Fotosfera do SOL

Uma fotografia em luz branca faz aparecer o Sol sob o aspecto de um disco circular, com os contornos definidos, cujo brilho é ligeiramente mais elevado no centro do que nas orlas. Uma imagem como esta é fácil de interpretar: à medida que a radiação se distancia das regiões centrais, onde é produzida, as camadas atravessadas tornam-se cada vez mais frias e cada vez menos densas; chega uma altura em que a opacidade da matéria é de tal maneira fraca que a radiação pode sair livremente para o espaço interestelar; neste nível, o Sol conserva a imagem da última camada que emitiu. A camada responsável pela maior parte da radiação visível chama-se fotosfera, devido à sua aparência brilhante e quase esférica.

O Sol em luz branca
Nesta fotografia do Sol em luz branca, é possível observar claramente a diferença de brilho entre o centro e as orlas.

O escurecimento centro-orla do disco solar, também designado por “escurecimento do limbo”, é uma prova da descida da temperatura em direcção ao exterior da fotosfera. Com efeito, os raios luminosos que recebemos, provenientes da orla do disco, atravessam as camadas da atmosfera solar sobre uma incidência oblíqua. Consequentemente, são mais absorvidas do que aquelas que provêm do centro do disco, dando-nos a imagem de camadas mais superficiais. O facto da orla do disco se mostrar menos brilhante que o centro prova que as regiões superficiais da fotosfera são menos quentes que as regiões profundas. Ou seja, quando olhamos para o centro do disco, observamos zonas mais profundas com temperaturas da ordem de 6000 K, enquanto que perto da orla vemos as camadas mais superficiais, que têm temperaturas mais baixas, cerca de 4 500 K.

Perfil da atmosfera solar por um plano que passa pela Terra
A luz branca que atinge a Terra, provém, em média, de regiões cuja distância ao centro do Sol varia do centro até à orla do disco. A luz de uma faixa espectral provém de camadas mais superficiais, devido à acrescida opacidade da matéria para o comprimento de onda da faixa. Neste esquema, a espessura da fotosfera está aumentada.

O estudo comparado do centro e da orla do disco, associado à análise espectral da radiação, fornece indicações acerca da estratificação da atmosfera solar, em altitude. O espectro da fotosfera ultrapassa o domínio visível, por um lado, em direcção ao ultravioleta próximo (até cerca de 200 nm), por outro, em direcção ao infravermelho (até cerca de 100 µm). Caracteriza-se por um fundo contínuo sobre o qual se encontram sobrepostas inúmeras faixas escuras chamadas faixas de Fraunhofer. Essas faixas correspondem aos comprimentos de onda dos fotões absorvidos pela matéria, no seu percurso pela atmosfera solar em direcção ao meio interestelar. Assim, as faixas espectrais constituem o indicador das condições físicas da matéria: cada uma delas tem por responsável um elemento particular do fluído solar e informa acerca da abundância deste elemento, determinando-se, desta forma, a composição química do meio; a largura e a forma do perfil vertical das faixas podem ser associados à temperatura, à pressão e aos movimentos turbulentos.

Espectro fotosférico de Fraunhofer
Sobre um fundo contínuo, observam-se inúmeras faixas correspondentes aos fotões absorvidos pela matéria constituinte da atmosfera solar.

A temperatura efectiva corresponde ao valor que esta toma na fotosfera, estando relacionada com o fluxo de energia que é perdido pelo Sol na sua superfície:

O espectro da radiação emitida é caracterizado por uma temperatura de cor, ou seja, apresenta uma curva com um máximo de emissão para um determinado valor de comprimento de onda, que corresponde ao valor típico desta temperatura para a zona de emissão. Como uma estrela se comporta, em termos de emissão, como um corpo negro, esta temperatura é de facto similar à temperatura efectiva.

Composição química por análise espectral
Cada faixa espectral tem por responsável um elemento particular do fluído solar e informa acerca da presença e abundância deste elemento, determinando-se, desta forma, a composição química do meio.

Toda a superfície do Sol parece composta de grânulos, de um tamanho de mil a dois mil quilómetros, movimentados a velocidades ascendentes da ordem de um quilómetro por segundo no centro e cuja duração de vida é de uma dezena de minutos. Esta granulação é o afloramento, na fotosfera, dos movimentos da zona de convecção subjacente, compreendendo zonas mais claras que correspondem a temperaturas mais elevadas.

Espectro solar no domínio visível
A curva que indica o fluxo luminoso em função do comprimento de onda parece-se com o da radiação de um corpo negro a 5800 K, ou seja de um corpo que estaria em equilíbrio termodinâmico a esta temperatura.

Temperatura de cor
O comprimento de onda da radiação à qual corresponde o máximo de emissão é característico da temperatura da zona de emissão.

A granulação na superfície do Sol
A fotosfera do Sol tem a aparência da superfície de um líquido em ebulição, cheia de bolhas, ou grânulos. Este fenómeno é chamado de granulação fotosférica. Os grânulos marcam os topos das colunas convectivas de gás quente, que se forma na zona convectiva, logo abaixo da fotosfera. As regiões escuras entre os grânulos são regiões onde o gás mais frio e mais denso escorrem para baixo.

A granulação não é o único fenómeno produzido pela penetração dos movimentos de convecção na fotosfera. Distinguem-se, de igual modo, células de grande dimensão de mesogranulação(de 5 mil a 10 mil quilómetros) e de supergranulação (cerca de 30 mil quilómetros).

SAND-RIO

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