ZONA DE RADIAÇÃO
Entre 0,25 e 0,7 raio solar de distância do centro do Sol, o material solar é quente e denso o suficiente para permitir a transferência de calor do centro para fora via radiação térmica. Convecção térmica não ocorre nesta zona; apesar da temperatura desta região cair à medida que a distância ao centro solar aumenta (de 7 000 000 K para 2 000 000 K), o gradiente de temperatura é menor do que o gradiente adiabático, não permitindo a ocorrência de convecção. Calor é transmitido por radiação — íons de hidrogênio e hélio emitem fótons, que viajam apenas uma pequena distância antes de serem reabsorvidos por outros íons. A densidade cai 100 vezes (de 20 g/cm³ para 0,2 g/cm³) do interior para o exterior da zona de radiação.
Entre a zona de radiação e a zona de convecção existe uma camada de transição chamada de tacoclina. Esta é uma região onde a mudança súbita de condições entre a rotação uniforme da zona radiativa e a rotação diferencial da zona de convecção resulta em grande tensão de cisalhamento — uma condição onde camadas horizontais sucessivas escorregam umas sobre as outras. A moção do fluido na zona de convecção gradualmente desaparece do topo do tacoclina até a parte inferior desta camada, adquirindo as mesmas características calmas da zona de radiação. Acredita-se que um dínamo magnético dentro desta camada gera o campo magnético solar.
ZONA DE CONVECÇÃO
A zona de convecção é a camada externa do Sol, que ocupa a região entre 0,7 raios solares do centro (200 000 km abaixo da superfície solar) até a superfície. Nesta região, o plasma solar não é denso ou quente o bastante para transferir o calor do interior do Sol para fora via radiação — em outras palavras, não é opaco o suficiente. Como resultado, convecção térmica ocorre na medida em que colunas térmicas carregam material quente para a superfície solar. Quando a temperatura deste material cai na superfície, o material cai na direção da base da zona de convecção, onde recebe calor do topo da zona de radiação, recomeçando o ciclo novamente. Na superfície solar, a temperatura cai para 5 700 K, e a densidade, para 0,2 g/m³ (cerca de 1/10 000 da densidade do ar ao nível do mar).
As colunas térmicas na zona de convecção formam características físicas na superfície do Sol, na forma de grânulos solares e supergranulação. Tais grânulos são os topos de células de convecção, estas possuindo cerca de 1 000 km de diâmetro.
A convecção turbulenta desta parte do interior solar gera um pequeno dínamo magnético que produz pólos norte e sul magnéticos em toda a superfície do Sol. As colunas térmicas são células de Bénard, e portanto, tendem a serem prismas hexagonais.
FOTOSFERA
A superfície visível do Sol, a fotosfera, é a camada sob a qual o Sol torna-se completamente opaco à luz visível.[61] Visto que as camadas superiores à fotosfera também não são opacas à luz visível, a fotosfera é região mais funda do sol que pode ser observada. Nesta, e acima desta camada, luz visível é livre para propagar-se para o espaço, escapando do Sol totalmente. A mudança de opacidade acontece com a diminuição da abundância de íons de hidrogênio (H−), que absorvem luz visível facilmente. A luz visível é produzida por eléctrons que reagem com átomos de hidrogênio, produzindo íons H−.
Imagem do satélite artificial Hinode, de 12 de janeiro de 2007, revelando a natureza filamentar do plasma conectando regiões de diferentes polaridades magnéticas.
Estima-se que a espessura da fotosfera meça algo entre dezenas a centenas de quilômetros, sendo um pouco menos opaca que o ar na atmosfera terrestre. Devido ao fato de que a parte superior da fotosfera é mais fria do que a parte inferior, uma imagem do Sol aparenta ser mais brilhante no centro do que nas laterais do disco solar, fenômeno conhecido como escurecimento de bordo. O espectro de corpo negro da luz solar indica uma temperatura média de 5 775 K (ou 5 502 °C), misturada com linhas de absorção atômicas das camadas tênuas acima da fotosfera. A densidade de partículas da fotosfera é de ~1023 m−3, aproximadamente 1% da densidade de partículas da atmosfera terrestre ao nível do mar. Nesta temperatura, a emissão de luz na fotosfera ocorre em todas as bandas do espectro luminoso, dando ao Sol uma cor branca, que aparenta ser amarela no céu terrestre devido à dispersão da luz na atmosfera terrestre, mais acentuada nos comprimentos de onda azul. A mesma dispersão causa a cor azul característica do céu terrestre.
A temperatura efetiva (a temperatura que um corpo negro do mesmo tamanho precisa ter para emitir a mesma potência) do Sol é de 5 777 K (5 502 oC).
Durante os primeiros estudos do espectro óptico da fotosfera, algumas linhas de absorção encontradas não correspondiam a nenhum elemento químico encontrado na Terra. Em 1868, Norman Lockyer hipotetizou que estas linhas eram causadas por um elemento químico não descoberto, que Lockyer chamou de "hélio", em referência ao Deus grego Hélio. O Hélio seria isolado na Terra 25 anos mais tarde. A camada externa do sol é carregada com finos fios magnéticos carregados com plasma de milhões de graus.
ATMOSFERA
As camadas superiores à fotosfera são chamadas coletivamente de atmosfera solar. Estas camadas podem ser vistas com telescópios operando em todo o espectro eletromagnético do rádio, passando desde a luz visível até os raios gamas. São compostas de cinco zonas principais: a "zona de temperatura mínima" (cromosfera), a região de transição solar (coroa solar) e a heliosfera. A heliosfera, que pode ser considerado a região exterior tênue da atmosfera solar, estende-se além da órbita de Plutão, até a heliopausa, onde forma uma onda de choque com o meio interestelar. A cromosfera e a coroa são muito mais quentes do que a superfície do Sol. Não se sabe com exatidão porque isto acontece; evidências indicam que ondas de Alfvén podem ter energia suficiente para aquecer a coroa.
A camada mais fria do Sol é a região de temperatura mínima, localizada 500 km acima da fotosfera, que possui uma temperatura de 4 100 K. Esta parte do Sol é fria o suficiente para suportar moléculas simples como monóxido de carbono e água, estas que podem ser detectadas por seus espectros de absorção.
Temperatura (linha contínua) e densidade (linha tracejada) da atmosfera solar a partir da base da fotosfera.
Acima da camada de temperatura mínima localiza-se a cromosfera, camada que possui cerca de 2 000 km de espessura e é dominada por espectros de emissões e linhas de absorção. O nome desta camada provém do grego "chroma", que significa "cor", porque a cromosfera é visível como um flash colorido no início e fim de um eclipse total do Sol. A temperatura da cromosfera aumenta gradualmente com a altitude, chegando a até 20 000 K no topo. No topo da cromosfera, hélio torna-se parcialmente ionizado.
Acima da cromosfera localiza-se a zona de transição solar, uma camada fina com cerca de 200 km de espessura. Nela, a temperatura aumenta rapidamente de 20 000 K para níveis próximos a 1 000 000 K. O aumento rápido da temperatura é facilitado pela ionização completa do hélio na região de transição, que diminui significantemente o resfriamento radiativo do plasma. A região de transição não ocorre em uma altitude bem definida. Ao invés disso, forma um tipo de halo em torno de características da cromosfera, tais como espículas e filamentos solares, possuindo uma moção constante e caótica. A região de transição não é facilmente visível da superfície da Terra, mas é facilmente observável do espaço por instrumentos sensíveis ao extremo ultravioleta do espectro eletromagnético.
A coroa solar é a atmosfera estendida externa do Sol, que é muito maior em volume do que o Sol propriamente dito. A coroa expande continuamente no espaço, formando o vento solar, que preenche todo o interior do Sistema Solar. A base da coroa, que localiza-se muito próxima da superfície solar, possui uma densidade de partículas muito baixa, cerca de 1015–1016 m−3 na base, diminuindo com a altitude. A temperatura média da coroa e do vento solar varia entre um milhão e dois milhões de kelvins. A temperatura nas regiões mais quentes alcança 8 a 20 milhões de Kelvins. Atualmente, não existe uma teoria que explique por completo a causa das altas temperaturas da coroa, sendo este um dos maiores problemas da física solar. Porém, sabe-se que parte do calor provém de reconexão magnética.
Heliosfera.
About Heliosphere - From de chanel SKY BEAT Heliosphere | Solar System | Universe size.
A heliosfera, que é a cavidade em torno do Sol preenchida com o plasma do vento solar, estende-se de 20 raios solares (0,1 UA), até o limite do Sistema Solar. Seu limite interior é definido como a camada onde o vento solar torna-se "superalfvénico" — isto é, onde a velocidade do vento solar torna-se maior que a velocidade das ondas de Alfvén. Turbulência e forças dinâmicas fora deste limite não podem afetar o formato da coroa solar, uma vez que informação pode viajar apenas na velocidade das ondas de Alfvén. O vento solar continuamente sopra em direção ao exterior do Sistema Solar dentro da heliosfera, carregando material através do Sistema Solar, até encontrar a heliopausa, a mais de 50 UA do Sol. A moção do vento solar faz com que o campo magnético solar adquira um formato de espiral. Em dezembro de 2004, a sonda espacial Voyager 1 passou por uma região de choque, que cientistas acreditam ser parte da heliopausa. Ambas as sondas Voyagers registraram um aumento no número de partículas energéticas à medida que elas se aproximaram do limite.
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