O Sol é uma estrela típica e representativo da maioria das estrelas.

O Sol tem um estrutura interna com núcleo extremamente quente e sob um envoltório convectivo. Nem todas as estrelas tem esta estrutura, comum às estrelas parecidas com nosso Sol ou ainda aquelas abaixo na Sequência Principal¹.

Muitas características decorrem dessa estrutura particular. Em comum elas tem ainda uma rotação mais lenta, cromosferas e coroas, e por fim uma atividade magnética.

1 - Fotosfera
2 - Cromosfera
3 - Vento Solar

1 - Fotosfera

A fotosfera é uma camada de apenas 500 Km de espessura, que emite quase metade da luminosidade solar concentrada na região visível do espectro. Sua temperatura é de 5770 K. Nas camadas internas o Sol é mais denso e opaco, portanto invisível por fora. Nas camadas mais externas, graças à diminuição da densidade, a radiação se propaga livremente. Na fotosfera portanto ocorre a transição do regime radiativo opaco ao transparente. O bordo do Sol parece nítido porque a fotosfera é fina. A sua densidade é cerca 10¹⁵ partículas por cm³ ou 5 mil vezes inferior à do ar que respiramos! Para nós a fotosfera é a manifestação mais imediata do Sol. A temperatura efetiva do Sol é definida a partir dos parâmetros fotosféricos.

Fotografias não deterioradas pela turbulência da atmosfera terrestre mostram que a fotosfera não é homogênea. Ela é um mosaico de granulações com diâmetro da ordem de 400 Km, denominadas de células de convecção, figura 1¹. Cada granulação, que subtende 0,6” em média é uma coluna de convecção, e sobrevive de 5 a 10 minutos. A parte central, na qual o gás mais quente procedente do interior sobe, é mais brilhante. Esse gás irradia e se esfria. Depois desce pelos bordos mais escuros da coluna. A convecção ocorre no envelope solar por causa da baixa temperatura que propicia a formação do íon negativo H^-, um átomo de hidrogênio com 2 elétrons, chamado de hidreto. Esse íon exarceba a opacidade e debilita o transporte radiativo. Nessa circunstância passa a operar o transporte convectivo.

Quando se dispersa a luz fotosférica por meio de um prisma, tem-se a impressão de que as cores do arco-íris se distribuem continuamente. Utilizando-se espectroscópios com maior poder de dispersão, percebe-se que o espectro solar é recortado por dezenas de milhares de linhas escuras, conhecidas como Linhas de Fraunhofer. Exemplo: o par de linhas D do sódio no amarelo. Trata-se de linhas de absorção. Sua presença evidencia que uma camada de gás mais frio envolve a atmosfera solar. As linhas permitem inferir a composição química do Sol. Quanto aos elementos pesados, a composição solar concorda com a da crosta terrestre.

O brilho sobre o disco fotosférico não é uniforme. Ele diminui no bordo, fenômeno esse conhecido como obscurecimento do limbo. A figura 2⁽¹⁾ apresenta o Sol fotografado na luz branca. No bordo obscurecido o brilho das fáculas contrasta mais. Há também algumas manchas solares. O brilho observado num dado ponto do disco resulta da adição de contribuições ao longo da linha de visada, mas não além do ponto em que o meio torna-se opaco para o observador. A figura 3 ilustra que, perto do bordo, a fotosfera torna-se opaca em camadas mais externas. Elas são mais frias e menos brilhantes, pois, logo acima da fotosfera, a temperatura decresce até 4150 K. No centro do disco o observador consegue enxergar camadas mais profundas e mais quentes.

Outro fenômeno fotosférico importante é o das manchas solares, figura 4 ⁽¹⁾. Elas são regiões permeadas por intensos campos magnéticos com milhares de gauss (G). (Para comparação: o campo magnético dos pólos é de 0,7 G). Técnicas observacionais tiram proveito do desdobramento Zeeman de linhas espectrais (alargamento das linhas espectrais por influência de fortes campos magnéticos), e de sua polarização circular, para diagnosticar o campo magnético longitudinal( paralelo à linha de visada).

A figura 5⁽¹⁾ mostra que a parte central das manchas (umbra) é mais escura que a periférica(penumbra). Nesta a matéria se move radialmente para fora (efeito evershed). No bordo do disco nota-se que as manchas são escavadas. As manchas são escuras por serem 2000 K mais frias, possivelmente porque os fortes campos magnéticos inibem o transporte convectivo. Uma mancha perdura de uma semana até meses. Como ela permanece relativamente imóvel na superfície do equador solar, prestasse ao acompanhamento da rotação da fotosfera e à determinação do equador solar. Como se vê na figura 6⁽¹⁾ ( Observatórios do Monte Wilson e do Palomar), a mancha se desloca de leste para oeste( da esquerda para direita). À direita é mostrada a mesma mancha quando reapareceu no bordo leste 16 dias após ter desaparecido no bordo Oeste. O período sideral de rotação é de 25 dias no equador e de 33 dias perto dos polos. O Sol não gira, portanto, como um corpo sólido mas possui uma rotação diferencial em latitude. O plano equatorial do Sol forma um ângulo de 7,2⁰ com a eclítica.

2 - Cromosfera

Nos instantes de totalidade de um eclipse solar, o brilhante disco fotosférico fica oculto atrás do disco lunar. Pode-se então perceber contra o fundo escuro do céu que, extremamente à fotosfera, não há vácuo perfeito, mas um tênue atmosfera. A camada mais interna dessa atmosfera solar é a Cromosfera. Sua espessura é de 10000 Km. Seu nome se deve à cor avermelhada, visível por breves segundos antes e depois da totalidade de um eclipse. Essa coloração é devida linha Halpha. A primeira linha da série de Balmer, no espectro visível do Hidrogênio. O espectro cromosférico do Sol revelou, pela primeira vez, as linhas de um átomo então desconhecido, o segundo elemento mais abundante do universo: o Hélio. A densidade na base da Cromosfera é de 10¹² partículas por cm³ e, no topo, de 10⁹cm^-3. A temperatura cresce da base para o topo, sendo de 15000 K o seu valor típico. Vê-se portanto que a cromosfera não pode ser aquecida pela radiação fotosférica. O aquecimento tem origem na turbulência do envolope convectivo. Essa turbulência excita ondas que, ao se propagarem para regiões cada vez menos densas, amplificam-se em choques. Choques dissipam-se facilmente, podendo assim aquecer a cromosfera.

Entidades cromosféricas podem ser vistas fora de eclipses. Embora transparentes em outros comprimentos de onda do espectro visível, no comprimento de linhas intensas tais como Halpha(6563 Å), K e CaII(3933 e3968,5 Å) são opacas e detectáveis sobre o disco fotosférico. Suas formas são controladas por campos magnéticos. A Cromosfera aparece como um mosaico de supergranulações com diâmetros de 30000 Km, conforme mostra a imagem obtida na luz do H reproduzida na figura 6 (University Astronomy, J.M. Pasachoff e M.L. Kutner, W.B. Saunders Co., Philadelphia, 1978). Cada supergranulação tem tempo de vida de meio. Amatéria tem movimento ascendente na parte central, e descendente nos bordos. As supergranulações tomam parte no processo convectivo do envolope solar. A rede global de supergranulações oscila coerentemente como um todo com um período de aproximadamente 5 minutos. Os contornos das supergranulaçòes são ocupados por uma miríade de entidades filamentares, quase verticais, denominadas espículos( figura 7). Eles tem diâmetro médio de 700 Km, altura de 7000 Km, temperaturas cromosféricas, mas densidades maiores. Assim, a Cromosfera não é uma concha homogênea, mas possui uma estrutura complexa. É impressionante observar a matéria fria da Cromosfera coexistindo lada a lado com a matéria da Coroa, cuja temperatura é de milhões de Kelvin. É o que acontece com as pontas dos espículos mais altos. Acredita-se que os espículos canalizam a matéria ejetada ao meio interplentário na forma do vento solar.

Nos locais onde há manchas subjacentes a Cromosfera apresenta emissão mais intensa nas Linhas H? e do CaII formando as praias. Sua contrapartida na luz branca são as fáculas (figura 2). O excesso de emissão cromosférica constitui diagnóstico indireto da atividade magnética de outras estrelas.

Na figura 8 (The Cambridge Atlas of Astronomy, 1985, p.29), à esquerda aparece uma imagem do Sol em H?. À direita, imagem simultânea da Luz no CaII. As praias, mais brilhantes, ficam sobre as manchas, o que pode ser verificado comparando-se com a imagem da figura 2 que também é simultânea.

Nas proximidades de praias surgem constantemente uma estruturas escuras e alongadas, muito apropriadamente denominadas filamentos (figura 9). Eles são relativamente estáveis, densos, e tem temperaturas de  7000 K. Ficam sustentados no meio coronal mais rarefeito e quente, por forças de origem magnética. Ocupam locais tais como o topo de arcadas magnéticas. Na linha H a emissão do próprio filamento fica fraca em face do forte brilho fotosférico de fundo. Por isso o filamento parece escuro. As proeminências vistas no bordo do disco não são outra coisa se não os mesmos filamentos. Observadas contra o fundo do céu aparecem como formações conspícuas. Imagens obtidas durante eclipses, confirmam que as proeminências jazem no topo de arcadas magnéticas debaixo de elmos magnéticos. É o que se pode ver na figura 10( Physics of Solar Proeminênces, Eds. E. Jensen, P.Maltby, F.Q. Orral, Institute of Theorical Astrophysis, Blinderm, 1978) que mostra a estrutura da Coroa observada no sul do Brasil no eclipse de 12 de novembro de 1966.

Nota-se claramente que as proeminências no bordo estão associadas aos filamentos. As proeminências que acabam de ser descritas são usualmente designadas proeminências quiescentes, de longa vida, que distinguim-se das proeminências eruptivas, de duração efêmera, associadas a explosões solares. A figura 11 (McMath – Hulbert observatory, University of Michigan) mostra a proeminência eruptiva vista na linha K2 do CaII no dia 17 de dezembro de 1937. A: 14h50,69m. B: 14h55,84m. C: 15h06,13m. D: 15h14,31m. F: 16h06,70m TU.

A Cromosfera também pode ser observada através de ondas de rádio com comprimentos centimétricos e milimétricos. Quanto mais curto é o comprimento de onda, mais profundas são as camadas investigadas. Como as camadas mais externas são mais quentes, o limbo observado nessas ondas de rádio apresenta abrilhantamento em vez de obscurecimento.

Uma camada delgada de apenas 1000 Km em que a temperatura cresce muito, de 20 a 500 mil K sobrepõe-se à Cromosfera. É a região de transição entre a Cromosfera e a Coroa. Ela emite linha de íons no extremo ultravioleta, detectáveis somente por meio de sondas espaciais.

O espectro da Coroa contém linhas de emissão como a do FeXIV. A presença deste íon, que perdeu 13 dos seus 26 elétrons, indica que a temperatura é da ordem de 1,5 milhões de K. O hidrogênio já não se apresenta mais como unidade atômica, pois o elétron destaca-se do próton. As partículas constituintes são correntes elétricas e o gás é designado plasma. Ele é um fluido condutor de eletricidade que interage dinamicamente com o campo magnético. A coroa se caracteriza pelo caráter isostérmico decorrente da alta condutividade elétrica de plasmas quentes.

A Coroa não é aquecida pela radiação fotosférica, mas pela energia turbulenta do envelope convectivo trazidas por ondas de alfvén ao longo de linhas de força do campo magnético.

A espessura da Coroa é de dois raios fotosféricos. Seu brilho é um milionésimo do brilho fotosférico. Trata-se na maior parte, de luz fotosférica espalhada por elétrons livres(espalhamento Thomson). Pela medição dessa luz é possível concluir que a densidade eletrônica é da ordem de 10⁸ partículas por cm³. Imagem do eclipse de 31 de julho de 1981 reproduzida na figura 12( The Cambridge Atlas of Astronomy, 1985) mostra que a coroa também é bastante estruturada. O campo magnético pode ser traçado através das variações de brilho porque os elétrons, responsáveis pelo espalhamento da luz, deixam-se aprisionarem estruturas magnéticas fechadas(garrafas magnéticas). O Sol possui pólos magnéticos de onde emanam as plumas. Na faixa equatorial aparecem estruturas tais como arcos, elmos e flâmulas que são extensões das manchas fotosféricas e das praias Cromosféricas. Atualmente há coronômetros a bordo de satélites que permitem observar a coroa mesmo que não haja eclipse. Casualmente numa dessas observações pode-se observar a queda de um cometa no Sol.

Um gás à temperatura da Coroa emite termicamente em raios X. Imagens em raios X revelam, de um lado, regiões brilhantes e, de outro regiões escuras, denominadas buracos coronais. A figura 13( Amercian Science and Engineering, Inc., Cambridge, Massachusetts) mostra a Coroa vista do Skylab em raios X a 1 junho de 1973. A parte escura é um extenso buraco coronal onde a densidade eletrônica é reduzida e as linhas do campo abrem-se para o meio interplanetário. Sem estarem aprisionados, os elétrons dos buracos coronais acabam fluindo para fora, constituindo o vento solar. As partes mais brilhantes tem arcos magnéticos fechados aprisionando elétrons. Satélites tem medido a emissão coronal de raios X em estrelas tardias da Sequência Principal. Quando a emissão é fraca considera-se que os buracos coronais predominam nas suas coroas.

A emissão térmica da Coroa também pode ser detectada em ondas de rádio com comprimentos que variam de dezenas de centímetros à vários metros. Ondas mais longas revelam as partes mais externas, e vice-versa. Isso se deve a dois fatos: (i) para cada densidade eletrônica corresponde um comprimento de onda acima do qual a propagação é impossível. Esse comprimento de onda é inversamente proporcional à raiz quadrada de densidade eletrônica: (ii) a densidade eletrônica decresce quando se afasta do Sol. Radiomapas da Coroa mostram abrilantamento nos bordos e são sensivelmente maiores que o disco fotosférico.

A existência do vento solar foi prevista teoricamente por Eugene Parker em 1958. Segundo ele uma coroa isortérmica a 1,5 milhões K não se sujeitaria ao equilíbrio hidrostático. Na sua viagem para Vênus a sonda Mariner II confirmou essa predição. Não se sabe ainda até onde o vento se expande. Por certo, até além da órbita de Plutão, no meio interestelar, formando uma gigantesca bolha ao redor do Sol denominada heliosfera. Seu tamanho deve ser modulado pela atividade solar. Sendo magnetizada a heliosfera dificulta a penetração de raios cósmicos no Sistema solar. Especialmente quando ocorre uma erupção solar, quando o vento solar se intensifica reduzindo eficazmente a penetração dos raios cósmicos na Terra. Essa redução é o efeito Forbush.

O vento, a rigor, é um processo de perda de massa, mas tão diminuto que não acarreta influência marcante na evolução do Sol. O vento tem papel relevante na perda de momento angular durante a Sequência Principal. É que o campo magnético atua como prolongador do braço do torque. Assim que o sol e demais estrelas tardias da Sequência Principal diminuem gradativamente a sua rotação.

O vento é mais intenso nas épocas em que a atividade solar é mínima pois, então, os fortes campos das manchas são inexistentes, reduzindo portanto os arcos magnéticos fechados. O campo magnético polar, que é aberto, abrange uma calota mais extensa, ficando a coroa confinada à região equatorial. A figura 14 é uma representação esquemática do escoamento do vento solar (setas largas) na época de menor atividade solar. Os elétrons aprisionados tendem a se concentrar na região equatorial. As setas finas indicam a orientação do campo magnético. Já na época de máxima atividade o campo polar fica restrito a uma calota pequena e os arcos fechados tornam-se predominantes. A coroa se contrai e assume sensível simetria circular.

1. Sequência Principal: Diagrama criado para classificar as estrelas.

Texto: livre tradução do Melissa Amorim do livro  The Cambridge Atlas of Astronomy, 1985