ia Lactea: Saiba onde está o Sol e o Sistema Solar dentro da Galáxia! 

Todos sabem que a cada 28 dias aproximadamente, a Lua completa uma volta ao redor da Terra. Também é de conhecimento básico que a Terra, junto com a Lua, executa o movimento de translação ao redor do Sol, que leva 365.25 dias para ser completado. Aliás, não é só a Terra que circunda o Sol, mas todos os planetas, Luas, asteróides e satélites executam esse movimento de translação.



O que poucos sabem, no entanto, é que nosso Sol, com tudo que gira ao seu redor, também circunda alguma coisa, mas essa "coisa" está tão longe que nós nem percebemos o movimento. Estamos falando do centro a Via Láctea, ao redor do qual o Sol e mais de 200 bilhões de estrelas giram.

Toda a Via Láctea descreve um movimento de rotação ao redor de um ponto central, mas seus componentes não se deslocam à mesma velocidade. As estrelas que estão mais distantes do centro movem-se a velocidades mais baixas do que aquelas que estão mais próximas.

Nosso Sol descreve uma órbita praticamente circular em torno da Via Láctea e sua velocidade de translação é de 225 km por segundo. Para dar uma volta completa ao redor do centro da Galáxia o Sol leva aproximadamente duzentos milhões de anos. Como a idade da nossa estrela é de 4.5 bilhões de anos, podemos afirmar que desde que existe, o Sol já deu 22 voltas ao redor da Galáxia.


Braços
A Via Láctea é uma galáxia espiral formada por 4 braços maiores - Perseu, Norma, Crux-Scutum e Carina-Sagitário - e os braços menores de Órion e Cignus.



Atualmente, o Sol ocupa uma posição na periferia da Via Láctea, conhecida como Braço de Orion, distante cerca de 27 mil anos-luz do centro galáctico.

Até 1953 os astrônomos não tinham conhecimento da existência dos braços da Via Láctea. A observação da estrutura espiralada era obstruída pela poeira estelar, além de ser dificultada por ser feita de dentro da própria Galáxia. Até este ano (2008) os cientistas acreditavam que a Via Láctea possuía os 4 braços mencionados, mas dados fornecidos pelo telescópio Spitzer estão mudando essa concepção.

Segundo o modelo proposto pelo astrofísico Robert Benjamin, da Universidade de Wisconsin, a via Láctea possui apenas dois braços principais: Perseus e Scutum-Centaurus, sendo os demais braços reclassificados como braços menores ou ramificações. Centaurus e Perseus contêm uma enorme concentração de estrelas jovens e brilhantes.

Como vimos, a Via Láctea é classificada como sendo uma galáxia espiral e seus braços giram em torno do núcleo à semelhança de um grande cata-vento. Em seu interior, nosso Sol não passa de um minúsculo grão de areia a vagar pelo Universo.



Artes: No topo, concepção artística mostra a Via Láctea e seus braços, com destaque para o Sistema Solar, no Braço de Órion. Crédito: Wikimedia Commons. Na seqüência, mosaico de 360 graus mostra a Via Láctea vista da Terra. Repare a linha de poeira estelar, que impede a observação de alguns pontos. Crédito: Wikimedia Commons/Digital Sky.

O SOL 

Massa: 332.83 vezes a da Terra

Diâmetro: 1390000 km

Temperatura: 6000 C

Composição Química: Hidrogênio, Hélio, Nitrogênio, Carbono, neon, Ferro, Silício, Magnésio e enxofre
O Sol é a estrela mais próxima de nós e ao seu redor giram 8 planetas, centenas de asteroides, dezenas de satélites, um grande número de cometas e cinco planetas-anões.
O Sol é uma estrela devido à grande quantidade de massa que tem, de aproximadamente 334.672 vezes a massa da Terra e é constituído principalmente de hidrogênio e hélio.

Onde fica o Sol
O Sol ocupa uma posição na periferia da Via-láctea, a 27 mil anos luz do seu centro. Isso corresponde a 2/3 do raio total da Galácia.
A posição atual do Sol é conhecida como Braço de Orion, como mostra a imagem ao lado.
Da mesma forma como a Terra gira ao redor do Sol, este também orbita ao redor do centro da Galáxia. O ano solar é de aproximadamente 200 milhões de anos terrestres e sua velocidade orbital é de 250 km/s. Sendo a idade do Sol de aproximadamente 4.6 bilhões de anos, é correto afirmar que até agora o Sol já realizou cerca de 22 revoluções completas ao redor da Via-láctea.
A magnitude de uma estrela é medida supondo que estivesse a uma distância de 32.6 anos-luz. Se o Sol fosse colocado a esta distância, seu brilho seria semelhante ao de uma estrela de magnitude igual a cinco. Assim, o Sol é uma estrela de quinta magnitude.

A formação do Sol
Os estudos mais recentes ainda não explicam exatamente como o Sol se formou, mas uma das teorias mais aceitas diz que antes de existir o Sol e os planetas, o que existia no lugar do sistema solar era uma gigantesca nuvem de gases e poeira, bem maior que o sistema solar.
Os gases dessa nuvem seriam os que conhecemos: oxigênio, nitrogênio e principalmente hidrogênio e hélio. A poeira seria formada por todos os outros elementos químicos: ferro, alumínio, urânio, etc.
Por algum motivo ainda não explicado, essa nuvem encontrou condições adequadas para se aglomerar e se juntar em pequenos blocos, e que começaram a se juntar em blocos cada vez maiores.
Acredita-se que o bloco que se formou primeiro no centro da nuvem ficou tão grande e pesado que sua força gravitacional tornou-se forte o suficiente para reter os gases com muita facilidade.
Continuando a atrair os gases devido à forçao gravitacional, esse bloco aumentou tanto de tamanho e massa que acabou se transformado no Sol. Os blocos menores que se formaram ao redor do bloco central deram então origem aos planetas.
Algumas pessoas pensam que os planetas são pequenas bolhas expelidas pelo Sol, pois os cientistas do século 19 e início do século 20 pensavam assim. Atualmente sabe-se que isso não é verdade e a teoria apresentada, de gás e poeira, é a mais aceita entre a comunidade científica.

O Sol 
Pela Lei da Gravitação Universal de Isaac Newton (1642-1727) é possível calcular a massa solar que é estimada em 334.672 vezes a massa da Terra, o que equivale a 1.91030 kg, com um raio de 700 mil km.
A densidade média é 1.4 g/cm3, já que a matéria não é homogênea em seu interior. No centro solar a densidade é muito maior, enquanto que nas camadas externas é muito inferior.
O seu eixo de rotação tem uma inclinação em relação ao plano da eclíptica de 7° 15''.
Apesar da massa estelar ser centenas de milhares de vezes maior que a da Terra, a gravidade na superfície solar é somente 28 vezes maior que a gravidade terrestre.
A superfície não é sólida mas sim em estado de plasma e gás e apresenta temperatura da ordem de 5770 graus Kelvin.
O fato de o Sol ser basicamente um corpo constituído por um fluído (plasma e gás), provoca o fenômeno conhecido como rotação diferenciada .
A velocidade dessa rotação varia nas diferentes latitudes com um valor máximo no equador (2 km/s) correspondendo a 25.03 dias e uma mínima nos pólos com um período de 30 dias.
Essas informações só foram possíveis graças à observação das manchas solares, vistas mais adiante.
O Sol representa 99.867% de toda a massa do Sistema Solar. O restante está dividida entre os planetas, asteróides, satélites e cometas.

Como o Sol funciona 
Quando só as reações químicas eram conhecidas para a produção de fogo e calor, acreditava-se que o Sol funcionava de maneira similar, até que os cientistas calcularam sua massa e quantidade de energia necessária para mante-lo aquecido. Constatou-se que se assim fosse, o Sol não duraria mais de 100 anos.
Como o Sol é muito mais velho que 1 século, o mecanismo de geração de calor deveria ser outro, descoberto na primeira metade do século XX, a partir do estudo da energia atômica.
Sabemos que quando um gás é comprimido, este tende a se aquecer. Para comprovar isso, experimente encher um pneu de bicicleta usando uma pequena bomba manual. Tanto o bico do pneu como a extremidade próxima da bomba se aquecem.
Isso ocore por que o gás que está dentro da bomba é comprimido pela força que você faz para encher o pneu. Quando o pneu está quase cheio e você faz mais força, o gas fica ainda mais quente.
Sabemos também que a pressão aumenta com a profundidade. Se mergulharmos 2 ou 3 metros dentro de uma piscina percebemos claramente o aumento da pressão em nossos ouvidos.
No Sol, a pressão é milhões de vezes maior que a pressão na Terra. Para se ter uma idéia, no Sol pode-se afundar até 50 vezes o diâmetro da Terra sem que cheguemos ao seu centro.
O hidrogênio, combustível principal do Sol, aos ser submetido à essa gigantesca pressão, chega a atingir temperaturas de até 15 milhões de graus. Nestas condições o núcleo do hidrogênio se funde e se transforma em hélio, liberando uma enorme quantidade de energia. Esse processo se chama fusão nuclear e produz milhões de vezes mais energia que as reações nucleares produzidas na Terra.
Aqui na terra recebemos somente uma pequena fração de toda a energia que o Sol produz.
Foi somente no século XX que os cientistas atingiram conhecimentos teóricos suficientes para elaborar uma teoria a respeito de toda a energia que o Sol irradia.

A estrutura externa do Sol 
O Sol é formado por três pricipais camadas: A fotosfera, a crosfera e a coroa solar.
Aparentemente a olho nu ou com instrumentos de baixa precisão a superfície do Sol é bastante uniforme, mas na realidade ela é formada por pequenas estruturas hexagonais, os grânulos, de forma irregular e separadas por zonas mais escuras.

A ESTRUTURA EXTERNA DO SOL 

FOTOSFERA
Aparentemente, à vista desarmada ou com instrumentos de baixa precisão, a superfície solar é bastante uniforme. Na realidade ela é formada por pequenas estruturas hexagonais, os grânulos, de forma irregular e separadas por zonas mais escuras.Verificou-se posteriormente que essas estruturas são topos de colunas ascendentes de gás aquecido que ao se resfriarem descem pelas zonas escuras vizinhas decorentes dos processos de convecção, que mistura o gás nas camadas inferiores a fotosfera.
Estima-se que a diferença de temperatura entre os grânulos e as zonas escuras é de cerca de 1000 K.
Como o campo magnético é muito intenso em certas regiões (pelos efeitos explicados anteriormente) as linhas ficam quase perpendiculares à superficie e a matéria tende a se mover ao longo das linhas, nesse caso, a matéria fica "confinada'' a elas. Com isso há um bloqueio no movimento convectivo e o plasma desloca-se verticalmente, acompanhando as linhas e não horizontalmente para descer pelas zonas escuras. Então reduz-se a propagação do calor em certas áreas, que se tornam mais frias que as áreas circunvizinhas, emitindo pouca radiação. Isto é que caracteriza as manchas solares na fotosfera.
Constatou-se que o número de manchas solares (foto à direita) sofre variações periódicas e essas variações estão ligadas ao "Sol calmo" e ao "Sol ativo".
Partindo do "Sol calmo", estágio de mínima atividade, observa-se que durante 4,6 anos há um aumento rápido das manchas atingindo um valor máximo. Após esse máximo transcorrem cerca de 6,4 anos onde se constata uma diminuição gradual nas manchas, atingindo novamente uma atividade mínima.
No total entre um estágio de 4,6 anos de "Sol ativo" e o outro estágio de 6,4 anos de "Sol calmo" decorrem cerca de onze anos.
Embora cada onze anos de atividade seja igual ao outro no seu aspecto visual, deve-se considerar que a polaridade magnética do Sol se inverte, ou seja, as manchas que ocorreram no hemisfério norte durante o "Sol ativo", irão ocorrer no hemisfério sul no estágio correspondente ("Sol ativo")e vice-versa.
Com isso nós temos um período completo vinte e dois anos de atividades solares, quando então o ciclo recomeça.

CROMOSFERA
É uma região externa à fotosfera. A temperatura na cromosfera se reduz a partir da fotosfera até atingir 500 km de altitude com 4000 K e, então há novamente um aumento até atingir 9000 K a altitude de 2000 km quando se inicia a coroa. A observação da cromosfera, por muito tempo só foi possível quando ocorriam eclipses totais que encobriam a luz fotosférica. Só há poucas décadas desenvolveu-se um instrumento , o coronógrafo, que simula o eclipse solar total, e nada mais é do que um telescópio preparado com filtros e obstáculos especiais que permitem somente a passagem da luz da cromosfera e coroa.
Ocorrem ainda as protuberâncias solares que se elevam da cromosfera para a coroa. Estas são visíveis sem instrumentos durante os eclipses solares totais, ou com o auxílio do coronógrafo. Essas protuberâncias podem ser eruptivas, de rápida duração, ou protuberâncias quiescentes que podem durar várias rotações solares. As protuberâncias possuem uma densidade muito superior à coroa circundante e temperatura de 10.000 a 20.000 K. Esses fenômenos são devido à assossiação de campos magnéticos que variam de 20 a 200 Gauss.
Quando as explosões que dão origem às protuberâncias ocorrem, e isso aparece principalmente nas proximidades das manchas solares na fotosfera, é que se percebe a influência do Sol sobre a atmosfera terrestre. Tal atividade pode interromper as comunicações a longa distâncias. Ocorre que partículas com muita energia são lançadas ao espaço e atingem a Terra provocando uma ionização da atmosfera terrestre. Em consequência, a ionosfera (camada atmosférica terrestre) deixa de refletir as ondas de rádio emitidas pelo Sol para o espaço e as ondas de rádio das emissoras de volta para a Terra, podendo interromper as comunicações a longa distância. Grande parte da radiação emitida pelo Sol atenua-se na nossa atmosfera, a qual atua como filtro bloqueando as radiações mais prejudiciais a formas de vida na superfície terrestre.
COROA
É a camada mais impressionante do Sol e a mais extensa delas (abrange praticamente todo o Sistema Solar). A densidade da matéria nessa camada é cerca de 10 milhões de vezes menor que na fotosfera e diminui conforme se afasta do Sol. Em condições normais também não pode ser vista, pois a sua emissão de luz é um milhão de vezes menor que a luz da fotosfera. Pode ser visualizada em eclipses solares totais e com o coronógrafo. A Coroa pode ser distinguida em três regiões: Coroa interna com expessura 1,3 raios solares a partir da cromosfera; Coroa intermediária que vai de 1,3 a 2,5 raios solares e a Coroa externa de 2,5 a 24 raios solares. Ao longo da translação terrestre, a Terra caminha imersa na coroa solar, e a radiação presente nela (advinda do Sol) bombardeia continuamente nosso planeta. 

Um espectroscópio caseiro

Você também pode construir um espectroscópio caseiro e observar o espectro solar ou de outros objetos luminosos. Tudo que você precisa é de uma caixa de papelão, um pouco de fita isolante preta e um disco de CD. Com ele você vai poder ver a linhas de Fraunhofer e raias luminosas produzidas por diversos tipos de lâmpadas: fluorescentes, mercúrio, sódio e até mesmo apontá-lo para a Lua para ver as raias produzidas. Experimente!

O elemento principal do nosso espectroscópio é uma rede de difração construída a partir de um pedaço de CD. Para fazê-la será preciso recortar um pedaço do disco com uma tesoura e retirar dele a película refletiva que está colada em um dos lados. Para isso cole um pedaço de fita crepe ou adesiva sobre a película e puxe-a com cuidado. Recorte a rede de difração no formato mostrado na lista de materiais

Pegue a caixa de papelão e com a ajuda de um pequeno estilete faça uma fenda conforme mostrado na figura 1 da foto acima. Essa fenda tem aproximadamente 1 milímetro de espessura e é por ela que a luz a ser analisada irá entrar na caixa.

Do outro lado da caixa de papelão recorte um quadrado um pouco menor que o pedaço de CD e cole-o sobre ele. Observe que a parte mais fina da rede de difração fica para cima. Pronto. Seu espectroscópio caseiro está pronto para ser usado!

Apesar de não ser um instrumento profissional, diversos experimentos podem ser feitos com ele. Aponte a fenda para a chama de uma vela, para a lâmpada branca do poste da rua (de mercúrio) ou para as amarelas (de sódio). Você vai ver que cada tipo de luz apresenta um espectro diferente, com raias brilhantes em diferentes posições. Peça para alguém queimar um pouco de sal de cozinha (cloreto de sódio) sobre a chama de uma vela e veja as linhas amarelas do sódio surgirem sobre o espectro!

A qualidade dos espectros está diretamente ligada à qualidade da rede de difração e ao cuidado com a montagem. Recorte a fenda com bastante cuidado evitando deixar rebarbas. Se precisar ajuste a fenda colando dois pedaços de fita preta sobre ela de modo a diminuir a espessura e mantê-la isenta de rebarbas. Quanto mais fina a espessura da fenda, melhor a qualidade da imagem espectral. 

Muita atenção: NUNCA aponte diretamente seu espectroscópio para o Sol. Isso poderá cegá-lo! 

Como o Sol vai ficar quando morrer? 

Explosão de estrela com composição muito similar à do Sol foi capturada pela NASA.

Você já parou para pensar em como vai ser o dia em que o Sol se transformar em uma estrela morta? A NASA capturou imagens da explosão da NGC 7293, uma nebulosa de gás hélio (composição química similar à presente no Sol) que está distante 700 anos-luz da Terra. A fotografia – que é muito bela – mostra a "expansão final" da estrela. Segundo os astrônomos, o resultado da explosão do Sol seria muito similar.

Com potência imensa, os gases expandidos absorveram outros corpos menores que estavam nas proximidades da NGC 7293. No centro do fenômeno, é possível perceber que a energia gerada foi responsável pela fluorescência do gás hélio. A NASA afirma que ainda não conhece a origem dos gases que formam os nós nas extremidades internas da explosão.

Para a captura, os astrônomos utilizaram a tecnologia presente no telescópio VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy), que está localizado no deserto do Atacama (Chile). O equipamento possui um espelho de 4,1 metros e trabalha com ondas infravermelhas para as capturas. Se quiser baixar a fotografia em alta resolução, clique aqui.

Cinturão de asteroides favorece o desenvolvimento de vida alienígena

As chances de que formas de vida complexas tenham surgido em outros planetas são cada vez mais raras. Mas, ainda assim, possíveis.

Apesar de serem retratados como grandes vilões em filmes como “Impacto Profundo” e “Armagedom”, os asteroides também parecem ser essenciais para a formação de vida em qualquer planeta, já que eles fornecem água e compostos orgânicos a esses mundos, além de ditarem certas normas de desenvolvimento de espécies por meio dos impactos que costumam causar.
Agora, pesquisadores da Universidade do Colorado, nos Estados Unidos, argumentam que não são necessárias apenas as quedas de aerólitos, mas também a presença de um cinturão de asteroides com determinadas características. Isso, porém, tornaria a possibilidade de vida alienígena e complexa muito mais difícil de ser encontrada.
No caso do nosso Sistema Solar, por exemplo, o cinturão de asteroides que fica entre Marte e Júpiter possui as condições ideais para a conservação de água congelada, enquanto a gravidade de Júpiter ajuda a manter os asteroides separados, e não aglomerados em forma de planeta.
Entretanto, são poucos os sistemas planetários que se enquadrariam nas mesmas características do nosso. De acordo com a notícia publicada pela NASA, dos 520 planetas estudados pelos pesquisadores, apenas 19 possuem essas condições favoráveis à vida e, com base nesses dados, é possível estimar que apenas 4% do nosso universo observável possuiria um cinturão de asteroides como o nosso.

Fonte: JPL-NASA, Slashgear