teorico (3)

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Introdução à Astronomia 
e à Astrofísica
O Sol
Material Teórico
Responsável pelo Conteúdo:
Prof. Dr. Jaime Sandro da Veiga
Revisão Textual:
Prof. Esp. Claudio Pereira do Nascimento
O Sol
• Introdução
• As Grande Questões
• A Natureza dos Flares Solares
• Ejeção Coronal de Matéria
• O que faz o Sol ser Considerado uma Estrela?
• Estrutura interna do Sol
 · Abordar a estrela mais próxima de nosso planeta: O Sol. Conceituar 
sobre a formação e estrutura do Sol. Entender sobre como o calor 
desta estrela gera energia para todo o sistema solar.
OBJETIVO DE APRENDIZADO
O Sol
Orientações de estudo
Para que o conteúdo desta Disciplina seja bem 
aproveitado e haja uma maior aplicabilidade na sua 
formação acadêmica e atuação profissional, siga 
algumas recomendações básicas: 
Assim:
Organize seus estudos de maneira que passem a fazer parte 
da sua rotina. Por exemplo, você poderá determinar um dia e 
horário fixos como o seu “momento do estudo”.
Procure se alimentar e se hidratar quando for estudar, lembre-se de que uma 
alimentação saudável pode proporcionar melhor aproveitamento do estudo.
No material de cada Unidade, há leituras indicadas. Entre elas: artigos científicos, livros, vídeos e 
sites para aprofundar os conhecimentos adquiridos ao longo da Unidade. Além disso, você também 
encontrará sugestões de conteúdo extra no item Material Complementar, que ampliarão sua 
interpretação e auxiliarão no pleno entendimento dos temas abordados.
Após o contato com o conteúdo proposto, participe dos debates mediados em fóruns de discussão, 
pois irão auxiliar a verificar o quanto você absorveu de conhecimento, além de propiciar o contato 
com seus colegas e tutores, o que se apresenta como rico espaço de troca de ideias e aprendizagem.
Organize seus estudos de maneira que passem a fazer parte 
Mantenha o foco! 
Evite se distrair com 
as redes sociais.
Mantenha o foco! 
Evite se distrair com 
as redes sociais.
Determine um 
horário fixo 
para estudar.
Aproveite as 
indicações 
de Material 
Complementar.
Procure se alimentar e se hidratar quando for estudar, lembre-se de que uma 
Não se esqueça 
de se alimentar 
e se manter 
hidratado.
Aproveite as 
Conserve seu 
material e local de 
estudos sempre 
organizados.
Procure manter 
contato com seus 
colegas e tutores 
para trocar ideias! 
Isso amplia a 
aprendizagem.
Seja original! 
Nunca plagie 
trabalhos.
UNIDADE O Sol
Introdução
Nesta Unidade, vamos conhecer um pouco sobre uma estrela muito especial 
para a vida na Terra. É claro que estamos falando do “Astro Rei”, o Sol.
Figura 1 – Sol
Fonte: iStock/Getty Images
De qual maneira, o Sol foi formado e continua sendo um fato ainda não escla-
recido, porém já temos boas pistas para arriscar algumas interpretações e constru-
ções teóricas. O que já podemos afirmar é que, onde hoje encontramos o Sistema 
Solar, antes havia uma névoa formada de gases, principalmente hidrogênio e hélio, 
com traços de oxigênio, nitrogênio, poeira de ferro, urânio, ouro, dentre outros.
Ainda não se consegue explicar o que ocasionou a essa nuvem se agrupar em 
pequenas porções de matéria (pequenas do ponto de vista astronômico), e essas 
porções a outras porções, formando assim quantidade de massa maiores. A porção 
central dessa nuvem aumentou tanto e se tornou tão pesada que sua força de 
gravidade foi suficiente para reter boa parte dos gases.
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Como consequência, seu tamanho e massa aumentaram tanto que se tornou 
uma estrela: o nosso Sol.
Nosso sistema solar é composto por esta única estrela. Vista daqui da Terra, ela 
nos parece maior do que as outras estrelas da Galáxia, por estar muito próxima se 
comparada às distâncias que as outras estão da Terra.
Em 1.802, o químico inglês William Wollaston foi o primeiro a notar várias linhas escuras no 
espectro solar. Em 1.814, Fraunhofer redescobriu tais linhas de forma independente, e além 
mapar 570 linhas e batizá-las com letras maiúsculas de A a K, ele mediu cuidadosamente 
o comprimento de onda referente a cada linha. Fraunhofer era, na época, um fabricante de 
lentes. Atualmente, com instrumentos mais sofi sticados, já se catalogou alguns milhares 
de linhas. Quase meio século mais tarde, Bunsen (o mesmo do bico de gás) e Kirchhoff 
notaram a estranha coincidência das linhas negras solares ocupando as mesmas posições 
das linhas coloridas do espectro de emissão de vários elementos químicos que foram 
levados a uma chama quase incolor de um bico de Bunsen. Cada elemento produz chamas 
de cores variadas, cuja luz é decomposta em um espectro de linhas coloridas. O que é mais 
interessante: as linhas negras do espectro solar são o espectro de absorção dos elementos, 
característico de atmosferas de alta pressão como a do Sol, enquanto o espectro luminoso 
com linhas coloridas separadas é característico da emissão de luz em gases rarefeitos. 
Com essa constatação, tornou-se possível fazer uma estimativa da composição química de 
objetos distantes, tais como das estrelas e galáxias. Nota: as linhas escuras de Fraunhofer 
são dos gases da fotosfera solar.
Ex
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Figura 2
Fonte: Wikimedia Commons
As Grande Questões
O Processo de Aquecimento da Corona Solar
A corona solar, que é a atmosfera externa solar, é muito quente, com tempera-
turas maiores que um milhão de kelvins (1.000.000 K), embora a superfície visível 
do Sol tenha uma temperatura bastante inferior, cerca de 5.600K. A natureza do 
processo que aquece a coroa e a mantém em altas temperaturas, acelerando o ven-
to solar é ainda um grande mistério. Geralmente as temperaturas quando se afasta 
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UNIDADE O Sol
da fonte de calor e o mais interessante que isto é verdade para o interior do Sol, ao 
subir-se do centro para a superfíície visível. Logo após percorrer uma distância bem 
pequena quando comparada ao raio do Sol, a temperatura aumenta subtamente 
para valores extremamente altos. Apesar de várias tentativas de se explicar o me-
canismo desse fenômeno, ainda não se chegou a um consenso acerca da melhor 
explicação do mecanismo.
Figura 3
Fonte: nasa.gov
Figura 4
Fonte: iStock/Getty Images
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Figura 5
Fonte: nasa.gov
A Orig em do Ciclo de Manchas Solares
Em cerca de 11 anos, o número de manchas solares da superfície do Sol aumen-
ta de próximo a zero para mais de 100. Depois cai a zero novamente e o próximo 
ciclo se inicia. A natureza e as causas do ciclo solar constituem um dos grandes 
mistérios da astronomia do Sol. Embora saibamos agora muitos detalhes acerca do 
ciclo solar e conhecemos alguns processos dinâmicos concernentes a ele, somos 
ainda incapazes de produzir modelos que faça previsões confiáveis acerca dos nú-
meros futuros de manchas solares que irão aparecer usando princípios físicos bási-
cos. O conhecimento desse número permite saber com antecedência se o inverno 
ou o verão serão rigorosos ou não.
Número de manchas solares da superfície do Sol: https://goo.gl/BsxgKB
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Figura 6
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UNIDADE O Sol
A Natureza dos Flares Solares
As áreas do Sol próximas às manchas solares apresentam flares solares, (flares 
vem do Inglês e tem o sentido de labaredas, palavra que os astrônomos procuram 
evitar na língua portuguesa, talvez para evitar a comparação do Sol com uma 
fogueira qualquer), que elevam a temperatura em seu redor a milhões de graus em 
apenas alguns segundos e lançando bilhões de toneladas de matéria no espaço. 
A causa precisa dos flares solares e da ejeção coronal de matéria constitui outro 
grande mistério acerca da atividade solar. Mais uma vez, são conhecidos muitos 
detalhes acerca desses eventos e já são conhecidos os mecanismos básicos, mas há 
ainda muitos detalhes a entender. Não conseguimos ainda prever quando e onde 
ocorrerá um flare e quãogrande ele será. Trata-se de um problema semelhante ao 
de prever quando e onde aparecerá um tornado e quão grande ele será.
Figura 7
Fonte: nasa.gov
Ejeção Coronal de Matéria
Uma ejeção coronal de matéria ocorre quando forças magnéticas sobrepujam 
a pressão e a gravidade da corona solar. Isso lança uma enorme quantidade de 
plasma solar da corona e cria uma onda de choque que acelera uma porção de 
partículas do vento solar a velocidades altíssimas e energias extremamente altas. 
Este, por sua vez, gera radiação na forma de partículas energéticas. Uma ejeção 
coronal de matéria em media pode depositar em torno de 1.500 gigawatts de 
eletricidade na atmosfera da Terra, o que corresponde a cerca de duas vezes a 
capacidade geradora dos Estados Unidos inteiro.
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Figura 8
Fonte: sohowww.nascom.nasa.gov
O que faz o Sol ser Considerado 
uma Estrela?
Os antigos muitas vezes comparavam o Sol à Lua, mas notavam o calor que 
provinha do Sol, o grande brilho, porém o tamanho aparente no céu era o mesmo! 
Mas, com a evolução do conhecimento, descobriu-se que o Sol está muito longe 
da Terra do que a Lua e, portanto, na realidade ele é muito maior. É apenas uma 
questão de se utilizar Trigonometria e razão de semelhança. Assim, isso já era sabi-
do pelos gregos antigos. Hoje, o que faz o Sol ser considerado uma estrela é prin-
cipalmente sua massa, 333.043 vezes a massa da Terra, a qual é possível produzir 
energia luminosa por vários mecanismos, mas principalmente por fusão nuclear.
Em sua composição, encontramos hidrogênio e hélio em maiores porcentagens, 
e também oxigênio e carbono, esses em menores quantidades. Ainda encontramos 
indícios de ferro, sódio, alumínio, fósforo, enxofre, potássio, além de outros.
Todos os corpos do Sistema Solar, como os planetas, planetas anões, asteroides, 
cometas, satélites, poeira cósmica, giram ao redor do Sol devido a sua gravidade. 
Ele também é o gerador de energia para a maioria dos objetos celestes do Sistema 
Solar. O Sol emite uma potência de cerca de 4 x 1015 gigawatts. Toda essa energia 
se origina de reações nucleares que ocorrem no seu centro interior e demora 10 
milhões de anos para ser transportada do centro até atingir a superfície. Essa 
energia é originada no núcleo atômico dos elementos químicos presentes no Sol 
que se fundem e, portanto, é liberada através de reações termonucleares.
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UNIDADE O Sol
Essa é a proposta aceita nos dias atuais, que foi divulgada em 1937 por Hans 
Albrecht Bethe (1906 – 2005), teoria em que quatro prótons de hidrogênio são 
combinados em um núcleo de hélio (com dois prótons e dois nêutrons), liberan-
do energia.
Após queimar todo seu hidrogênio, o Sol passará a fundir hélio em carbono, 
tornando-se uma gigante vermelha (prevista para ocorrer daqui a cerca de 5,5 
bilhões de anos). Depois dessa fase, começa a desprender matéria das camadas 
mais externas para o espaço, se transformando em uma nebulosa planetária. Assim 
que toda a matéria tiver desprendido, restará uma pequena estrela conhecida como 
anã branca.
Ciclo de vida do Sol: https://goo.gl/imsKXV
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Tabela 1 – Dados sobre o Sol
Principais Características
Massa 1,989 x 1030 kg
Raio equatorial 6,95508 km
Distância da Terra 149 600 000 km = 1 UA*
Luminosidade 3,83 x10³³ ergs/s
Temperatura da superfície 5 500 °C
Gravidade superficial 274,0 m/s²
Densidade 1,409 g/cm³
Fonte: https://goo.gl/AnBekq – *UA (unidade astronômica)
A rotação do Sol é conhecida como rotação dife-
renciada, isso ocorre pelo fato do Sol ser constituído 
principalmente por gases, ocasionando variação de 
velocidade em sua rotação no equador em relação 
aos polos. Portanto, o Sol não é uma esfera rígida.
Seu período de rotação no equador é de 25 
dias aproximadamente e nos polos é por volta de 
36 dias.
Dínamo Solar
A rotação diferenciada entre as zonas radiative 
e convectiva (veja a seguir) origina a formação de 
fortes campos magnéticos solares, que são as fontes 
do dínamo solar, o processo físico que move o ciclo 
de atividade magnética solar.
Figura 9 – Henry Norris Russel
Fonte: Wikimedia Commons
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A variação nas velocidades de rotação dentro da zona de convecção torce os 
campos magnéticos, fazendo com que eles se deformem e se enrolem trançando 
seu percurso saindo para o lado de fora da superfície do Sol.
Importante!
Henry Norris Russel (1877 – 1957) foi o primeiro astrônomo a divulgar e publicar 
no “Astrophysical Journal” a composição química da atmosfera solar em valores 
quantitativos.
Você Sabia?
Figura 10 – Dínamo Solar
Fonte: Solar Dynamo, NASA
Figura 11 – Linhas de campo magnético no dínamo solar
Fonte: crediblehulk.org
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UNIDADE O Sol
A estrutura interna do Sol pode ser dividida em:
• núcleo,
• zona radiativa e
• zona convectiva.
As estruturas externas são:
• fotosfera,
• cromosfera e
• coroa (ou corona solar).
Proeminência
Solar
Zona
de Radiação
Zona
de Convecção
Fotosfera
Cromosfera
Mancha Solar
Grânulos
Coroa
Núcleo
Figura 12 – Estrutura solar
Fonte: Wikimedia Commons
Estrutura interna do Sol
Núcleo
O núcleo é o responsável pela produção de energia solar através de reações 
termonucleares. A temperatura em seu interior chega a 15 x 106 °C e sua massa é 
cerca de 60% da massa total.
A energia gerada passa pela zona radiativa e zona convectiva e é conduzi-
da até a superfície, a fotosfera, de onde sai sob forma de calor. Esse percurso 
demora em média 1,5 a 10 milhões de anos, podendo variar de acordo com a 
exata posição em que houve a reação e conforme a modelagem de colisões com 
emissões e absorções.
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É fato que hoje o Sol mantém um equilíbrio térmico, mesmo sendo emissor 
de grande quantidade de energia térmica e luminosa. Ele está nesta situação de 
equilíbrio há mais de 4,5 bilhões de anos. Para permanecer em equilíbrio é essencial 
uma fonte natural de energia. Isso se dá através dessas reações que transformam 
núcleos de átomos de hidrogênio em átomo de hélio. Por possuírem massas 
diferentes, essa diferença é liberada como energia.
Como foi abordado anteriormente na unidade de Evolução Estelar, o Sol realiza 
sua produção de energia por meio de dois processos de reações termonucleares, 
chamados de ciclo próton-próton (ou ciclo p-p) e o ciclo CNO.
Ciclo p-p
1H 1H 1H 1H
2H 1H 1H 2H
3He 3He
1H 1H
4He
ν ν 
γ γ 
γ 
ν
Raios Gama 
Neutrino 
Próton 
Nêutron 
Pósitron
Figura 13 – Ciclo próton-próton
Fonte: Wikimedia Commons
Na cadeia p-p, vemos que o processo se inicia com a fusão de dois prótons, 
dando origem a um deutério (próton+nêutron), um pósitron e um neutrino. O 
pósitron aniquilará um elétron gerando radiação gama, o neutrino sai da estrela 
rapidamente e o deutério se ligará a outro próton formando 3He e liberando raios 
gama. O 3He se ligará a outro 3He e irá formar o 4He liberando dois prótons que 
depois irão entrar em outro ciclo p-p.
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UNIDADE O Sol
Importante!
Nesse processo vemos que quatro prótons são transformados em um núcleo de hélio 
liberando energia.
Em Síntese
Ciclo CNO
12C
13N
13C
14N
15O
15N
1H
1H
1H
1H
4He
Próton
Nêutron
Positron
Raio Gama
Neutrino
Figura 14 – Ciclo carbono, nitrogênio e oxigênio
Fonte: Wikimedia Commons
1. Ocorre a fusão de um próton com um núcleo de carbono, o que gera raios 
gama e um núcleo de 13N.
2. O 13N é instável e decai para 13C liberando um pósitron e um neutrino. O 
pósitron aniquilará posteriormente um elétron gerando raios gama.
3. O 13C se funde com outro próton liberando 14N e raios gama.
4. O 14N se funde com um próton liberando 15O e raios gama.
5. O 15O é instável e decai para 15N liberando um pósitron e um neutrino. O 
pósitron colidirá posteriormente com um elétrone se aniquilarão gerando 
raios gama.
6. O 15N se funde com um próton formando o 4He e 12C. O 12C dará início 
a um novo processo de fusão.
Os dois processos descritos acima mostram o hidrogênio como combustível e 
o hélio como cinzas da combustão. Em ambos os processos são liberadas grandes 
quantidades de energia. Mas qual dos dois métodos é adotado pelo Sol?
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Figura 15 – Taxa de geração de energia (erg/g/s) x temperatura (K)
Fonte: Adaptado de Departamento de Astronomia. Instituto de Astronomia, Geofisica e Ciencias Atmosfericas-IAG-USP
Nesse gráfico, vemos que as estrelas podem usar apenas o ciclo p-p ou usar 
ambos os processos de fusão, tudo depende da temperatura em seu núcleo.
O ciclo p-p se inicia numa temperatura próxima a 4 milhões de kelvin e é a única 
fonte de energia até uma temperatura cerca de 12x106 K.
A partir de 12x106 K, o ciclo CNO se inicia e então os dois ciclos contribuem para 
a formação de energia para a estrela. A temperatura no núcleo do Sol permite que 
os dois processos ocorram, porém o processo que mais contribuirá com produção 
de energia será o ciclo p-p.
A estrela segue então na sequência principal queimando hidrogênio em hélio e 
produzindo energia nesse processo. Com o passar do tempo, o hidrogênio vai se 
esgotando no núcleo.
O Sol irá brilhar de maneira estável por aproximadamente mais 5 bilhões de 
anos enquanto processa hidrogênio em hélio.
Zona Radiativa
É a região onde o transporte de energia é feito por meio de fótons (radiação). 
Nesse local, os átomos encontram-se ionizados devido às altas temperaturas.
Zona Convectiva
É localizada entre a zona radiativa e a fotosfera. Aqui, o transporte de energia 
se dá por meio de convecção. O movimento do gás se dá de uma região de maior 
temperatura para uma de menor temperatura.
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UNIDADE O Sol
Fotosfera
A fotosfera, superfície solar, é a camada visível do Sol. Sua espessura é de 
mais ou menos 330 km e sua temperatura chega a ser de 5.500°C. Visualmente, 
parece ser um líquido fervente com milhares de bolhas. Na verdade, essas bolhas 
são estruturas com formato hexagonal, conhecidas como grânulos. Seus diâmetros 
têm em média 5.000 km (quase o raio da Terra!) e uma duração de 10 minutos.
Figura 16 – Grânulos na superfície solar
Fonte: nasa.gov
Entre esses fenômenos, o de maior impacto é o das manchas solares, que nada 
mais é regiões que aparentam ter uma coloração mais escura que a fotosfera. 
Nessas regiões a temperatura é bem menor do que os 5 500 °C da superfície solar.
As manchas podem ser divididas em duas partes: uma central e mais escura 
chamada de umbra com temperaturas aproximadas a 3 800 °C, e outra um pouco 
mais clara circundante a umbra, conhecida como penumbra.
Figura 17 – Umbra e penumbra
Fonte: cambioclimatico.org
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Figura 17 – Fotosfera com manchas solares
Fonte: noao.edu
As manchas solares, por possuírem um campo magnético mais acentuado, aca-
bam por dificultar o transporte convectivo, tornando-se mais frias que a atmosfera.
Essas manchas aparecem em sua maioria aos pares, cada uma com uma 
polaridade. O campo magnético é mais acentuado na região umbra. A existência 
desse campo se deve ao movimento do gás presente no interior do Sol.
Seu ciclo é de 11 anos com períodos de baixa atividade solar e, consequente-
mente, poucas manchas; intercalados por períodos de grandes atividades solares 
e, portanto, um maior número de manchas são vistas na superfície do Sol. Foram 
descobertas pelo astrônomo Samuel Heinrich Schwabe em 1843.
Cromosfera
Circundando a fotosfera, encontra-se a cromosfera, camada atmosférica irre-
gular, de baixa densidade e não visível, pois seus feixes luminosos são muito mais 
fracos que a fotosfera.
Mas se você quiser observar a cromosfera, fique atento a um eclipse solar. 
Quando a fotosfera é escondida pela Lua, uma camada de cor rósea pode ser vista 
em torno do satélite.
Importante!
Durante muito tempo só se podia visualizar a cromosfera durante eclipses totais. Em 
1930, Bernard Lyot, astrônomo francês, inventa um instrumento capaz de criar eclipses 
solares, o coronógrafo.
Você Sabia?
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UNIDADE O Sol
Essa camada possui um aspecto ondulado em razão da presença de espículas, 
arremessos de gás lançados a uma altura de 10 mil km acima da cromosfera e têm 
duração de poucos minutos.
Figura 19 – Espículas
Fonte: nasa.gov
Observamos também as protuberâncias solares durante os eclipses solares 
totais. Elas são nuvens de luz gasosa que se concentram sobre as manchas solares. 
Chamamos de protuberância eruptiva quando sua duração é curta, e protuberância 
quiescente quando sua duração é de várias rotações solares.
Já os flares solares (explosões solares), acontecem quando há muita energia 
acumulada nos campos magnéticos, normalmente acima das manchas solares, e 
essa é liberada podendo levar alguns minutos ou até horas.
Figura 20 – Flares
Fonte: nasa.gov
22
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Importante!
Um fl are ocorrido em 28 de outubro de 2003 ocasionou uma grande tempestade geo-
magnética, considerada de magnitude máxima em 30 de outubro de 2003. O registro 
que se tem do maior fl are ocorrido é datado de 4 de novembro de 2003.
Você Sabia?
Figura 21 – Proeminência eruptiva
Fonte: nasa.gov
Figura 22 – Proeminência Eruptiva
Fonte: nasa.gov
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UNIDADE O Sol
Coroa
Essa camada é a mais externa, menos densa e a mais ampla de todas. Sua 
temperatura é extremamente alta, mas em contra partida sua energia termal é 
mínima, por ser uma camada muito leve.
Ela tem densidade cerca de 10 milhões de vezes menor que a da fotosfera e 
continua reduzindo à medida que se afasta do Sol.
Pode ser observada durante os eclipses solares totais e também por meio do 
coronógrafo. Aparece como uma névoa de cor branca envolvendo a lua escura.
Figura 23 – Corona Solar
Fonte: nasa.gov
Figura 24 – Eclipse solar total em março de 1970, em que se vê a coroa
Fonte: nasa.gov
Não se sabia o que ocasionava o brilho em linhas na coroa, hoje sabemos que 
é devido a ionização dos átomos de níquel, ferro, cálcio e neônio, justificando tam-
bém sua alta temperatura.
24
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Estima-se que a temperatura da coroa possa chegar a 1.000.000 de kelvin. E 
esse aumento na temperatura é explicado pela ocorrência de energia em movi-
mento através de “correntes elétricas induzidas por campos magnéticos variáveis” 
(OLIVEIRA FILHO E SARAIVA, 2013, p.165).
O vento solar é constituído de partículas lançadas da coroa e seu deslocamento 
faz com que o Sol perca matéria, diminuindo sua massa. Ao chegar à Terra é 
barrado por seu campo magnético, originando o cinturão de Van Allen.
Porém, as partículas carregadas podem entrar na Terra pelos polos magnéticos, 
fornecendo um espetáculo magnífico sendo visto tanto do espaço quanto da super-
fície terrestre, que é o fenômeno das auroras boreal (polo norte) e austral (polo sul).
Figura 25 – Vento Solar
Fonte: nasa.gov
Figura 26 – Cinturão de Van Allen
Fonte: nasa.gov
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UNIDADE O Sol
Um mergulho nos cinturões de Van Allen: https://youtu.be/0AQb8y-_avg
Ex
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Logo, as auroras ocorrem devido a presença do cinturão de Van Allen, pois as 
partículas do vento solar só penetram na atmosfera terrestre pelos polos, criando 
assim esses fenômenos de luz.
Importante!
As auroras boreais já eram observadas pelos gregos e chineses desde a antiguidade. 
A explicação para esse fenômeno veio em 1896 pelo físico Kristian Birkeland (1867 – 
1917), quando concluiu que as auroras eram ocasionadas pelo contato de partículas de 
alta energia (elétrons) com átomos neutros da alta atmosfera terrestre.
Você Sabia?
Figura 27 – Aurora Boreal vista do espaço e da superfície terrestre
Fonte: nasa.gov e Wikimedia Commons
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Outro fenômeno que observamos na coroa são as ejeções coronais de matéria,elas estão relacionadas com as proeminências e ocorrem quando os campos 
magnéticos aquecem muito o plasma, liberando uma excessiva quantidade de 
substância da atmosfera solar, isso ocorre quando há uma instabilidade magnética.
Ao atingir a Terra essas erupções solares causam perturbações nos sistemas de 
comunicação e localização e também fazem estragos nas redes elétricas.
Para tentar minimizar os problemas gerados pelas ejeções coronais se faz o 
monitoramento do clima espacial por meio de satélites. Com esse monitoramento 
é possível receber informações antes da chegada de uma erupção solar e se possível 
tomar as providências necessárias para evitar maiores danos.
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UNIDADE O Sol
Material Complementar
Indicações para saber mais sobre os assuntos abordados nesta Unidade:
 Livros
Energia Solar e Preservação do Meio Ambiente
LUIZ, A. M. Energia Solar e Preservação do Meio Ambiente. 1 ed. São Paulo: 
Livraria da Física, 2013. 256 p.
Sol e Energia no Terceiro Milênio
MOURÃO, R. R. de F. Sol e Energia no Terceiro Milênio. 1 ed. São Paulo: Scipione, 
2000. 128 p.
 Vídeos
O Sol: Parte 1
ASTRONOMIA. O Sol: parte 1.
https://youtu.be/TtOTNhM3EQI
O Sol: Parte 2
ASTRONOMIA. O Sol: parte 2.
https://youtu.be/u1ozsJaLnWU
O Sol: Parte 3
ASTRONOMIA. O Sol: parte 3.
https://youtu.be/NxsBvK7AcgI
 Leitura
Sol tem Ciclos Similares a outras Estrelas, relevam Cientistas
AFP. EXAME. Sol tem ciclos similares a outras estrelas, relevam cientistas.
https://goo.gl/1FLzcd
A Surpreendente Descoberta sobre o Núcleo do Sol que intriga Cientistas.
BBC, BRASIL. A surpreendente descoberta sobre o núcleo do Sol que intriga 
cientistas.
https://goo.gl/Zm1mK8
Um Novo Olhar sobre a Segurança de Sistemas Elétricos
PINTO, L.M.V.G.; et al. Um Novo Olhar sobre a Segurança de Sistemas Elétricos.
https://goo.gl/wiXFXP
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Referências
HORVATH, J. E. O ABCD da Astronomia e Astrofísica. 1 ed. São Paulo: Editora 
Livraria da Física, 2008. 232 p.
MOURÃO, R. R. de F. O Livro de Ouro do Universo. Rio de Janeiro: Ediouro, 
2000. 509 p.
OLIVEIRA FILHO, K. de S.; SARAIVA, M.de F. O. Astronomia e Astrofísica. 3 
ed. São Paulo: Editora Livraria da Física, 2013. 780 p.
RIDPATH, I. Guia Ilustrado Zahar: Astronomia. 3 ed. Rio de Janeiro: Zahar, 
2011. 300 p.
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