Exposição ao sol e raios ultravioleta na pele. Como o sol funciona e aquece

O sol emite sua energia em todos os comprimentos de onda, mas de maneiras diferentes. Aproximadamente 44% da energia da radiação está na parte visível do espectro, e o máximo corresponde à cor verde-amarelada. Cerca de 48% da energia perdida pelo Sol é levada pelos raios infravermelhos próximos e distantes. Os raios gama, raios X, radiação ultravioleta e rádio representam apenas cerca de 8%.

A parte visível da radiação solar, quando estudada com instrumentos de análise de espectro, revela-se heterogênea - linhas de absorção descritas pela primeira vez por J. Fraunhofer em 1814 são observadas no espectro. Essas linhas surgem quando fótons de certos comprimentos de onda são absorvidos por átomos de vários elementos químicos nas camadas superiores, relativamente frias, da atmosfera solar. A análise espectral permite obter informações sobre a composição do Sol, pois um determinado conjunto de linhas espectrais caracteriza um elemento químico com extrema precisão. Por exemplo, usando observações do espectro do Sol, foi prevista a descoberta do hélio, que mais tarde foi isolado na Terra.

Durante as observações, os cientistas descobriram que o Sol é uma poderosa fonte de emissão de rádio. As ondas de rádio penetram no espaço interplanetário e são emitidas pela cromosfera (ondas centimétricas) e pela coroa (ondas decimétricas e métricas). A emissão de rádio do Sol tem dois componentes – constante e variável (rajadas, “tempestades sonoras”). Durante fortes explosões solares, a emissão de rádio do Sol aumenta milhares e até milhões de vezes em comparação com a emissão de rádio do Sol calmo. Esta emissão de rádio é de natureza não térmica.

Os raios X vêm principalmente das camadas superiores da cromosfera e da coroa. A radiação é especialmente forte durante os anos de atividade solar máxima.

O sol não emite apenas luz, calor e todos os outros tipos de radiação eletromagnética. É também fonte de fluxo constante de partículas - corpúsculos. Neutrinos, elétrons, prótons, partículas alfa e núcleos atômicos mais pesados, todos juntos constituem a radiação corpuscular do Sol. Uma parte significativa dessa radiação é uma saída mais ou menos contínua de plasma - o vento solar, que é uma continuação das camadas externas da atmosfera solar - a coroa solar. Contra o pano de fundo desse vento de plasma que sopra constantemente, regiões individuais do Sol são fontes de fluxos corpusculares mais direcionados e intensificados. Muito provavelmente, eles estão associados a regiões especiais da coroa solar - buracos coronais, e também, possivelmente, a regiões ativas de longa vida no Sol. Finalmente, os mais poderosos fluxos de partículas de curto prazo, principalmente elétrons e prótons, estão associados às explosões solares. Como resultado das explosões mais poderosas, as partículas podem adquirir velocidades que são uma fração perceptível da velocidade da luz. Partículas com energias tão altas são chamadas de raios cósmicos solares.

A radiação corpuscular solar tem forte influência na Terra, principalmente nas camadas superiores de sua atmosfera e campo magnético, causando diversos fenômenos geofísicos. A magnetosfera e a atmosfera da Terra nos protegem dos efeitos nocivos da radiação solar.

UV é aquela parte da radiação solar que dá à pele uma agradável tonalidade marrom e ajuda o corpo a produzir vitamina D, necessária para os ossos. Esta vitamina também está envolvida na regulação da divisão celular e até, até certo ponto, previne o desenvolvimento de câncer de cólon e estômago. Sob a influência da luz solar, são produzidos os chamados “hormônios do prazer”, as endorfinas.

O corpo humano sabe como se proteger dos compostos nocivos produzidos sob a influência da luz solar. Os danos no DNA são rapidamente reparados graças a um sistema especial que controla sua integridade. E se ocorrer uma alteração na célula, ela será reconhecida pelo sistema imunológico como estranha e destruída. Infelizmente, às vezes o corpo não consegue lidar com esses danos, especialmente porque os raios UV suprimem a atividade do sistema imunológico. É por isso que, ao chegar de países quentes, as pessoas muitas vezes ficam resfriadas.

Ao mesmo tempo, a supressão do sistema imunológico é o principal mecanismo de tratamento de doenças como a dermatite atópica e algumas outras doenças de pele por meio da luz ultravioleta.

UV é dividido em três espectros dependendo do comprimento de onda. Cada espectro tem suas próprias características de impacto no corpo humano.

O espectro C tem um comprimento de onda de 100 a 280 nm. Esta é a faixa mais ativa; os raios penetram facilmente na pele e causam um efeito destrutivo nas células do corpo. Felizmente, esses raios praticamente não atingem a superfície da Terra, mas são absorvidos pela camada de ozônio da atmosfera.
O espectro B (UVB) tem um comprimento de onda de 280-320 nm e representa cerca de 20% de toda a radiação UV que atinge a superfície da Terra. Esses raios causam vermelhidão na pele durante a exposição solar. Eles rapidamente causam a formação de compostos ativos na pele humana, afetando o DNA e causando perturbações na sua estrutura.
O espectro A, cujo comprimento de onda é de 320-400 nm, é responsável por quase 80% da radiação UV que atinge a pele humana. Devido ao seu comprimento de onda mais longo, esses raios têm 1000 vezes menos energia que os UVB, por isso quase não causam queimaduras solares. Contribuem significativamente menos para a produção de substâncias biologicamente ativas que podem afetar o DNA. No entanto, estes raios penetram mais profundamente do que os UVB e as substâncias nocivas que produzem permanecem na pele por muito mais tempo.

O bronzeamento causa principalmente danos à pele.

Os efeitos nocivos do sol acumulam-se gradualmente no corpo e podem fazer-se sentir muitos anos mais tarde sob a forma de cancro de pele.

Pais, observem: se uma criança sofrer uma queimadura solar que cause bolhas, principalmente se isso acontecer mais de uma vez, o risco de desenvolver melanoma no futuro aumenta várias vezes!

As pessoas têm diferentes níveis de proteção contra os raios nocivos do sol. Pessoas de pele escura têm proteção mais forte, enquanto pessoas ruivas ou loiras de olhos azuis são mais suscetíveis aos efeitos nocivos dos raios solares.

Às vezes, os raios UV podem contribuir para o desenvolvimento de erupções cutâneas com coceira. Na urticária solar, erupções cutâneas com coceira, semelhantes a queimaduras de urtiga, desenvolvem-se entre 30 minutos e duas horas após a exposição. Erupção cutânea polimórfica leve - após 1-2 dias. Esta doença também aparece como erupções cutâneas com coceira no local da radiação, mas desaparecem mais lentamente do que a urticária solar e têm uma aparência diferente. Existem outras doenças para as quais a UV é um estímulo ao desenvolvimento. Por exemplo, lúpus eritematoso, rosácea, pelagra (deficiência de vitamina B3) e outros.

Muitos medicamentos tomados por via oral podem causar erupções cutâneas quando expostos à luz solar. Existem algumas ervas que causam vermelhidão intensa e bolhas quando expostas à pele ao sol. Em primeiro lugar, trata-se de plantas da família guarda-chuva, entre as quais a mais forte é a porca-porca. Além disso, aipo, salsa, limão, nabo e outros podem causar essa dermatite.

Como se proteger dos efeitos nocivos do sol e ao mesmo tempo obter benefícios e prazer com ele?

A resposta é simples: você precisa usar protetor solar. Não é necessário tomar um creme com proteção máxima (FPS 50+). Um produto com FPS 15 já oferece 80% de proteção contra os raios solares. Isso significa que parte dos UVB atingirá a pele e terá seu efeito positivo. Para que os cremes de proteção solar sejam eficazes, recomenda-se aplicá-los 20 minutos antes do banho de sol e reaplicá-los conforme recomendado, geralmente a cada 2 horas. Mas tenha cuidado, o uso desses medicamentos não significa que você poderá ficar exposto ao sol indefinidamente. Foi esse erro que em certa época levou a um aumento acentuado na incidência de melanoma - devido à ausência de queimaduras solares evidentes graças ao creme protetor, alguns bronzeados por muito tempo.

Os cientistas descobriram que para que o corpo produza a quantidade de vitamina D de que necessita, basta “mostrar o sol” no rosto e nas mãos durante 10-15 minutos por dia.

Os especialistas da Clínica EMC de Dermatovereologia e Alergologia-Imunologia terão prazer em fornecer recomendações detalhadas sobre proteção solar para você e toda a sua família.

O sol desempenha um papel importante para nós na Terra. Ele fornece ao planeta e a tudo que nele existe fatores importantes, como luz e calor. Mas o que é a radiação solar, o espectro da luz solar, como tudo isso nos afeta e ao clima global como um todo?

O que é radiação solar?

Pensamentos ruins geralmente vêm à mente quando você pensa na palavra radiação. Mas a radiação solar é na verdade uma coisa muito boa – é a luz solar! Cada criatura viva na Terra depende disso. É essencial para a sobrevivência, aquece o planeta e fornece nutrição às plantas.

A radiação solar é toda a luz e energia que vem do sol e existem muitas formas diferentes dela. O espectro eletromagnético distingue diferentes tipos de ondas de luz emitidas pelo sol. São como as ondas que você vê no oceano: movem-se para cima e para baixo e de um lugar para outro. O espectro de estudo solar pode ter diferentes intensidades. Existem radiações ultravioleta, visível e infravermelha.

A luz está movendo energia

O espectro da radiação solar lembra figurativamente o teclado de um piano. Uma extremidade possui notas graves, enquanto a outra possui notas agudas. O mesmo se aplica ao espectro eletromagnético. Uma extremidade tem frequências baixas e a outra tem frequências altas. As ondas de baixa frequência são longas por um determinado período de tempo. São coisas como radar, televisão e ondas de rádio. A radiação de alta frequência são ondas de alta energia com comprimento de onda curto. Isto significa que o comprimento de onda em si é muito curto durante um determinado período de tempo. São, por exemplo, raios gama, raios X e raios ultravioleta.

Você pode pensar desta forma: ondas de baixa frequência são como subir uma colina com uma subida gradual, enquanto ondas de alta frequência são como subir rapidamente uma colina íngreme, quase vertical. Neste caso, a altura de cada morro é a mesma. A frequência de uma onda eletromagnética determina quanta energia ela carrega. As ondas eletromagnéticas, que têm comprimentos de onda mais longos e, portanto, frequências mais baixas, transportam muito menos energia do que aquelas com comprimentos mais curtos e frequências mais altas.

É por isso que os raios X podem ser perigosos. Eles carregam tanta energia que, se entrarem no corpo, podem danificar as células e causar problemas como câncer e alterações no DNA. Coisas como ondas de rádio e infravermelhas, que transportam muito menos energia, não têm realmente nenhum efeito sobre nós. Isso é bom porque você certamente não quer se arriscar apenas ligando o aparelho de som.

A luz visível, que nós e outros animais podemos ver com os olhos, está localizada quase no meio do espectro. Não vemos outras ondas, mas isso não significa que elas não estejam lá. Na verdade, os insetos veem a luz ultravioleta, mas não a nossa luz visível. As flores parecem muito diferentes para eles e para nós, e isso os ajuda a saber quais plantas visitar e de quais ficar longe.

Fonte de toda energia

Consideramos a luz solar um dado adquirido, mas não tem de ser assim porque essencialmente toda a energia da Terra depende daquela grande e brilhante estrela no centro do nosso sistema solar. E já que estamos nisso, também devemos agradecer à nossa atmosfera, porque ela absorve parte da radiação antes de chegar até nós. É um equilíbrio importante: muita luz solar e a Terra esquenta, pouca luz solar e ela começa a congelar.

Ao passar pela atmosfera, o espectro da radiação solar na superfície da Terra produz energia em diferentes formas. Primeiro, vejamos as diferentes maneiras de transmiti-lo:

A condução ocorre quando a energia é transferida do contato direto. Quando você queima a mão em uma frigideira quente porque esqueceu de colocar uma luva de forno, isso é condução. A panela transfere calor para sua mão por meio do contato direto. Além disso, quando seus pés tocam os azulejos frios do banheiro pela manhã, eles transferem calor para o chão por meio do contato direto – condução em ação.
A dissipação ocorre quando a energia é transferida através de correntes em um fluido. Também pode ser gás, mas o processo será o mesmo em qualquer caso. Quando um líquido é aquecido, as moléculas ficam excitadas, soltas e menos densas, por isso tendem a se mover para cima. Quando esfriam, eles caem novamente, criando um caminho de fluxo celular.
- É quando a energia é transmitida na forma de ondas eletromagnéticas. Pense em como é bom sentar-se perto do fogo e sentir o calor acolhedor que irradia dele para você - isso é radiação. As ondas de rádio e a luz podem viajar movendo-se de um lugar para outro sem a ajuda de quaisquer materiais.

Espectros básicos de radiação solar

O sol tem diferentes radiações: desde raios X até ondas de rádio. A energia solar é luz e calor. Sua composição:

6-7% de luz ultravioleta,
cerca de 42% de luz visível,
51% próximo ao infravermelho.

Recebemos energia solar com intensidade de 1 quilowatt por metro quadrado ao nível do mar durante muitas horas por dia. Cerca de metade da radiação está na parte visível de comprimento de onda curto do espectro eletromagnético. A outra metade está no infravermelho próximo e um pouco na parte ultravioleta do espectro.

Radiação ultravioleta

É a radiação ultravioleta do espectro solar que tem intensidade maior que as demais: até 300-400 nm. A porção dessa radiação que não é absorvida pela atmosfera produz bronzeado ou queimaduras solares em pessoas que ficam expostas ao sol por longos períodos de tempo. A radiação ultravioleta da luz solar tem efeitos positivos e negativos para a saúde. É a principal fonte de vitamina D.

Radiação visível

A radiação visível no espectro solar tem intensidade média. Estimativas quantitativas do fluxo e variações em sua distribuição espectral nas regiões do visível e do infravermelho próximo do espectro eletromagnético são de grande interesse no estudo do forçamento solar-terrestre. A faixa de 380 a 780 nm é visível a olho nu.

A razão é que a maior parte da energia da radiação solar está concentrada nesta faixa e determina o equilíbrio térmico da atmosfera terrestre. A luz solar é um fator chave no processo de fotossíntese, que é usada pelas plantas e outros organismos autotróficos para converter a energia luminosa em energia química que pode ser usada como combustível para o corpo.

Radiação infra-vermelha

O espectro infravermelho, que vai de 700 nm a 1.000.000 nm (1 mm), contém uma parte importante da radiação eletromagnética que atinge a Terra. A radiação infravermelha no espectro solar possui três tipos de intensidade. Os cientistas dividem esta faixa em 3 tipos com base no comprimento de onda:

R: 700-1400nm.
B: 1400-3000nm.
C: 3000-1mm.

Conclusão

Muitos animais (incluindo humanos) têm sensibilidade que varia de cerca de 400-700 nm, e o espectro útil da visão de cores em humanos, por exemplo, é de cerca de 450-650 nm. Além dos efeitos que ocorrem ao pôr do sol e ao nascer do sol, a composição espectral muda principalmente em relação à forma como a luz solar atinge diretamente o solo.

A cada duas semanas, o Sol fornece ao nosso planeta tanta energia que é suficiente para todos os habitantes durante um ano inteiro. Neste sentido, a radiação solar é cada vez mais considerada como uma fonte alternativa de energia.

A estrela mais próxima de nós é, obviamente, o Sol. A distância da Terra até ela, segundo parâmetros cósmicos, é muito pequena: a luz solar viaja do Sol à Terra em apenas 8 minutos.

O Sol não é uma anã amarela comum, como se pensava anteriormente. Este é o corpo central do sistema solar, em torno do qual giram os planetas, com um grande número de elementos pesados. Esta é uma estrela formada após várias explosões de supernovas, em torno das quais se formou um sistema planetário. Devido à sua localização próxima às condições ideais, a vida surgiu no terceiro planeta Terra. O Sol já tem cinco bilhões de anos. Mas vamos descobrir por que ele brilha? Qual é a estrutura do Sol e quais são suas características? O que o futuro reserva para ele? Qual é o impacto significativo que tem na Terra e nos seus habitantes? O Sol é uma estrela em torno da qual giram todos os 9 planetas do sistema solar, incluindo o nosso. 1 a.u. (unidade astronômica) = 150 milhões de km - a mesma é a distância média da Terra ao Sol. O Sistema Solar inclui nove planetas principais, cerca de cem satélites, muitos cometas, dezenas de milhares de asteróides (planetas menores), meteoróides e gás e poeira interplanetários. No centro de tudo está o nosso Sol.

O sol brilha há milhões de anos, o que é confirmado por pesquisas biológicas modernas obtidas a partir de restos de algas azul-verde-azuladas. Se a temperatura da superfície do Sol mudasse pelo menos 10%, toda a vida na Terra morreria. Portanto, é bom que nossa estrela irradie uniformemente a energia necessária para a prosperidade da humanidade e de outras criaturas na Terra. Nas religiões e mitos dos povos do mundo, o Sol sempre ocupou o lugar principal. Para quase todos os povos da antiguidade, o Sol era a divindade mais importante: Helios - entre os antigos gregos, Ra - o deus do sol dos antigos egípcios e Yarilo entre os eslavos. O sol trouxe calor, colheita, todos o reverenciaram, porque sem ele não haveria vida na Terra. O tamanho do Sol é impressionante. Por exemplo, a massa do Sol é 330.000 vezes a massa da Terra e seu raio é 109 vezes maior. Mas a densidade da nossa estrela é pequena - 1,4 vezes maior que a densidade da água. O movimento das manchas na superfície foi percebido pelo próprio Galileu Galilei, provando assim que o Sol não fica parado, mas gira.

Zona convectiva do Sol

A zona radioativa tem cerca de 2/3 do diâmetro interno do Sol e o raio é de cerca de 140 mil km. Afastando-se do centro, os fótons perdem energia sob a influência da colisão. Este fenômeno é chamado de fenômeno de convecção. Isto lembra o processo que ocorre numa chaleira em ebulição: a energia proveniente do elemento de aquecimento é muito maior do que a quantidade que é removida por condução. A água quente perto do fogo sobe e a água mais fria desce. Este processo é chamado de convenção. O significado da convecção é que o gás mais denso se distribui pela superfície, esfria e volta para o centro. O processo de mistura na zona convectiva do Sol é realizado continuamente. Olhando através de um telescópio para a superfície do Sol, você pode ver sua estrutura granular - granulações. Parece que é feito de grânulos! Isto se deve à convecção que ocorre abaixo da fotosfera.

Fotosfera do Sol

Uma fina camada (400 km) - a fotosfera do Sol, está localizada diretamente atrás da zona convectiva e representa a “superfície solar real” visível da Terra. Os grânulos da fotosfera foram fotografados pela primeira vez pelo francês Janssen em 1885. O grânulo médio tem tamanho de 1.000 km, move-se a uma velocidade de 1 km/s e existe por aproximadamente 15 minutos. As formações escuras na fotosfera podem ser observadas na parte equatorial e depois mudam. Campos magnéticos fortes são uma característica distintiva de tais manchas. E a cor escura é obtida devido à temperatura mais baixa em relação à fotosfera circundante.

Cromosfera do Sol

A cromosfera solar (esfera colorida) é uma camada densa (10.000 km) da atmosfera solar que fica diretamente atrás da fotosfera. A cromosfera é bastante problemática de observar devido à sua localização próxima da fotosfera. É melhor visto quando a Lua cobre a fotosfera, ou seja, durante eclipses solares.

As proeminências solares são enormes emissões de hidrogênio, assemelhando-se a longos filamentos luminosos. As proeminências sobem a distâncias enormes, atingindo o diâmetro do Sol (1,4 mm km), movem-se a uma velocidade de cerca de 300 km/s, e a temperatura chega a 10.000 graus.

A coroa solar são as camadas externas e estendidas da atmosfera do Sol, originando-se acima da cromosfera. O comprimento da coroa solar é muito longo e atinge valores de vários diâmetros solares. Os cientistas ainda não receberam uma resposta clara à questão de onde exatamente isso termina.

A composição da coroa solar é um plasma rarefeito e altamente ionizado. Ele contém íons pesados, elétrons com núcleo de hélio e prótons. A temperatura da coroa atinge de 1 a 2 milhões de graus K, em relação à superfície do Sol.

O vento solar é um fluxo contínuo de matéria (plasma) da camada externa da atmosfera solar. Consiste em prótons, núcleos atômicos e elétrons. A velocidade do vento solar pode variar de 300 km/seg a 1.500 km/seg, de acordo com os processos que ocorrem no Sol. O vento solar se espalha por todo o sistema solar e, interagindo com o campo magnético da Terra, provoca diversos fenômenos, um dos quais é a aurora boreal.

Características do Sol

Massa do Sol: 2∙1030 kg (332.946 massas terrestres)
Diâmetro: 1.392.000 km
Raio: 696.000 km
Densidade média: 1.400 kg/m3
Inclinação do eixo: 7,25° (em relação ao plano da eclíptica)
Temperatura da superfície: 5.780 K
Temperatura no centro do Sol: 15 milhões de graus
Classe espectral: G2 V
Distância média da Terra: 150 milhões de km
Idade: 5 bilhões de anos
Período de rotação: 25.380 dias
Luminosidade: 3,86∙1026 W
Magnitude aparente: 26,75m

O Sol (astro. ☉) é a única estrela do Sistema Solar. Outros objetos deste sistema giram em torno do Sol: planetas e seus satélites, planetas anões e seus satélites, asteróides, meteoróides, cometas e poeira cósmica.

Estrutura interna do Sol

Nosso Sol é uma enorme bola luminosa de gás, dentro da qual ocorrem processos complexos e, como resultado, a energia é continuamente liberada. O volume interior do Sol pode ser dividido em várias regiões; a substância neles contida difere em suas propriedades e a energia é distribuída por meio de diferentes mecanismos físicos. Vamos conhecê-los, começando pelo centro.

Na parte central do Sol existe uma fonte de sua energia, ou, em linguagem figurada, aquele “fogão” que o aquece e não deixa esfriar. Esta área é chamada de núcleo. Sob o peso das camadas externas, a matéria dentro do Sol é comprimida e, quanto mais profunda, mais forte. Sua densidade aumenta em direção ao centro junto com o aumento da pressão e da temperatura. No núcleo, onde a temperatura chega a 15 milhões de Kelvin, é liberada energia.

Essa energia é liberada como resultado da fusão de átomos de elementos químicos leves em átomos mais pesados. Nas profundezas do Sol, um átomo de hélio é formado por quatro átomos de hidrogênio. Foi essa energia terrível que as pessoas aprenderam a liberar durante a explosão de uma bomba de hidrogênio. Há esperança de que num futuro próximo as pessoas possam aprender a usá-lo para fins pacíficos (em 2005, os feeds de notícias relataram o início da construção do primeiro reator termonuclear internacional na França).

O núcleo tem um raio não superior a um quarto do raio total do Sol. Porém, metade da massa solar está concentrada em seu volume e quase toda a energia que sustenta o brilho do Sol é liberada. Mas a energia do núcleo quente deve de alguma forma escapar para fora, para a superfície do Sol. Existem vários métodos de transferência de energia dependendo das condições físicas do ambiente, nomeadamente: transferência radiativa, convecção e condução térmica. A condutividade térmica não desempenha um grande papel nos processos energéticos do Sol e das estrelas, enquanto as transferências radiativas e convectivas são muito importantes.

Imediatamente ao redor do núcleo, inicia-se uma zona de transferência de energia radiativa, onde ela se espalha através da absorção e emissão de uma porção de luz pela substância - quanta. A densidade, a temperatura e a pressão diminuem à medida que você se afasta do núcleo e a energia flui na mesma direção. No geral, esse processo é extremamente lento. São necessários milhares de anos para que os quanta cheguem do centro do Sol à fotosfera: afinal, quando reemitidos, os quanta mudam constantemente de direção, movendo-se para trás quase com a mesma frequência que para frente.

Os gama quanta nascem no centro do Sol. Sua energia é milhões de vezes maior que a energia dos quanta de luz visível e seu comprimento de onda é muito curto. Ao longo do caminho, os quanta passam por transformações surpreendentes. Um quantum separado é primeiro absorvido por algum átomo, mas é imediatamente reemitido novamente; Na maioria das vezes, neste caso, não aparece um quantum anterior, mas dois ou mais. De acordo com a lei da conservação da energia, a sua energia total é conservada e, portanto, a energia de cada um deles diminui. É assim que surgem quanta de energias cada vez mais baixas. Os poderosos raios gama parecem ser divididos em quanta menos energéticos - primeiro os raios X, depois o ultravioleta e

finalmente raios visíveis e infravermelhos. Como resultado, o Sol emite a maior quantidade de energia na luz visível, e não é por acaso que os nossos olhos são sensíveis a ela.

Como já dissemos, leva muito tempo para um quantum penetrar através da densa matéria solar até o exterior. Portanto, se o “fogão” dentro do Sol se apagasse repentinamente, só saberíamos disso milhões de anos depois. No seu caminho através das camadas solares internas, o fluxo de energia encontra uma região onde a opacidade do gás aumenta bastante. Esta é a zona convectiva do Sol. Aqui a energia é transferida não por radiação, mas por convecção.

O que é convecção?

Quando o líquido ferve, ele é mexido. O gás pode se comportar da mesma maneira. Enormes fluxos de gás quente sobem, onde liberam seu calor para o meio ambiente, e o gás solar resfriado desce. A matéria solar parece estar fervendo e agitando-se. A zona convectiva começa a aproximadamente 0,7 raio do centro e se estende quase até a superfície mais visível do Sol (fotosfera), onde a transferência do fluxo de energia principal torna-se novamente radiante. No entanto, devido à inércia, fluxos quentes de camadas convectivas mais profundas ainda penetram aqui. O padrão de granulação na superfície do Sol, bem conhecido dos observadores, é uma manifestação visível de convecção.

Zona convectiva do Sol

Fotosfera do Sol

Cromosfera do Sol

Coroa solar

Radiação do Sol

Tipos de radiação

Os raios X vêm principalmente das camadas superiores da cromosfera e da coroa. A radiação é especialmente forte durante os anos de atividade solar máxima.

Intensidade de radiação solar

Com temperaturas extremamente altas, o Sol é uma fonte muito forte de radiação. A faixa visível da radiação solar tem a maior intensidade de radiação. Ao mesmo tempo, uma grande quantidade de espectro invisível também atinge a Terra. Os processos ocorrem dentro do Sol nos quais átomos de hélio são sintetizados a partir de átomos de hidrogênio. Esses processos são chamados de processos de fusão nuclear e são acompanhados pela liberação de grandes quantidades de energia. Essa energia faz com que o Sol aqueça até uma temperatura de 15 milhões de graus Celsius (em sua parte interna).

Na superfície do Sol (fotosfera) a temperatura chega a 5500 °C. Nesta superfície, o Sol emite energia de 63 MW/m². Apenas uma pequena parte desta radiação atinge a superfície da Terra, o que permite à humanidade existir confortavelmente no nosso planeta. A intensidade média de radiação na atmosfera terrestre é de aproximadamente 1367 W/m². Este valor pode oscilar na faixa de 5% devido ao fato de que, movendo-se em uma órbita elíptica, a Terra se afasta do Sol em diferentes distâncias ao longo do ano. O valor de 1367 W/m² é chamado de constante solar.

Energia solar na superfície da Terra

A atmosfera da Terra não permite a passagem de toda a energia solar. A superfície da Terra não atinge mais de 1000 W/m2. Parte da energia é absorvida, parte é refletida nas camadas da atmosfera e nas nuvens. Uma grande quantidade de radiação é espalhada nas camadas da atmosfera, resultando na formação de radiação espalhada (difusa). Na superfície da Terra, parte da radiação também é refletida e se transforma em radiação espalhada. A soma da radiação difusa e direta é chamada de radiação solar total. A radiação espalhada pode variar de 20 a 60%.

A quantidade de energia que atinge a superfície da Terra também é afetada pela latitude geográfica e pela época do ano. O eixo do nosso planeta, passando pelos pólos, está inclinado 23,5° em relação à sua órbita ao redor do Sol. Entre março

Até setembro, a luz solar incide mais no Hemisfério Norte, no resto do tempo – no Hemisfério Sul. Portanto, a duração do dia no verão e no inverno é diferente. A latitude da área afeta a duração do dia. Quanto mais ao norte você vai, mais longo é o verão e vice-versa.

Evolução do Sol

Supõe-se que o Sol nasceu em uma nebulosa comprimida de gás e poeira. Existem pelo menos duas teorias sobre o que desencadeou a contração inicial da nebulosa. Segundo um deles, presume-se que um dos braços espirais da nossa galáxia passou pela nossa região do espaço há aproximadamente 5 bilhões de anos. Isto poderia causar uma ligeira compressão e levar à formação de centros de gravidade na nuvem de gás e poeira. Na verdade, vemos agora um grande número de estrelas jovens e nuvens de gás brilhantes ao longo dos braços espirais. Outra teoria sugere que em algum lugar próximo (na escala do Universo, é claro) uma antiga supernova massiva explodiu. A onda de choque resultante pode ser forte o suficiente para iniciar a formação de estrelas na “nossa” nebulosa de gás-poeira. Esta teoria é apoiada pelo fato de que os cientistas que estudam meteoritos descobriram muitos elementos que poderiam ter sido formados durante uma explosão de supernova.

Além disso, quando uma massa tão colossal (2 * 1.030 kg) foi comprimida sob a influência de forças gravitacionais, ela se aqueceu fortemente com pressão interna a temperaturas nas quais as reações termonucleares poderiam começar em seu centro. Na parte central, a temperatura do Sol é de 15 milhões de K e a pressão atinge centenas de bilhões de atmosferas. Foi assim que uma estrela recém-nascida foi acesa (não confundir com estrelas novas).

O Sol no início de sua vida consistia principalmente de hidrogênio. É o hidrogênio que se transforma em hélio durante as reações termonucleares, liberando a energia emitida pelo Sol. O Sol pertence a um tipo de estrela chamada anã amarela. É uma estrela da sequência principal e pertence à classe espectral G2. A massa de uma estrela solitária determina claramente o seu destino. Durante a sua vida (~5 mil milhões de anos), no centro da nossa estrela, onde a temperatura é bastante elevada, cerca de metade de todo o hidrogénio que ali existia foi queimado. Aproximadamente a mesma quantidade de tempo, 5 bilhões de anos, resta para o Sol viver na forma a que estamos acostumados.

Depois que o hidrogênio no centro da estrela acabar, o Sol aumentará de tamanho e se tornará uma gigante vermelha. Isto terá um impacto profundo na Terra: as temperaturas aumentarão, os oceanos ferverão, a vida tornar-se-á impossível. Então, tendo esgotado completamente o “combustível” e não tendo mais forças para segurar as camadas externas da gigante vermelha, nossa estrela terminará sua vida como uma anã branca, deliciando os desconhecidos astrônomos extraterrestres do futuro com uma nova nebulosa planetária, cuja forma pode revelar-se muito bizarra devido à influência dos planetas.

Morte do Sol pelo tempo

Em apenas 1,1 bilhão de anos, a estrela aumentará seu brilho em 10%, o que levará a um forte aquecimento da Terra.
Em 3,5 bilhões de anos, o brilho aumentará 40%. Os oceanos começarão a evaporar e toda a vida na Terra acabará.
Após 5,4 bilhões de anos, o núcleo da estrela ficará sem combustível – o hidrogênio. O sol começará a aumentar de tamanho devido à rarefação da camada externa e ao aquecimento do núcleo.
Em 7,7 bilhões de anos, nossa estrela se transformará em uma gigante vermelha, porque aumentará 200 vezes por causa disso o planeta Mercúrio será absorvido.
No final, após 7,9 bilhões de anos, as camadas externas da estrela serão tão finas que se desintegrarão em uma nebulosa, e no centro do antigo Sol haverá um pequeno objeto - uma anã branca. É assim que nosso sistema solar encerrará sua existência. Todos os elementos de construção remanescentes após o colapso não serão perdidos; eles se tornarão a base para o nascimento de novas estrelas e planetas.

As estrelas mais comuns no universo são as anãs vermelhas. Isto se deve em grande parte à sua baixa massa, que lhes permite viver por muito tempo antes de se tornarem anãs brancas.
Quase todas as estrelas do universo têm a mesma composição química e a reação de fusão nuclear ocorre em cada estrela e é quase idêntica, determinada apenas pela quantidade de combustível.
Como sabemos, tal como uma anã branca, as estrelas de neutrões são um dos processos finais da evolução estelar, surgindo em grande parte após uma explosão de supernova. Anteriormente, muitas vezes era difícil distinguir uma anã branca de uma estrela de nêutrons, mas agora os cientistas, usando telescópios, encontraram diferenças entre elas. Uma estrela de nêutrons reúne mais luz ao seu redor e isso é fácil de ver com telescópios infravermelhos. Oitavo lugar entre fatos interessantes sobre estrelas.
Devido à sua incrível massa, de acordo com a teoria geral da relatividade de Einstein, um buraco negro é na verdade uma curva no espaço de tal forma que tudo dentro do seu campo gravitacional é empurrado em sua direção. O campo gravitacional de um buraco negro é tão forte que nem mesmo a luz consegue escapar dele.
Pelo que sabemos, quando uma estrela fica sem combustível, a estrela pode aumentar de tamanho mais de 1000 vezes, depois se transforma em uma anã branca e, devido à velocidade da reação, explode. Esta reação é mais conhecida como supernova. Os cientistas sugerem que, em conexão com esse longo processo, esses misteriosos buracos negros são formados.
Muitas das estrelas que vemos no céu noturno podem aparecer apenas como um vislumbre de luz. No entanto, nem sempre é esse o caso. A maioria das estrelas que vemos no céu são, na verdade, dois sistemas estelares ou sistemas estelares binários. Eles estão simplesmente inimaginavelmente distantes e parece-nos que vemos apenas um ponto de luz.
As estrelas que têm a expectativa de vida mais curta são as mais massivas. Eles são uma grande massa de produtos químicos e tendem a queimar seu combustível muito mais rápido.
Apesar de às vezes nos parecer que o Sol e as estrelas brilham, na realidade não é assim. O efeito tremeluzente é apenas a luz da estrela, que neste momento passa pela atmosfera da Terra, mas ainda não atingiu nossos olhos. Terceiro lugar entre os fatos mais interessantes sobre as estrelas.
As distâncias envolvidas na estimativa da distância de uma estrela são inimaginavelmente enormes. Vejamos um exemplo: a estrela mais próxima da Terra está a aproximadamente 4,2 anos-luz de distância, e para chegar até ela, mesmo em nossa nave mais rápida, serão necessários cerca de 70.000 anos.
A estrela mais fria conhecida é a anã marrom CFBDSIR 1458+10B, que tem uma temperatura de apenas cerca de 100 °C. A estrela mais quente conhecida, uma supergigante azul da Via Láctea chamada Zeta Puppis, tem uma temperatura superior a 42.000 °C.