte maneira: cada 1 quilograma de hidrogênio se funde e dá 0,993 quilogramas de 
hélio. A energia liberada será a diferença de massa (0,007 kg) multiplicada pela velocidade da 
luz ao quadrado:
Aula 12 Astronomia10
Com base no texto que estudamos nesta seção, responda às questões seguintes.
Quais foram os três processos propostos pelos cientistas para a 
geração da energia no Sol?
Por quanto tempo o Sol “queimaria” em cada um deles?
Qual o processo de geração de energia aceito hoje pelos astrônomos?
Atividade 2
1
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3
E = mc2 = 0, 007kg × (3 × 108 m/s)2 = 6, 3 × 1014 J .
Agora, você pode voltar à fórmula da luminosidade do Sol, L =
ΔE
Δt
, e calcular por 
quanto tempo ele brilhará convertendo hidrogênio em hélio através da fusão nuclear. Vamos 
supor que ele converta apenas 10% da sua massa de 2 × 1030 kg em energia. Como você 
viu anteriormente, temos um fornecimento de 6, 3 × 1014 J/quilograma . Portanto, 10% da 
massa total forneceriam 
ΔE = 0, 1 × 2 × 1030 kg × 6, 3 × 1014 J/kg = 1, 3 × 1044 J .
Com essa energia disponível e irradiando a uma taxa de 3, 8 × 1026 J/s, o Sol brilharia 
durante
Δt =
ΔE
L
=
1.3 × 1044 J
3, 8 × 1026J/s ≈ 10 × 10
9 anos ,
ou seja, 10 bilhões de anos. Agora sim, esse é um valor satisfatório, pois hoje os 
astrônomos sabem que o Sol se formou há 4,5 bilhões de anos e poderá então nos fornecer 
energia por, pelo menos, mais 5,5 bilhões de anos.
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2
A estrutura do Sol
P odemos dividir o Sol em duas partes básicas: o interior do Sol, que é uma região esférica, opaca à luz visível e de densidade relativamente alta; e, em volta dessa região, encontramos a outra parte, a atmosfera, que é transparente à luz visível e de baixa 
densidade. Entre essas duas regiões, está a superfície do Sol, que é, em outras palavras, o limite 
entre o interior e a atmosfera. É essa superfície que nós “vemos” quando olhamos para o Sol.
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Figura 4 - Estrutura esquemática do interior solar
Aula 12 Astronomia12
O interior do Sol
Examine a Figura 4 e observe que o interior solar é dividido em três regiões: (1) o núcleo, 
(2) a zona radiativa e (3) a zona convectiva. A seguir, fazemos uma breve descrição destas.
1) O núcleo
O Sol possui uma composição química semelhante à de muitas outras estrelas: 74% de 
hidrogênio, 25% de hélio e 1% de outros elementos. Como você viu na seção anterior, através 
da reação nuclear de fusão, ele vai transformando o hidrogênio em hélio e irradiando a energia 
produzida nesse processo. Tal reação somente pode ocorrer no núcleo do Sol porque, para que 
os prótons vençam a força de repulsão elétrica entre eles e se fundam para formar um núcleo 
de hélio, é necessário que o material seja submetido a altíssimas pressões e temperaturas. 
Quando a imensa esfera de gás sofreu o colapso e se contraiu sob a ação da força da própria 
gravidade, a pressão e a temperatura na região central cresceram imensamente. Para que a 
reação de fusão tenha início, é preciso temperaturas de milhões de graus. Por essa razão, a 
temperatura no centro do Sol é de 15 milhões de graus e a pressão é da ordem de bilhões de 
atmosferas. 
Aula 12 Astronomia 13
Gravidade
Pressão 
dos gases
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Figura 5 - Equilíbrio hidrostático do Sol
A energia produzida no núcleo solar precisa ser agora transportada para o seu exterior. 
Isso pode ocorrer de três formas: por condução, irradiação e convecção. O processo de 
condução é efi ciente nos sólidos, não importando no interior do Sol; os outros dois acontecem 
em regiões distintas, como veremos a seguir.
2) A zona radiativa
Observe na Figura 6 que a zona radiativa ocupa 50% do interior do Sol. Ela começa a 
uma distância do centro igual a 0,2 R e estende-se até 0,7 R, sendo R o raio do Sol. Aqui, a 
energia gerada pela fusão nuclear é transportada através de ondas eletromagnéticas (fótons), 
ou seja, radiação. Disso decorre o nome zona radiativa. Os fótons não se propagam livremente; 
eles vão esbarrando nos átomos. Em cada um desses encontros, eles são absorvidos e, em 
seguida, reemitidos. É assim que a radiação vai se difundindo, passando de átomo a átomo, 
até atingir o topo da região. Os fótons viajam à velocidade da luz, mas não seguem uma linha 
reta. Entre uma colisão e outra eles percorrem uma pequena distância de menos de 1 mm. 
O mais impressionante é que, fazendo esse zigue-zague, os fótons levam um tempo muito 
grande para chegar ao fi m de sua jornada, que pode durar entre 100.000 e 200.000 anos! A 
temperatura, que na base da zona radiativa, próximo ao núcleo, era de 15 milhões de graus 
cai para 1 milhão na sua parte superior.
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Núcleo 
termonuclear
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1.0 R 
0.7 R 
0.2 R 
Figura 6 - Esquema das diferentes zonas no interior do Sol
Aula 12 Astronomia14
Atividade 3
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b.
3) A zona convectiva
Na região do interior do Sol, acima da zona radiativa, o gás agita-se num movimento 
circular de subida e descida indo até regiões mais profundas e voltando para próximo da 
superfície (Figura 6). Isso acontece porque o gás mais quente próximo ao topo da zona radiativa 
é menos denso e tende a subir. Ao atingir as regiões mais externas onde a temperatura é menor, 
ele resfria, torna-se mais denso e tende a descer. Você pode observar esse tipo de movimento 
numa panela colocada no fogo com água fervente. Isto é denominado de convecção e, em uma 
estrela, a região onde ela ocorre chama-se zona convectiva, a qual compreende os últimos 
30% do interior do Sol. É dessa forma que a energia é carregada nessa zona, do topo da zona 
radiativa para a superfície do Sol.
Baseado no que você estudou nas seções anteriores:
a) liste as regiões existentes no interior do Sol.
b) descreva brevemente o que ocorre em cada uma delas.
Aula 12 Astronomia 15
Cromosfera
Mancha solar
Coroa
Fotosfera
A atmosferado Sol
A atmosfera do Sol é formada por três regiões: a fotosfera, a cromosfera e a coroa, as 
quais são mostradas esquematicamente na Figura 7.
1) Fotosfera
A fotosfera é a região que constitui a base da atmosfera do Sol, sendo a única parte do 
Sol que podemos de fato ver a partir da Terra. Sua espessura é de aproximadamente 350 km e 
possui uma temperatura média de 6.000 graus. Quando observada através de um telescópio, 
pode-se perceber uma certa granulação, com aspecto borbulhante, como a superfície da água 
fervendo numa panela. Tais bolhas ou grânulos são, de fato, a parte superior das células de 
convecção e podem ter cerca de 1000 km de profundidade.
Figura 7 - Representação esquemática das regiões externas do Sol
2) Cromosfera
A cromosfera é uma camada de gás localizada acima da fotosfera cuja espessura é de 
aproximadamente 2.000 km. Normalmente, ela não é visível, pois é ofuscada pelo brilho da 
fotosfera. Uma coisa estranha acontece na cromosfera: em vez de ser mais fria do que a 
fotosfera, sua temperatura cresce com a altura, indo de 4.500 graus a aproximadamente 10.000 
graus. Os astrônomos acreditam que se trata de um processo de aquecimento através de um 
movimento ondulatório que envolve o gás e um campo magnético.
Nas bordas da cromosfera, encontramos fi lamentos de gás que sobem como labaredas 
e são chamadas “espículas”. Esses jatos elevam-se a até dezenas de milhares de quilometros 
acima da borda da cromosfera e duram alguns minutos. 
Aula 12 Astronomia16
3) Coroa
A coroa é a camada fi nal do Sol e estende-se por vários milhões de quilômetros além da 
fotosfera. Devido ao brilho intenso da fotosfera, ela só pode ser vista durante um eclipse solar 
quando a Lua encobre o disco do Sol, como mostrado na Figura 8. Também pode ser observada 
com um instrumento chamado coronógrafo, que produz um eclipse artifi cial bloqueando a 
luz da fotosfera. A coroa é bastante rarefeita, mas possui uma elevada temperatura que chega 
a ultrapassar 2 milhões de graus. Acredita-se que o processo de aquecimento da coroa seja 
idêntico ao da cromosfera, ou seja, seria causado pelo magnetismo do Sol. 
Em algumas ocasiões, o campo magnético emerge das regiões mais baixas da atmosfera 
e forma arcos. Essas estruturas magnéticas podem estender-se até a coroa, e partículas 
carregadas seguem as linhas de campo. Os arcos podem então ser observados pelos 
telescópios e são chamados de proeminências solares. 
É na coroa que acontece o fenômeno dos ventos solares, o qual se constitui num fl uxo 
contínuo de partículas emitidas pela coroa. Tais partículas, principalmente elétrons e prótons, 
viajam a 400 km/s e, quando atingem a Terra, são capturadas pelo campo magnético no 
Cinturão de Van Allen, na região chamada magnetosfera terrestre. 
Figura 8 - A coroa solar observada durante o eclipse de 1973
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Manchas e erupções solares
Você aprendeu nas seções anteriores que na região mais externa do interior do Sol o gás se agita num movimento de subida e descida carregando energia para a superfície. Uma das conseqüências desse movimento convectivo é a geração de um campo magnético 
intenso. Quando vistas de fora, tais células convectivas parecem manchas escuras e são 
chamadas de “manchas solares”. Na Figura 9, podemos observar, na imagem da esquerda, 
um grande número de manchas solares com tamanhos variados. As manchas normalmente 
aparecem em grupos de duas, nos quais uma tem um campo magnético com polaridade norte 
e a outra um campo com polaridade sul. Elas têm uma temperatura mais baixa que a dos 
arredores e parecem mais escuras em relação ao entorno mais claro.
Aula 12 Astronomia 17
Figura 9 - O Sol durante um máximo e um mínimo de atividade
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Algumas vezes, dessas manchas são expelidos jatos gigantescos de gás, conhecidos 
como “erupções solares”, que podem atingir centenas de milhares de quilômetros de altura. 
Durante essas erupções, também chamadas de tempestades solares, são emitidas grandes 
quantidades de partículas carregadas que viajam através do espaço e podem atingir a Terra 
(Figura 10). Quando isso acontece, pode haver graves conseqüências para os sistemas de 
comunicação via rádio, sistemas de navegação, exploração de recursos minerais, sistema 
de fornecimento e linhas de transmissão de energia elétrica, oleodutos, sistemas biológicos, 
satélites artifi ciais em órbita da Terra. A intensa radiação ionizante procedente do Sol pode 
atingir as naves espaciais e sua tripulação, colocando em risco a vida dos astronautas.
Figura 10 - Erupções solares e sua infl uência sobre a Terra
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Figura 11 - Variação do número de manchas do Sol durante os últimos dez ciclos solares
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A atividade periódica do Sol
Existem épocas nas quais as manchas solares aparecem em maior número. Isso 
se repete periodicamente com um intervalo de 11 anos, o chamado Ciclo de Onze 
Anos. A Figura 11 mostra um gráfi co do número de manchas solares em função 
do tempo. Quando o número de manchas e erupções aumenta, dizemos que o Sol 
está mais ativo e temos assim um “máximo solar”. Essa atividade periódica afeta 
diretamente a Terra: a temperatura média sobe levemente, aumentam os casos 
de interferências nas comunicações etc. Os últimos dez períodos de máximo da 
atividade solar aconteceram de 1902 a 1913; de 1913 a 1923; de 1923 a 1933; 
de 1933 a 1944; de 1944 a 1954; de 1954 a 1964; de 1964 a 1976; de 1976 a 
1986; de 1986 a 1996 e de 1996 a 2007. Alguns estudos sugerem que pode 
haver uma correlação entre a atividade do Sol e as secas periódicas na região 
Nordeste do Brasil.
Aula 12 Astronomia 19
Atividade 4
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Em quantas partes se divide a atmosfera solar?
Quais os fenômenos mais importantes que ocorrem na fotosfera?
O que é o ciclo de 11 anos do Sol?
Aula 12 Astronomia20
Resumo
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Vemos assim que o Sol, apesar de ser considerado uma estrela que está em equilíbrio, 
possui uma intensa atividade periódica na sua atmosfera que pode afetar fortemente a vida 
na Terra. Contudo, mudanças muito mais extremas ainda estão por acontecer com o nosso 
Sol, num futuro bem distante. Esse será assunto de uma aula posterior, na qual trataremos do 
nascimento, vida e morte das estrelas.
Nesta aula, estudamos as características mais importantes do Sol: como a energia é 
gerada no seu interior, a sua estrutura interna e a atmosfera solar. Aprendemos que 
o Sol fornece a energia necessária para manter a vida na Terra. Vimos também que 
quase todos os fenômenos atmosféricos são uma conseqüência do aquecimento 
produzido pelo Sol e ainda como a atividade solar pode afetar a vida na Terra. Você 
pode agora avaliar a importância do Sol para nós.
Auto-avaliação
Faça um resumo da importância do Sol para a vida na Terra.
Quais as características gerais do Sol?
Faça uma descrição detalhada das três principais hipóteses a respeito da geração 
de energia no interior do Sol.
Descreva as três regiões que compõem a estrutura do interior solar.
Faça uma breve descrição da atmosfera do Sol.
O que são as manchas solares?
Aula 12 Astronomia 21
Anotações
Referências
CENTRO DE DIVULGAÇÃO DA ASTRONOMIA. Setor de Astronomia. Observatório. Disponívelem: <http://www.cdcc.usp.br/cda/index.html>. Acesso em: 25 jul. 2007.
GLEISER, M. A dança do universo. São Paulo: Companhia das Letras, 2000.
INTRODUÇÃO a astronomia. Disponível em: <http://www.astro.iag.usp.br/~picazzio/aga210/>. 
Acesso em: 22 jul. 2007.
OLIVEIRA FILHO, Kepler de Souza; SARAIVA, Maria de Fátima Oliveira. Astronomia e astrofísica. 
Porto Alegre: Ed. Universidade/UFRGS, 2000. Disponível em: <http://astro.if.ufrgs.br/index.
htm>. Acesso em: 26 jul. 2007.
OLIVEIRA FILHO, Kepler de Souza; SARAIVA, Maria de Fátima Oliveira. Movimento dos planetas. 
Disponível em: <http://astro.if.ufrgs.br/p1/p1.htm>. Acesso em: 10 jul. 2007.
O SOL. Disponível em: <http://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/aula06/cap6a.htm>. Acesso 
em: 10 jul. 2007.
______. Disponível em: <http://www.if.ufrgs.br/ast/solar/portug/sun.htm>. Acesso em: 12 jul. 
2007.
Aula 12 Astronomia22
Anotações
Aula 12 Astronomia 23
Anotações
Aula 12 Astronomia24
Anotações
EMENTA
> Auta Stella de Medeiros Germano
> Joel Câmara de Carvalho Filho
Introdução histórica e epistemológica. Galileu e a nova Física: elementos diferenciadores básicos. As leis de Kepler 
e a lei da gravitação universal de Newton: breve história da astronomia ocidental. Esfera celeste e sistemas de 
coordenadas. O sistema solar (Sol, planetas e luas, asteróides e cometas): comparações e instrumentos de exploração. 
Fenômenos astronômicos básicos: eclipses e trânsitos, fases da Lua e dos planetas internos, marés e estações do 
ano. Estrelas, constelações, a Via Láctea e o universo conhecido. Noções introdutórias básicas de Astrofísica e de 
Cosmologia Científi ca.
Astronomia – INTERDISCIPLINAR
AUTORES
AULAS
01 Contemplando o céu
02 Esfera celeste e coordenadas geográfi cas
03 Sincronismos e medidas de tempo: o dia solar
04 O ano solar e as estações astronômicas
05 Ciclos lunares e calendários
06 Eclipses
07 Coordenadas celestes 
08 Sistemas cosmológicos
09 Galileu e a nova Física
10 Leis de Kepler e a gravitação universal
11 O Sistema Solar
12 O Sol
13 Vida e morte das estrelas
14 Elementos de Cosmologia
15 Astronomia: instrumentos e tendências
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