Como os raios de Sol chegam a Terra?

Alguns são paralelos, alguns são ligeiramente divergentes, alguns são ligeiramente convergentes. Na prática são “aproximadamente paralelos”.

Analisando cada caso mais de perto:

A distância solar é 107,9 vezes o diâmetro solar, e o diâmetro solar é 109,2 vezes o diâmetro da Terra.

Para representar a Terra em um desenho com 10 pixels de altura, o Sol teria 1092 pixels de altura numa distância de 117.827 pixels. Portanto, esta representação em escala é praticamente inviável.

Para se ter uma ideia, podemos verificar neste site uma representação em escala:

E se a Lua fosse somente 1 pixel?

Mas é possível representar um desenho que mostra a ideia geral, mas não em escala.

A luz solar converge e diverge na Terra, mas na maioria das vezes aparece paralela

Ao observar atentamente as sombras:

Notamos com facilidade:

1. As sombras, embora não sejam perfeitas, aparentam paralelas uma à outra. Uma fonte de luz mais próxima produziria sombras que divergem uma da outra em um ângulo mais pronunciado:
2. De fato, as sombras causadas pelo Sol são tão próximas do paralelo que não podemos medir a diferença com precisão suficiente para estimar a distância do Sol usando somente esse método.
3. Ao mesmo tempo, as bordas das sombras divergem muito claramente (e ficam embaçadas). Isso ocorre porque o Sol aparece ~ 0,5 ° no céu. Como na figura 2, a luz oriunda das extremidades do Sol claramente NÃO é paralela uma à outra.

Isso faz sentido agora?

Toda essa complexidade não deve ser resumida apenas em:

“A luz do sol é paralela”.

Qualquer um pode medir o tamanho angular do Sol, mas, de qualquer parte do Sol, a luz que atinge a Terra pode ser considerada paralela, devido a distância envolvida.

A Terra realiza diferentes movimentos, e esse processo é responsável pela alternância de radiação solar em um determinado ponto terrestre. A variação do recebimento de energia solar depende do movimento de rotação, movimento de translação e da latitude do lugar.

Para demonstrar aos alunos esse fenômeno, realize uma experiência que proporciona a confirmação das mudanças de luminosidade na superfície terrestre ao longo do ano.

Para isso, serão necessários os seguintes materiais:
- cabo de vassoura
- trena métrica

Finque o cabo de vassoura em um local da escola que receba luz solar ao meio-dia. Posteriormente, solicite a formação de duplas de alunos, onde cada integrante terá uma função. A cada semana, sempre ao meio-dia, cada dupla, utilizando a trena métrica, terá que medir a sombra gerada pelo cabo de vassoura. Enquanto um aluno mede, o outro anota as informações na caderneta. Esse acompanhamento terá que ser realizado no período de um semestre.

Durante as medições, esclareça aos estudantes de que o resultado dependerá do lugar em que eles se encontram sobre a superfície da Terra. No entanto, durante parte do ano e independentemente do lugar, a sombra da ponta do cabo de vassoura se deslocará para o norte, fato que se deve ao movimento de translação.

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Em determinado dia, a sombra para e começa a voltar. Se sua cidade está no Hemisfério Sul, ou seja, abaixo da Linha do Equador, esse instante marca o Solstício de Verão. Quando ela para novamente e começa a retornar para o norte, é caracterizado o Solstício de Inverno. Quando a sombra passa pelo ponto médio entre os dois Solstícios, ocorrem os Equinócios, tanto o de primavera como o de outono, sendo que esse ciclo se repete todo ano.

É importante que o professor, durante a realização da experiência, esclareça qual o fenômeno responsável pelas alternâncias verificadas, a fim de que os alunos compreendam a dinâmica terrestre. As estações do ano também devem ser enfatizadas, ressaltando o responsável por esse processo - o movimento de translação.

Do Sol a Terra recebe algo como a energia de 10 bilh�es de Itaipus. E isso � apenas uma �nfama parcela da luz e calor que emite. Vista da superf�cie do astro-rei, a Terra � um irris�rio gr�o de areia girando � remota dist�ncia de 150 milh�es de quil�metros( uma unidade astron�mica). A �nfama parcela de luz e calor que efetivamente alcan�a o planeta � suficiente para dar vida e movimento aos oceanos, ventos, florestas, a a cada um e a todos organismos. Essa energia, que os antigos atribu�am aos deuses, pode hoje ser calculada com precis�o.

Ap�s a Segunda Guerra Mundial, os astr�nomos passaram a ter uma id�ia mais precisa do que acontece por tr�s de sua face de fogo.� por prover a vida que o Sol � para n�s o mais importante astro do c�u, embora seja apenas uma das dezenas de bilh�es de estrelas que giram conjuntamente nesse grande redemoinho que � a Via L�ctea.

O Sol � uma estrela bastante comum. Suas principais caracter�sticas s�o:

• Hidrog�nio= 92,1%
• H�lio=7,8%
• Oxig�nio=0,061%
• Carbono=0,039%
• Nitrog�nio=0,0084%

As v�rias temperaturas do Sol

A mat�ria do Sol � o plasma. No interior do Sol, o plasma atinge quase 20 milh�es de graus, um valor que na superf�cie brilhante cai para 5 mil graus. Logo acima da superf�cie, por�m, o plasma se torna muito rarefeito e sofre a a��o de poderosas for�as magn�ticas. Sua temperatura, ent�o, � mais alta que na superf�cie brilhante, alcan�ando at� 2 milh�es de graus.

Ventos Solares

Estrutura do Sol

O Sol apresenta algumas regi�es:n�cleo solar � uma esfera de raio dez vezes menor que que o da pr�pria estrela, mas com uma densidade extremamente alta. Ele suporta todo o peso das camadas externas. Assim � mais compacto que o ferro. Mas continua sendo um g�s porque compensa o esmagamento com a sua elevada temperatura: o calor, procurando expandir-se, cont�m a gravidade da massa acima do n�cleo.� nessa regi�o em que a energia � produzida por rea��es termonucleares. Acima do n�cleo est� a zona radioativa onde a energia flui por radia��o.Logo acima dessa zona radiativa se localiza a zona convectiva se estendendo por cerca de 15% do raio solar. A camada vis�vel do Sol � a fotosfera, com cerca de 330 km de espessura e temperatura de 5800K.A cromosfera � a camada da atmosfera solar logo acima da fotosfera. Ela tem cor avermelhada e � vis�vel durante os eclipses solares, logo antes e ap�s a totalidade.Estende-se por 10 mil quil�metros acima da fotosfera.A cromosfera ou "esfera de cor" � uma camada de g�s (principalmente hidrog�nio e h�lio) que envolve o Sol.A superf�cie vis�vel do Sol tem uma temperatura m�dia de 6000 K enquanto a cromosfera atinge temperaturas superiores a 10 000 K. A explica��o mais aceita para explicar essa temperatura elevada acima da fotosfera � que parte da energia que deixa a fotosfera � ac�stica. Isto �, sai da fotosfera como um ru�do. Ao atingir a cromosfera essa energia sonora � dissipada em forma de calor. Mas, como os gases nessa regi�o s�o rarefeitos, essa dissipa��o � suficiente para elevar a temperatura aos valores observados. Acima da cromosfera est� a coroa, tamb�m vis�vel durante os eclipses totais. A coroa se estende por cerca de dois raios solares.

A Energia do Sol

Em 1926, o astr�nomo ingl�s Arthur Eddington fez uma ousada sugest�o sobre a origem da energia solar: ele s� podia ser gerado por um reator nuclear. A comunidade cient�fica se escandalizou porque est�o se conhecia muito pouco sobre as rea��es at�micas. Algumas d�cadas mais tarde, por�m, viu-se que a teoria estava certa. O plasma no n�cleo do Sol sofre transforma��es semelhantes �s que ocorrem na explos�o de uma bomba de hidrog�nio e, tamb�m como neste caso, passa a emitir radia��o principalmente sob a forma de luz e calor. Essa radia��o n�o � vis�vel, pois ainda tem de atravessar as camadas externas. Estima-se que um raio de luz leve milh�es de anos chocando-se com as part�culas de plasma at� emergir na superf�cie brilhante. A maior parte do trajeto, no caso do calor, � feita em forma de radia��o, como ocorre com a luz.

As estrelas constroem �tomos pesados a partir de �tomos mais leves. A luz e o calor que emitem � um simples res�duo do esfor�o empregado na constru��o. Todos os elementos conhecidos, tais como o ferro, o oxig�nio, o ouro ou o ur�nio, nasceram dessa forma: assados nas fornalhas estrelares. At� o aparecimento das estrelas, h� cerca de 15 bilh�es de anos, praticamente toda a mat�ria existente estava na forma de hidrog�nio.

Cerca de 1 milh�o de anos depois do seu nascimento, as massa de hidrog�nio, agrupadas pela atra��o gravitacional, come�am a criar estrelas e gal�xias. Os �tomos que ficaram presos nos n�cleos estrelares, sob forte press�o, fundiram-se sempre aos pares. Esta soma originou novos "tijolos" de mat�ria, contendo dois �tomos soldados entre si, formando um novo elemento, o h�lio. O Sol provavelmente nasceu dos restos de outra estrela, que por sua vez tamb�m pode ter nascido assim. Trata-se portanto de um astro de segunda ou terceira gera��o. Essa hip�tese decorre de um fato simples: o Sol cont�m �tomos muito pesados, como o ur�nio,que se constitui apenas quando uma estrela morre.

A luminosidade, que � a pot�ncia que o Sol produz foi determinada t�o logo foi conhecida a dist�ncia do Sol, em 1673. As medidas mostram que cada metro quadrado na Terra recebe do Sol uma pot�ncia (energia/segundo) de 1400 watts, isto �, a pot�ncia de 14 l�mpadas de 100 watts. Por essa pot�ncia recebida na Terra, determina-se a luminosidade do Sol em 4 x 1026 watts, ou 4 x 1033 ergs/s.

Para medir a quantidade de energia solar recebida na Terra, clique aqui: Uma experi�ncia para se fazer

Como os raios solares chegam a Terra?

Como chega o calor do Sol até a Terra?

Quantos raios solares chegam a Terra?

Como é a distribuição dos raios solares na superfície da Terra?