APS FÍSICA DO SOL

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UNIVERSIDADE PAULISTA – UNIP
ENGENHARIA CICLO BÁSICO
ATIVIDADES PRÁTICAS SUPERVISIONADAS - APS
“FÍSICA DO SOL”
MANAUS-AM
2018
DANIEL SANTANA RAMOS		RA: T3343J3
ATIVIDADES PRÁTICAS SUPERVISIONADAS - APS
“FÍSICA DO SOL”
Trabalho apresentado a Universidade Paulista como critério de aprovação na disciplina de Atividades Práticas Supervisionadas.
MANAUS-AM
2018
INTRODUÇÃO
O Sol (do latim Sol) é a estrela central do nosso sistema planetário solar. Atualmente, sabe-se que em torno dele gravitam pelo menos oito planetas, quatro planetas anões, 1.600 asteroides, 138 satélites e um grande número de cometas. Sua massa é 333.000 vezes a da Terra e o seu volume 1.400.000 vezes o volume do nosso planeta. A distância do nosso planeta ao Sol é de cerca de 150 milhões de quilômetros ou 1 unidade astronômica (UA). A luz solar demora 8 minutos e 18 segundos para chegar à Terra.
É o maior objeto e contém aproximadamente 98% da massa total do sistema solar. Seria necessária cento e nove Terras para preencher o disco solar, e no seu interior poderiam caber para cima de 1.3 milhões de Terras. A camada exterior visível do Sol é chamada fotosfera e tem uma temperatura de 6,000°C (11,000°F). Esta camada tem um aspecto manchado devido às erupções turbulentas de energia à superfície.
O Sol, nossa fonte de luz e de vida, é a estrela mais próxima de nós e a que melhor conhecemos. Basicamente, é uma enorme esfera de gás incandescente, em cujo núcleo acontece a geração de energia através de reações termonucleares. O estudo do Sol serve de base para o conhecimento das outras estrelas, que de tão distantes aparecem para nós como meros pontos de luz.
Sendo a estrela mais próxima de nós. Todos os planetas do sistema solar giram ao seu redor e cada um com um período diferente. Ele é o responsável pelo suprimento de energia da maioria dos planetas. O Sol só é uma estrela, e por causa da grande quantidade de massa que ele tem 332.959 vezes a massa da Terra. Ele é constituído, principalmente dos gases hidrogênio e hélio, os dois gases mais leves que temos.
Antes de existir o Sol e os planetas o que existia no lugar do sistema solar era uma enorme nuvem de gases e poeira muito maior que o sistema solar. Os gases são os que conhecemos: oxigênio, nitrogênio e principalmente hidrogênio e hélio; a poeira são todos os outros elementos químicos; ferro, ouro, urânio, etc. Mas, a grande parte dessa nuvem era o hidrogênio e o hélio. Por algum motivo que ainda não é bem explicado essa nuvem encontrou condições para se aglomerar, se juntar em pequenos blocos, esses blocos começaram a se juntar em blocos cada vez maiores. Um desses blocos, o que se formou primeiro, no centro da nuvem, ficou tão grande e pesado que sua força gravitacional se tornou suficiente para reter os gases com muita facilidade. Esse bloco aumentou tanto de tamanho e massa que acabou por se transformar numa estrela: o Sol. Os blocos menores que se formaram ao redor do bloco central deram origem aos planetas.
Muitas pessoas pensam que os planetas são pequenas bolhas expelidas pelo Sol. Isso porque os cientistas do século passado e começo deste século pensavam assim. Hoje em dia sabe-se que isso não é verdade. A teoria da nuvem de gás e poeira é a mais aceita entre cientistas atuais.
Hoje em dia, sabe-se também que o sol é uma poderosa máquina de energia, produzindo cerca de 4x1023 quilowatts de potência por segundo. Vamos fazer uma pequena comparação: se o Sol tivesse sua energia canalizada por um segundo isto daria energia suficiente para abastecer o nosso país nos próximos 9.000.000 anos. A fonte de energia básica do Sol e a fusão nuclear. Devido as altas temperaturas e densidades do seu interior ocorre a fusão do hidrogênio, criando energia e produzindo o hélio como um subproduto. Se o Sol parasse hoje de produzir energia seriam necessários 50:000:000 anos para que os efeitos fossem sentidos na Terra. 
O Sol produziu energia radiante e térmica nos últimos quatro ou cinco bilhões de anos, e tem hidrogênio suficiente para continuar produzindo tal energia por outras centenas de bilhões de anos. No futuro, a superfície do Sol estará se expandindo e englobara os planetas internos (inclusive a Terra!) e o Sol se tornara uma enorme estrela vermelha. Após isso, devido ao seu tamanho médio, o Sol provavelmente se contraíra e se tornara uma estrela relativamente pequena e fria conhecida como anã branca. 
REVISÃO DE LITERATURA
O Sol é uma estrela formada por gases e surgida há cerca de 4,6 bilhões de anos. É o centro de nosso sistema solar. Entre seus elementos temos sua superfície com a temperatura de 6,1 mil graus Celsius e aumenta em direção ao núcleo onde atinge cerca de 15 milhões de graus Celsius. O campo gravitacional é fortíssimo, e o período de rotação no equador é de 26,8 dias terrestres e nos polos aumenta para 36 dias. 
Está distante da Terra cerca de 149,6 milhões de quilômetros. É ele quem conduz as estações do ano, o tempo, o clima e as correntes oceânicas terrestres, bem como todos os fenômenos semelhantes que ocorrem nos demais corpos celestes do Sistema Solar. A luz solar demora cerca de oito minutos para chegar à Terra. É uma estrela de quinta grandeza.
É composto de hidrogênio, hélio, carbono, nitrogênio, oxigênio, nitrogênio, neon, ferro, silício, magnésio e enxofre. A composição varia conforme a zona, havendo diferentes concentrações dos gases no núcleo e na superfície solar.
Estrutura solar
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.
A fotosfera, com cerca de 330 km de espessura e temperatura de 5785 K, é a camada visível do Sol. A palavra vem do grego: photo = luz. Logo abaixo da fotosfera se localiza a zona convectiva, se estendendo por cerca de 15% do raio solar. A fotosfera do Sol é uma camada com 100 km de espessura e aparência granulada; isso é chamado de granulação fotosférica. 
O interior solar possui três regiões bem diferentes: o núcleo, que é onde se produzem as reações nucleares que transformam a massa em energia através da fusão nuclear. O núcleo, com temperatura de cerca de 15 milhões de Kelvin, é a região onde a energia é produzida, por reações termonucleares. 
Acima desta achamos a região radioativa e por último a região convectiva. Nenhuma destas regiões pode ser observada de forma direta já que a radiação é completamente absorvida (e reemitida) e o conhecimento que temos delas é através de modelos teóricos ou observações indiretas, principalmente por meio da heliosismologia. Na zona convectiva o transporte de energia é pelo movimento das parcelas de gás (transporte mecânico). Abaixo dessa camada está a zona radiativa, onde a energia flui por radiação, isto é, não há movimento das parcelas de gás, só transporte de fótons. 
A cromosfera é a camada da atmosfera solar logo acima da fotosfera e tem baixa densidade. A palavra vem do grego: cromo = cor. Ela tem cor avermelhada e é visível durante os eclipses solares, logo antes e após a totalidade. Ainda acima da cromosfera se encontra a coroa, também visível durante os eclipses totais. A coroa se estende por cerca de dois raios solares e tem densidade ainda mais baixa que a cromosfera.
Fotosfera
A fotosfera do Sol tem a aparência da superfície de um líquido em ebulição, cheia de bolhas, ou grânulos. Este fenômeno é chamado de granulação fotosférica. Os grânulos têm em torno de 5000 km de diâmetro e duram cerca de 10 min cada. Eles marcam os topos das colunas convectivas de gás quente, que se forma na zona convectiva, logo abaixo da fotosfera. Nestascolunas, o gás quente das camadas interiores sobe e deposita a energia térmica nas camadas superiores. Ao perder o calor, aumenta de densidade e desce para as camadas mais internas. As regiões escuras entre os grânulos são regiões onde o gás mais frio e mais denso está indo para baixo.
O fenômeno fotosférica mais notável é o das manchas solares, regiões irregulares que aparecem mais escuras do que a fotosfera circundante e que muitas vezes podem ser observadas mesmo a olho nu, embora olhar diretamente para o Sol só não é perigoso quando ele está no horizonte. As manchas foram registradas na China já no ano 28 a.C., mas seu estudo científico começou com o uso do telescópio, sendo observadas (por projeção da imagem do Sol) por Galileo, Thomas Harriot (1560-1621) já em 1610, por Johannes (1587-1616) e David Fabricius (1564-1617) e por Christoph Scheiner (1575-1650) em 1611. São constituídas de duas partes: a umbra, parte central mais escura, com temperaturas em torno de 3800 K, e a penumbra, região um pouco mais clara e com estrutura radial em torno da umbra. 
As manchas são mais frias porque o campo magnético local impede a convecção e, portanto, que o calor das partes mais internas suba à fotosfera. As manchas solares tendem a se formar em grupos e estão associadas a intensos campos magnéticos no Sol. As manchas solares seguem um ciclo de 11 anos em que o número de manchas varia entre máximos e mínimos, descoberto em 1843 pelo astrônomo amador alemão Samuel Heinrich Schwabe (1789-1875).
A cromosfera
Espículas, produzidas pelo campo magnético e energia mecânica na fotosfera, aquecem a cromosfera. Elas são aproximadamente cilíndricas, com cerca de 700 km de extensão e 7000 km de altura, e duram entre 5 e 15 minutos.
A cromosfera do Sol normalmente não é visível, porque sua radiação é muito mais fraca do que a da fotosfera. Ela pode ser observada, no entanto, durante os eclipses, quando a Lua esconde o disco da fotosfera. No capítulo de espectroscopia, detalha-se que o Sol tem um espectro contínuo com linhas escuras (de absorção). Esse espectro é o da fotosfera. 
No entanto, olhando a borda do Sol com um espectroscópio, durante um eclipse, temos a oportunidade de ver por alguns instantes o espectro da cromosfera, feito de linhas brilhantes, que mostram que a cromosfera é constituída de gases quentes que emitem luz na forma de linhas de emissão. Essas linhas são difíceis de serem observadas contra a luz brilhante da fotosfera, por isso não as vemos no espectro solar normal.
Uma das linhas cromosféricas de emissão mais brilhantes é a linha de Balmer Hα, no comprimento de onda 6563 Å, que no espectro solar normal, dominado pela fotosfera, aparece em absorção. A linha Hα está no vermelho, por isso a cromosfera tem cor avermelhada.
A temperatura na cromosfera varia de 4300 K na base, a mais de 40 000 K a 2500 km de altura. Esse aquecimento da cromosfera deve ter uma fonte de energia que não são os fótons produzidos no interior do Sol, pois se a energia fosse gerada por fótons a cromosfera deveria ser mais fria do que fotosfera, e não mais quente. Atualmente se pensa que a fonte de energia são campos magnéticos variáveis formados na fotosfera e transportados para a coroa por correntes elétricas, deixando parte de sua energia na cromosfera.
A Coroa 
A cromosfera gradualmente se funde na coroa, a camada mais externa e mais rarefeita da atmosfera do Sol. A coroa também é melhor observada durante eclipses, pois apesar de ter um brilho equivalente ao da lua cheia, ela fica obscurecida quando a fotosfera é visível.
O espectro da coroa mostra linhas muito brilhantes que, até 1940, não eram conhecidas. Atualmente sabemos que elas são produzidas por átomos de ferro, níquel, neônio e cálcio altamente ionizados e não por algum elemento estranho, como anteriormente foi pensado. O fato de existirem esses elementos várias vezes ionizados na coroa implica que sua temperatura deve ser muito alta, pois é necessária muita energia para arrancar muitos elétrons de um átomo. A coroa deve ter uma temperatura em torno de 1 milhão de Kelvin.
A elevação da temperatura na coroa deve ter origem no mesmo processo físico que aquece a cromosfera: transporte de energia por correntes elétricas induzidas por campos magnéticos variáveis. Da coroa emana o vento solar, um fluxo contínuo de partículas emitidas da coroa que acarretam uma perda de massa por parte do sol em torno de 10-13 M por ano. O vento solar que atinge a Terra (aproximadamente 7 prótons/cm3 viajando a cerca de 400 km/s) é capturado pelo campo magnético da Terra, formando o cinturão de Van Allen, na magnetosfera terrestre.
Este cinturão, descoberto pelo físico americano James Alfred Van Allen (1914-2006) em 1958, só permite que as partículas carregadas do vento solar entrem na atmosfera da Terra pelos polos, causando auroras, fenômenos luminosos de excitação e des-excitação dos átomos de oxigênio e nitrogênio.
Além das partículas do vento solar, existem grandes ejeções coronais de massa associadas às proeminências, que quando atingem a Terra causam danos às redes elétricas e aos satélites. Normalmente as partículas carregadas são desviadas pelo campo magnético da Terra para o Cinturão de Van Allen, e somente chegam à Terra próximas aos polos. 
Estas reversões de fluxo são similares às que causam as manchas solares: o fluxo de material líquido e ionizado no núcleo da Terra é convectivo, turbulento e distorcido também por rotação diferencial do núcleo externo, líquido (2900 km a 5100 km de profundidade), sobre o núcleo sólido interno, cristalizado e que libera calor latente na cristalização das camadas externas e de separação de elementos menos densos, como sulfeto de ferro e óxido de ferro. Estas manchas mudam de tamanho com o tempo e, quando aumentam até dominar o hemisfério, causam a reversão do campo magnético da Terra. A última reversão ocorreu há 780 mil anos.
Quando manchas solares de polaridades magnéticas opostas colidem, há cancelamento do campo magnético que pode provocar um flare, um aumento significativo da emissão de radiação eletromagnética no local, principalmente no ultravioleta e raio-X. Se esta radiação atingir a Terra, há um aumento na fotoioniozação da atmosfera, com um aumento súbito no número de elétrons livres, que perturbam as ondas de rádio, inclusive as usadas pelo GPS.
As ejeções coronais de massas são bolhas de gás quente (plasma), de cerca de 1 a 10 bilhões de toneladas, aquecidas pelos campos magnéticos do Sol. Os campos magnéticos do Sol se enrolam devido ao movimento turbulento de convecção, mas também devido à rotação diferencial, que faz com que o equador solar complete uma volta em 25 dias, enquanto que as regiões próximas aos polos completam uma volta em 36 dias. A desconexão do campo magnético solar pode ocorrer em alguns minutos e tem uma energia equivalente a milhares de bombas atômicas.
O vento solar, composto de partículas carregadas desprendidas da coroa solar, viaja a aproximadamente 250 a 1000 km/s, provocando as auroras, normalmente entre 60 e 80° de latitude. Entretanto as auroras podem ocorrer também em baixas latitudes, como por exemplo a observada em 1909 em Singapura, no equador geomagnético.
As auroras foram observadas na antiguidade pelos gregos e chineses, mas somente em 1896 o físico norueguês Kristian Birkeland (1867-1917) deduziu que fluxos de elétrons provenientes do Sol eram canalizados pelo campo geomagnético aos polos e, quando colidiam com a alta atmosfera, estimulavam os átomos de oxigênio e nitrogênio. 
As auroras são causadas pela interação de partículas de alta energia, principalmente elétrons, com os átomos neutros da alta atmosfera da Terra. Estas partículas de alta energia podem excitar, através de colisões, os elétrons de valença que estão ligados aos átomos neutros. Estes elétrons excitados então se desexcitam, retornando ao estado inicial, de mais baixa energia. Aos se desexcitar, eles emitem um fóton, isto é luz. A combinação destes fótons, emitidos por muitos átomos, resulta na auroraque vemos. As auroras acontecem a alturas acima de 60 km, têm correntes acima de 100 000 volts e geram energia acima de 1 milhão de megawatts.
Em termos de radiação na Terra, a radiação que atinge a Terra normalmente é de 360 milirem/ano (3,6 mili sievert/ano). Para os astronautas na Estação Espacial, atinge em média 6 rem/ano (60 mili sievert/ano), mas em único evento em 1989 atingiu 216 milirem/dia (2,16 mili sievert/dia) após uma tempestade solar. Durante uma ejeção coronal de massa a radiação na superfície da Lua chega a 7000 rem/min (70 sievert/min), o que é fatal.
No Sol mínimo, a exposição é da ordem de 3,6 mSy/ano, enquanto a exposição recomendada é 1 mSy/ano. No Sol máximo, a exposição é mais que o dobro. No sistema internacional de medidas, a dose é medida em gray (Gy=1 Joule/kg) é a quantidade de energia transferida pela radiação, eletromagnética ou corpuscular, para um objeto e 100 rad=1 Gy. Um pessoa na Terra recebe em média 450 µGy/ano de raios cósmicos. O limite de dose equivalente para a população em geral é de 0,1 rem/ano (1 mSv/ano). O limite para trabalhadores ocupacionalmente expostos é de 2 rem/ano (20 mSv/ano). (ICRP-60: International Commission on Radiological Protection, Report 60, 1991). Para passar de dose (D), medida em Gy, para exposição (E), medida em Sv, precisamos levar em conta a qualidade (Q) da radiação e o espectro (N) da mesma.
E=D Q N
A qualidade Q varia de 1 para a radiação eletromagnética, 5 para prótons e até 20 para partículas α e outras carregadas de alta energia, já que o dano causado pelas partículas carregadas é muito maior do que o da radiação eletromagnética. Uma tomografia de crânio tem uma exposição recomendada de 50 mGy, e uma mamografia de 10 mGy. Os sobreviventes da bomba de Hiroshima, no Japão, tiveram uma exposição média de 230 mGy (4 Gy a 1000 metros do local da explosão). Exposições acima de 200 rems já causam danos sérios, e acima de 600 rems causam a morte em menos de 2 meses em 80% dos casos.
A radiação ultravioleta tem comprimentos de onda menores do que a radiação visível e é normalmente dividida em três faixas: UV-A, UV-B and UV-C. O UV-B. Diferentes autores defines as faixas de forma diferente: UV-C (100-280 nm) ou de (200-290 nm), UV-B (280-320 nm) e UV-A (320-400 nm), Comprimentos de onda entre 2800 e 3150 Å (280-315 nm) é a faixa mais perigosa que alcança a superfície da Terra. O ozônio (O3) atmosférico, além do próprio oxigênio molecular (O2) e nitrogênio, protege os seres na superfície das componentes mais danosas (energéticas) da radiação solar. Mas processos químicos na atmosfera podem romper as moléculas de ozônio. Desde 1979 tem-se detectado um buraco na camada de ozônio sobre a Antártica. A redução na camada de ozônio pode levar ao câncer de pele e cataratas nos seres vivos.
 A Energia do Sol
Tão logo foi conhecida a distância do Sol, em 1673, por Jean Richer (1630-1696) e Giovanni Domenico Cassini (1625-1712) que determinaram a distância (paralaxe) de Marte e com esta estimaram a unidade astronômica como 140 milhões de km (cerca de 150 milhões de km é o valor atual), foi possível determinar a sua luminosidade, que é a potência que ele produz. 
As medidas mostram que cada metro quadrado na Terra recebe do Sol uma potência (energia/segundo) de cerca de 1400 watts [James Watt (1736-1819)], ou seja, a potência de 14 lâmpadas de 100 watts/m2. O valor mais preciso da constante solar é 1367,5 W/m2, e varia 0,3% durante o ciclo solar de 11 anos. Multiplicando-se essa potência recebida na Terra pela área da esfera compreendida pela órbita da Terra em torno do Sol, determina-se a luminosidade do Sol em 3,9×1026 watts = 3,9×1033 ergs/s.
A constante solar varia, dependendo da época no ciclo de 11 anos, de 1364,55 a 1367,86 Watts/m2. Considerando-se um comprimento de onda efetivo de 5500Å, isto corresponde a n(fótons m-2s-1)=1366 W m-2/(hc/5500Å )= 1366 J s-1 m-2/(3,6 × 10-19 J) = 3,78×1021 fótons m-2 s-1.
Essa quantidade de energia é equivalente à queima de 2×1020 galões de gasolina por minuto, ou mais de 10 milhões de vezes a produção anual de petróleo da Terra. Já no século XIX os astrônomos sabiam que essa energia não poderia ser gerada por combustão, pois a energia dessa forma poderia manter o Sol brilhando por apenas 10 mil anos. Tampouco o colapso gravitacional, fonte de energia proposta pelo físico alemão Hermann Ludwig Ferdinand von Helmholtz (1821-1894) em 1854, resultou eficiente, pois a energia gravitacional poderia suprir a luminosidade do Sol por 20 milhões de anos e evidências geológicas indicam que a Terra (e, portanto, o Sol) tem uma idade de 4,5 bilhões de anos.
Em 1937 Hans Albrecht Bethe (1906-2005) propôs a fonte hoje aceita para a energia do Sol: as reações termo-nucleares, na qual quatro prótons são fundidos em um núcleo de hélio, com liberação de energia. O Sol tem hidrogênio suficiente para alimentar essas reações por mais 6,5 bilhões de anos. Gradualmente, à medida que diminui a quantidade de hidrogênio, aumenta a quantidade de hélio no núcleo. O Sol transforma aproximadamente 600 milhões de toneladas de hidrogênio em hélio por segundo.
Segundo os modelos de evolução estelar, daqui a cerca de 1,1 bilhão de anos o brilho do Sol aumentará em cerca de 10%, que causará a elevação da temperatura aqui na Terra, aumentando o vapor de água na atmosfera. O problema é que o vapor de água causa o efeito estufa. Daqui a 3,5 bilhões de anos, o brilho do Sol já será cerca de 40% maior do que o atual, e o calor será tão forte que os oceanos secarão completamente, exacerbando o efeito estufa.
Embora o Sol se torne uma gigante vermelha após terminar o hidrogênio no núcleo, ocorrerá perda de massa gradual do Sol, possivelmente afastando a Terra do Sol até aproximadamente a órbita de Marte, mas exposta a uma temperatura de cerca de 1600 K (1327 C).
APLICAÇÕES NA CIÊNCIA E TECNOLOGIA
O sol é a principal fonte de energia da Terra. Seu calor aquece o planeta e promove a formação de padrões climáticos, o aquecimento dos mares, a formação de correntes oceânicas e o movimento da atmosfera. Sua energia é responsável direta ou indiretamente por todas as formas de vida, além disso, é renovável e limpa. 
Vivendo todos em uma era com o slogan de sustentabilidade, a energia solar é um dos principais desenvolvimentos tecnológicos em placas fotovoltaicas e em tecnologia térmica. 
A tecnologia térmica capta os raios solares, através da reflexão em superfícies espelhadas onde o calor gerado é transmitido para um fluido que serve como meio de transferência (vetor) para gerar vapor, que é transformado em energia pelos meios convencionais, como turbina a vapor gerando eletricidade, ou trabalhos mecânicos. Essa técnica é mais utilizada em geração de potência mais alta, podendo chegar à faixa de 50MW a 350MW. 
A tecnologia fotovoltaica é mais adequada para a aplicação em potências menores e descentralizadas, como residências, pequenos estabelecimentos comerciais etc. O uso da energia solar como fonte térmica para alta potência é feito por meio de grandes superfícies espelhadas em forma de calha (alumínio polido com medidas em torno de 100m por 10m em semicircunferência), que reflete a luz solar concentrando-a na direção de um tubo isolado a vácuo, que contém um líquido de transferência (óleo). 
Este líquido aquecido passa por um trocador de calor para produzir o gás (ou vapor) que será utilizado no acionamento da turbina de geração de eletricidade. Durante o dia, o conjunto de espelhos se movimenta na direção de melhor captar os raios solares. No momento da alta incidência da luz solar, o rendimento chega em torno de 45%, a média anual fica na faixa de 15%. A integração da energia gerada à rede elétrica da região tem de ser bem analisada em função da sazonalidade e da demanda da rede para conseguir uma boa eficiência. 
O aquecimento solar é o uso de energia solar para o aquecimento de água para banho, piscina e processos industriais, interessante ser uma fonte energética abundante e gratuita. O aquecimento de água pelautilização de coletores solares tem representado, assim como as células fotovoltaicas, uma das aplicações de maior viabilidade de uso, residencial ou industrialmente. Estes sistemas com coletores, entretanto, são ainda relativamente caros e por isto inacessíveis à maior parte da população. Por exemplo, para uma residência com quatro pessoas o custo ficava em torno de R$ 3.000,00 em 2007. 
A energia eólica tambem pode ser considerada por fonte solar, pois provém da radiação solar uma vez que os ventos são gerados pelo aquecimento não uniforme da superfície terrestre. Uma estimativa da energia total disponível dos ventos ao redor do planeta pode ser feita a partir da hipótese de que, aproximadamente, 2% da energia solar absorvida pela Terra é convertida em energia cinética dos ventos. Este percentual, embora pareça pequeno, representa centena de vezes a potência anual instalada nas centrais elétricas do mundo.
Os carros movidos por energia solar também já estão no mercado, a gigante automotiva Ford, desenvolveu um conceito híbrido batizado como C-Max Energia Solar. Esse veículo é alimentado por uma lente especial chamada de Fresnel, ela envia a luz solar para as células solares do veículo, que ao mesmo tempo aumenta em oito vezes o seu impacto. 
Carros elétricos hoje já são uma realidade - vide os veículos da Tesla. Porém, para muitas pessoas eles ainda não inacessíveis quando chega na hora de abrir a carteira - o modelo mais barato da empresa de Elon Musk, o Model S, sai por cerca de US$ 75 mil. Para lidar com este problema, conheça o Sion, um carro movido a energia solar e bem mais barato do que se imagina.
Criado por uma pequena montadora alemã chamada Sono Motors, a empresa levantou cerca de US$ 187 mil dólares em crowdfunding para levar adiante o projeto de seu carro solar, que deverá chegar ao mercado em 2018. O veículo, ainda em projeto, terá placas fotovoltaicas integradas à lataria, no capô e portas, o que permitirá a captação de luz solar para sua locomoção. Feitas com base em células de silício monocristalino, as placas poderão render uma autonomia de até 30 quilômetros em um dia, sem precisar de uma tomada.
O veículo conta com um motor de 50 Kw, chegando a uma velocidade máxima de 140 km/h. Internamente, ele suporta até seis passageiros. Claro que o veículo também contará com a possibilidade de carga via formas tradicionais, tais como outros veículos elétricos. Para isso, ele terá uma bateria de 14,4 kWh, o que rende uma autonomia de 120 quilômetros.
O preço, segundo os criadores do Sion, ele sairá por € 12,000 (cerca de US$ 13,200) em sua versão Urban. Entretanto, para quem quiser mais autonomia de bateria, também existe o Sion Extender, com uma bateria de 30 kWk, dobrando para 250 quilômetros de viagem em uma carga e custando € 16,000 (algo em torno de $ 17,600).
Atualmente, a montadora está na fase de produção dos primeiros protótipos do carro, e test drives destes modelos já poderão ocorrer em 2017, incluindo acesso para alguns dos financiadores do projeto no Indiegogo. As entregas dos modelos finais do Sion só começarão mesmo em 2018, em mercados como Europa, Reino Unido, Estados Unidos, Canadá, Índia e Austrália.
IMPACTOS PRODUZIDOS NA SOCIEDADE
Manchas e Explosões Solares
O Sol tem um ciclo de atividade magnética com período de 11 anos, mais ou menos. Isso significa que em determinada época observamos uma temporada de alta atividade, com várias explosões intensas e muitas manchas solares, o máximo de atividade solar. Cinco, seis anos depois, o Sol entra em um período de mínima atividade e observamos o inverso, poucas manchas e poucas explosões, o chamado mínimo solar.
Logo depois da explosão chegou um banho de radiação de alta energia, como o ultravioleta e raios X. Nossa atmosfera é bem eficiente em barrar esse tipo de radiação, só deixa escapar um pouco de ultravioleta, como pode atestar qualquer um que esqueça do protetor solar. Mas quando a radiação chegou, ionizou as camadas da alta atmosfera e a face da Terra que estava de frente para o Sol experimentou um blackout em comunicações de rádio, como as ondas curtas. 
Outra coisa que sempre é afetada nesses eventos é o sistema de GPS. Coincidência ou não, o meu ficou meio bobão quando eu saí para dar aula, demorando muito para se localizar e me dar uma rota decente. Para mim isso não é um grande problema, mas se você considerar que plataformas de petróleo e mesmo grandes cargueiros em alto mar se posicionam usando medidas precisas de GPS, isso se torna um problema.
Se a Terra estiver diretamente na linha de tiro da CME e ela for muito intensa, quando o plasma solar atingir a Terra o campo magnético trata de desvia-lo para os polos. Em altas latitudes, estações elétricas podem ser afetadas pelas correntes elétricas induzidas por tamanha atividade magnética. Satélites em órbita também podem entrar em curto e serem danificados. O próprio Hubble entra em modo de segurança quando a NASA verifica que há potencial para isso acontecer. 
Outro efeito das CMEs quando chegam à Terra é a intensa atividade de auroras, tanto no norte quanto no sul. As regiões mais próximas aos polos já estão registrando um aumento em sua atividade.
O sol bombardeia a Terra com rajadas de partículas - o chamado vento solar - mesmo quando sua atividade parece estar em baixa, a conclusão vai de encontro à noção de que a atividade solar pode ser medida apenas pelas manchas em sua superfície.
Neutrinos
Capazes de atravessar a terra como se nada houvesse em seu caminho, os neutrinos gerados pela fornalha solar revelam detalhes de sua natureza íntima. e o Sol, por algum motivo, parasse de produzir energia, as forças que lhe dão sustentação interna deixariam de existir. Em consequência disso, a imensa esfera solar desmoronaria sobre si mesma e explodiria, destruindo a Terra e todos os outros planetas. 
Por incrível que pareça, porém, durante muitos anos a luz e o calor  que o Sol armazena assegurariam sua integridade e nenhum vestígio da catástrofe em andamento transpareceria em sua superfície. Ironicamente, o único sinal de alerta seriam partículas subatômicas, invisíveis e dificílimas de detectar, denominadas neutrinos. Foi, portanto, com grande surpresa que, depois de dar caça aos neutrinos durante duas décadas, os cientistas descobriram que essas furtivas entidades não estavam jorrando do Sol na devida proporção. 
Esse fato é tão intrigante, que pelo menos durante algum tempo, chegou-se a imaginar, com seriedade, se o coração do Sol não estaria danificado. “Foi uma tentativa desesperada de eliminar o mistério”, relata o físico americano Murray GellI-Mann, um dos gênios que elucidaram a mecânica das partículas subatômicas, nos últimos trinta anos. Ele esclarece que essa proposta nunca teve muitos adeptos mas expõe com clareza as estranhas proezas do neutrino, visto como uma espécie de fantasma entre as partículas elementares.
Radiação Ultravioleta
De toda a energia do Sol que chega à superfície da Terra, por volta de 9% corresponde à radiação ultravioleta. Trata-se de um tipo de radiação eletromagnética com comprimento de onda de 200 a 400 nm e de frequência maior que a luz visível (daí o nome ultravioleta, pois o violeta é a cor de maior frequência que a visão humana consegue enxergar).
A radiação ultravioleta, ou simplesmente UV, é a mais energética entre aquelas emitidas pelo sol e por isso apresenta mais perigos para diversas formas de vida da superfície terrestre. Mas, felizmente, contamos com uma importante proteção contra os malefícios provocados pela incidência desses raios, que é a camada de ozônio(O3). Essa camada forma-se na atmosfera terrestre, entre 12 e 32 km de altitude aproximadamente, e atua como um escudo, impedindo que a maior parte da radiação ultravioleta alcance a superfície do planeta.
A radiação ultravioleta pode ser classificada em três tipos: UVA, UVB e UVC. Os raios UVA têm um comprimento de onda de 320 a 400 nm e são os de maior incidência na superfície terrestre, uma vezque não são absorvidos pela camada de ozônio. Eles correspondem à maior porção do espectro ultravioleta e incidem de igual maneira durante todo o dia e em todas as estações do ano, incluindo dias nublados e com baixa luminosidade.
Os raios UVB, com comprimento de onda na faixa de 280 a 320 nm, são parcialmente absorvidos pela camada de ozônio, por isso apresentam maior incidência durante o verão, principalmente, no período das 10h às 16h, em regiões de altitudes elevadas e próximas à linha do Equador (como o Brasil, por exemplo).
Já os raios UVC apresentam um comprimento de onda menor que 280 nm, sendo, portanto, a radiação que menos se aproxima da luz visível. São muito nocivos à biosfera, porém, não acometem a Terra porque são completamente absorvidos pela camada de ozônio. Através de fontes artificiais, a radiação UVC é aplicada na esterilização de materiais cirúrgicos e em processos de tratamento de água, graças à sua propriedade bactericida.
Em se tratando de saúde humana, os raios ultravioletas trazem alguns sérios danos. Os raios UVA, embora não causem queimaduras, são capazes de penetrar nas camadas mais profundas da pele e danificam as fibras de colágeno e elastina, causando o envelhecimento precoce. Os raios UVB, por sua vez, provocam vermelhidão da pele (eritrema) e queimaduras. A superexposição a esses raios, além dessas complicações, também pode levar ao surgimento de sardas e machas e até aumentar o risco de desenvolver câncer; sem esquecer dos prejuízos aos olhos, como catarata e cegueira.
Por outro lado, a ação dos raios ultravioleta também pode apresentar benefícios à vida humana. A vitamina D, substância muito importante ao metabolismo do cálcio e do fósforo, é sintetizada pela pele somente quando há exposição aos raios ultravioleta. Mas essa exposição deve ocorrer de forma moderada, preferencialmente em horários de menor incidência: antes das 10 horas da manhã e após as 16h.
Como medida preventiva, recomenda-se o uso contínuo de filtro solar, de preferência com proteção contra os raios UVA e UVB. É importante se atentar, também, ao fator de proteção solar desses produtos, ou FPS, que é o número de que determina a quantidade de tempo que um indivíduo pode ficar exposto à radiação ultravioleta sem se queimar. Quanto mais alto for o fator, maior o tempo de exposição segura. Usar óculos escuros com proteção contra raios ultravioleta e evitar exposições prolongadas e bronzeamentos artificiais também são cuidados muito importantes.
EFEITO DO TRABALHO NA FORMAÇÃO DO ALUNO
Esse trabalho foi de suma importância para formação de um aluno de engenharia, pois entender o comportamento do Sol, suas características, seus impactos, e principalmente como pode ser aplicado na ciência e na tecnologia, ou como a tecnologia pode controlar ou amenizar seus danos é que toda a diferença na capacitação profissional, assim como entender todos esses propósitos em outros temas.
Além disso, perder uma milésima parte de ignorância sobre a física do sol já faz dar mais sentidos a inúmeras situações do cotidiano. Saber como ele é importante para os seres vivos e desenvolvimento do planeta, entender como funciona a luz e a temperatura, sua influência no ecossistema, além disso, o que acontece longe do que a visão humana é capaz de enxergar, como as manchas e explosões solares, neutrinos e radiação ultravioleta.
Este trabalho ensinou também a respeitar muito mais os trabalhos grandiosos dos físicos que se dedicam a desvendar os mistérios dessa estrela, e consequentemente fazer mais sentidos nós da engenharia buscar e abrir novos horizontes a fim de projetar , construir equipamentos, maquinas com o objetivo de ampliar o conhecimento da humanidade, pois é dentro desta abertura de conhecimento que conseguimos ter até hoje mesmo carros movidos a energia solar, casas que também são equipadas com painéis solares sendo uma forma de energia alternativa muito eficaz e não poluente.
Assim como fez refletir como são ofensivos seus impactos na Terra, com consequências catastróficas especialmente no enfraquecimento da camada de ozônio. Caso não sejam tomadas medidas eficazes certamente isso poder" causar danos irreversíveis. 
Compreender a respeito da física do Sol também se torna fundamental para minha formação que pretendo atingir de engenharia na elaboração de projetos, pois nem sempre temos todas as informações em mãos para projetar, mas a interpretação eficaz da física e sendo observador irá facilitar elaborar projetos mais eficazes e funcionais. Na minha formação este conhecimento também traz responsabilidades. 
O conhecimento sobre as alterações físicas do Sol a importância de preparar de forma consciente equipamentos, máquinas que respeitem a natureza. O presente trabalho também ajudou a ter e obter mais conhecimentos sobre os neutrinos também conhecidos como “partículas fantasmas”, pois a identificação destes sabendo que eles existem e toda a discussão sobre se terem massa ou não, terem carga elétrica sobre o possível desenvolvimento de uma nova física pois esta matéria sempre analisou as partículas como tendo sido conhecidas como massa, carga elétrica. 
Isso amplia horizontes de maior busca de compreensão desta subpartícula. Certamente isso vai proporcionar nova busca de estudos sendo um desafio para os físicos modernos e estudantes ampliarem a sua visão sobre esse mundo subatômico em que vivemos. Este estudo além de proporcionar conhecimento sobre o Sol também me leva a estudar também sobre a influência que os outros corpos celestes podem causar também a Terra. Sabemos que a lua desempenha também um controle sobre os mares, e dentro do nosso planeta pesquisar sobre correntes marítimas e suas interações. O estudo da física proporciona conhecimento também na área de tecnologia em busca de outra fonte de energia além da hidroelétrica, solar, eólica. Também na energia atômica nuclear. Existem benefícios deste visto seu impacto e investimento ser menores que em energia hidroelétrica.
Enfim, certamente estudar sobre a física do Sol trouxe-me e reflexões importantes e um desejo de continuar a estudar sobre e a física, esta matéria que nos esclarece o que acontece ao nosso redor e até mesmo fora dele como no caso dos neutrinos solares tendo em mente o progresso da ciência e uso de conhecimento em benefício de todos.
CONCLUSÃO
Este trabalho deu a oportunidade de compreender o Sol perante sua funcionalidade, impactos, benefícios e história da física, pois muito se deve a ele por tantos avanços na humanidade, e que sem ele, sem dúvidas, não existiria vida na Terra. 
O trabalho esclareceu também que a aplicação do conhecimento científico a respeito do Sol tem proporcionado a invenção de equipamentos, máquinas que utilizam esta forma de energia e não agride a natureza melhorando a qualidade devida. Observa-se, porém, devido aos interesses comerciais de outros a intenção densa permite a ampliação desta tecnologia. E sabemos que seria visível a utilização de energia solar tanto na parte econômica e no meio ambiente, imagina quanto poderia ser economizado de energia elétrica se cada casa tivesse instalado uma placa fotovoltaica. 
Além das placas solares temos os carros movidos a energia solar, e entre outras tecnologias, mas todos sabem que o conceito é de sustentabilidade, é pouco investido, e com isso quem sofre é o meio ambiente e a humanidade, que mal sabe que quem vai pagar essa conta é ela.
Com isso, deve-se acreditar e investir na física tanto para avanços tecnológicos como mencionado, como para as consequências e mantermos alertas perante as manchas solares, pois existem coisas que podem parecer incontroláveis, porém, existe como amenizar os impactos.
REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS
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