sexta-feira, 5 de novembro de 2010

CURSO DE CANTO GREGORIANO- ENFRADES



CURSO DE CANTO GREGORIANO
- MISSA VIII (DE ANGELIS) -  
PRONÚNCIA DO LATIM -
TONS SALMÓDICOS


CURSO DE CANTO GREGORIANO
 

O Curso de Canto Gregoriano foi fundado na mesma data da criação do coral (19//03/90) e era o único do gênero no Brasil ministrado de forma regular mas, devido a dificuldades estruturais, o mesmo encontra-se, momentaneamente, com as suas atividades suspensas.
 
A Sociedade Cultural Padre Nereu de Castro Teixeira oferecia os seguintes cursos: básico, o de Tons Salmódicos e Modalidade Gregoriana; de Regência Gregoriana e de Latim. Atualmente os cursos estão suspensos devido a reestruturação interna do grupo.
Além destes cursos eram realizadas, esporadicamente, as "Semanas Gregorianas", que são cursos rápidos para uma aprendizagem das noções básicas da história e do canto gregoriano.

Todas as atividades realizadas pela sociedade são mantidas pelas mensalidades pagas pelos alunos do curso e/ou participantes do coral e pela venda dos CDs gravados pelo coral.

Se você estiver interessado em obter informações sobre o coral e o curso entre em contato conosco pelos telefones: 031-3224-4676 ou 9955-4246 ou pelos e-mails: enfrades@uai.com.br e enfrades@yahoo.com.br

Nestes endereços você encontra muitas informações sobre a notação das partituras e cursos de canto gregoriano:

Curso Elementar de Canto Gregoriano - em português.

Método de Canto Gregoriano - em italiano.

Canto Gregoriano - A Música
- em português.

Schola Cantorum Bogotensis - em espanhol.

Dan`s Gregorian Chant Tutorial - em inglês.

Sancta Missa
- em inglês e francês. Ótima página sobre a Missa Tridentina com tutoriais, livros de partituras que podem ser baixados etc.

Na minha página, em Outros Links você encontrará mais informações para entender e aprender a cantar a música gregoriana.



Aproveitando as facilidades da Internet ouça e veja abaixo a Missa de Angelis, também conhecida como Missa VIII (oitava) que é a missa gregoriana mais conhecida e cantada em todo o mundo católico.

Os vídeos abaixo, do Youtube, fazem parte do belo trabalho realizado por Giovanni Vianini, organista e regente da Schola Gregorina Mediolonensis, de Milão, Itália, que gravou várias músicas de canto gregoriano e que as colocou na Internet para que todos possam aprender a cantar.

Para ver os vídeos você precisa ter instalado o plug-in do Adobe Flash Player e o mesmo pode ser baixado neste endereço da Adobe:

As partituras fazem parte das páginas do Roma Aeterna, Canto e Prego e Gregorian Chant onde você poderá encontrar várias partituras de música gregoriana. Veja, também, as partituras para acompanhamento por órgão.


MISSA VIII (DE ANGELIS)
Kyrie VIII - V Modo - faz parte do Gradual do Vaticano - séculos XV e XVI - e é cantada nas festas ordinárias do Calendário Litúrgico.


O número V na partitura (acima do K) - e todos nos números que aparecem logo no começo das partituras indicam os modos gregorianos da músicas (são 8 modos) e o XV - XVI o século em que ela foi escrita.
Partitura para órgão

GLORIA VIII - V MODO
O número V na partitura (acima do G) indica o modo gregoriano da música (são oito modos) e o XVI o século em que ela foi escrita.

CREDO III - V MODO
O número 5 na partitura (acima do C) indica o modo gregoriano da música (são oito modos) e o XVII o século em que ela foi escrita

SANCTUS VIII - VI MODO
 
O número 6 na partitura (acima do S) indica o modo gregoriano da música (são oito modos) e o XI - XII o século em que ela foi escrita.


AGNUS DEI VIII - VI MODO
 
O número 6 na partitura (acima do A) indica o modo gregoriano da música (são oito modos) e o XV o século em que ela foi escrita.
ITE MISSA EST - MISSA VIII


PRONÚNCIA DO LATIM
 
VOGAIS E DITONGOS:

Todas as vogais se pronunciam sempre, em qualquer que seja a posição que ocupem na palavra.
• o A como na palavra portuguesa , por exemplo: AltÁre, AnimA;
• o E quase como na palavra portuguesa CREDO, por exemplo: DEus, orEmus.
• o I e o Y como na palavra portuguesa MIRA, por exemplo: anIma, butYrum;
• o O como na palavra portuguesa ÓPERA, por exemplo: Orémus, hÓra;
• o U como na palavra portuguesa UVA, por exemplo: DóminUs, lUx.

Nos ditongos, cada vogal conserva o som que lhe é próprio, menos em AE e OE, que, com relação à pronúncia, equivalem à vogal E, por exemplo: caelum = cElum, poena = pEna, quáesumus = quEsumus (nota: no ditongo o acento agudo fica sobre a primeira das duas vogais, colocando-se sobre a vogal-base);

Nos outros ditongos AU e EU e I (nas interjeições: HEI) ouvem-se as duas vogais, mas numa só emissão de voz: lau-da, eu-ge;

OU
e AI nunca são ditongos - cada vogal se pronuncia separadamente: prout = pro-ut, ait = a-it;

O U precedido de Q ou G forma ditongo com a vogal seguinte: qui, sanguis;

Observação:
Evite-se, cuidadosamente o defeito de dar, como se faz em português, às vogais átonas, som fechado ou mudo, especialmente ao E, e ao O, por exemplo: DóminO, não dóminU. VirtutE, não virtutI.

As vogais E e O são mediocremente abertas.

Não há nasal - cada vogal deve conservar a pureza do seu som, seja qual for a consoante que segue: co-nfu-nda-ntur, se-mper.

CONSOANTES:

Para se obter a articulação nítida das consoantes:

Articular é pôr em relevo todos os elementos das sílabas, atacando nitidamente as consoantes e, por conseguinte, as vogais, que entram em sua composição.
Deve-se enunciar cada um dos elementos da sílaba com regularidade, unidade, clareza, inteligência e firmeza, embora com doçura e maciez. Quando se articula bem, a voz sempre bastará para se fazer ouvir.
Todas as consoantes sempre se pronunciam, seja qual for a posição que ocupem nas palavras. Ao contrário do que se dá em português, as consoantes dobradas devem-se pronunciar ambas: steL-La, oF-Fero, peC-Cáta, toL-Lis e não stela, ofero, pecata, tolis

As consoantes e grupos de consoantes pronunciam-se como em português, menos nos seguintes casos:

1.
a) - o C diante de E, I, Y, AE e OE tem o som do C italiano, equivale quase a TCH: Cícero = TCHiTCHero, Cibus = TCHibus;
b) - o grupo CC soa TTCH: ecce = eTTCHe;
c) - o grupo CH soa sempre como K: brachium = bráKium; Melchísedech pronunicia-se este CH final como K = MelkísedeK

2.
a) - o G antes de E e I pronuncia-se DG: genu = DGenu; agit = aDGit.
b) - o GN soa sempre NH: agnus = a-NHus.

3.
o H é letra muda, nunca aspirada; não se pronuncia, menos em: mihi, nihil, e compostos em que o H tem o som de K: mihi = miKi; nihil = niKil.

4.
o J para os efeitos de pronúncia vale sempre I. Nunca, portanto, tem o som do J português: ejus = é-Iuss. (A letra J deixou de ser usada no latim eclesiástico)

5.
a) - o S soa sempre como dois SS: nos = nóSS e não nóz.
b) - entre vogais é ligeiramente sibilante lembrando quase o Z: Jesus = i=éZuss.
c) - SC antes de E ou I é igual a CH (chapéu): descéndit = deCHéndit.

6.
TI precedido de uma letra qualquer, que não seja S, X ou T e seguido de uma vogal, soa TCI: patiéntia = paTCIénTCIa; o T final sempre se pronuncia: es-sunT, assim como o TH de sá-ba-oTH, palavra hebráica;

7.
a) - o X depois de vogal (que não seja o E) soa : axis = aiss.
b) - o X depois de E vale KZ: exaudi = eKZaudi
c) - o XC diante de E e I vale KCH: excelsis = eKCHélsiss.

8.
o Z soa DS: Zelus = DSéluss, ZiZania = DSiDSania.

Observação:

Não há som nasal em latim: diz-se a-mor e não ã-mor, vobíscu-m, cínere-m, orié-ntis, isto é; o M e o N não devem nasalizar a vogal que o precede: cí-ne-rem, co-n-céde, mu-n-di etc.
Evite-se todo o som NASAL, que não existe na pronúncia romana. O

a) - ROSAM: o AM final não deve soar como na 3ª pessoa do plural: eles amAM.
b) - VIRTUTEM: não como EM português: eles devEM.
c) - MAGNUS = -nhuss e não -nhus.

Observação: Estas regras foram tiradas do Apêndice VIII – PRONÚNCIA ROMANA DO LATIM, da Gramática Latina, do Pe. João Ravizza, da Arcádia Romana, livro muito utilizado nos seminários católicos até a década de 1960.

Defeitos brasileiros na pronúncia do latim romano:

a) - falar para dentro, e não na ponta dos lábios;

b) - pronunciar as vogais com nasalidade: am na e men, im, in, om, on, um e un: Deve-se dizer, por exemplo: qu-ó-ni-a-m (A-Me), á-me-n (MENe), hó-mi-nes, co-n-ver-te, spí-ri-tu-m;

c) - molhar o som das sílabas di e ti. Deve-se conservar o D e o T bem dentais;

d) - dar a AL, EL, IL, OL e UL um som cheio, gutural quando deve ser o L pronunciado mais na ponta da língua;

e) não pronunciar as consoantes dobradas que devem ser, todas as duas, pronunciadas: al-lelúia, pec-cáta, col-lium, at-ténde;

f) dar às vogais finais átonas O e E valor e U e I, respectivamente: dóminu, virtúti por dómino, virtúte;

g) comer as finais, como em gló-ri-a, pro-pi-ti-á-tio, ma-ter, De-i, co-gi-ta-ti-ó-nes; ou proncunciá-las forte demais: sanctá, Mariá, etc;

Roma Eterna - Nesta página, além de poder acompanhar as músicas em arquivos Midi você pode ouvir a pronúncia de algumas delas em arquivos em MP3 (MP3 pronunciation file) como nesta música: Dominus dixit


Veja este curso de canto gregoriano, em Power Point, que achei na Internet. A tradução para o português foi feita utilizando-se a página do Tradukka e que, obviamente, não dá a tradução correta. Se você achar algum erro na tradução, por favor, mande-me um e-mail com a parte que estiver errada: enfrades@yahoo.com.br
A música na versão em inglês é o Alleluia, lapis revolutus est cantada pelo Coral Gregoriano de Belo Horizonte.

Se você não estiver conseguindo abrir o curso abaixo, em inglês, nesta página, clique neste link do Slideshare

Se você não estiver conseguindo abrir o curso abaixo, em português, nesta página, clique neste link do Slideshare



NOTAÇÃO GREGORIANA
 


Os neumas

Um neuma é uma nota ou um grupo de notas (melisma) que pertence a uma sílaba. A idéia básica é que um neuma é uma unidade indivisível e deve ser executada como tal.
As partituras do canto gregoriano são escritas em pautas com 4 linhas e as linhas das partituras são lidas de baixo para cima, há muitos séculos.
Há duas claves: a de Dó (nos países ingleses, C), na quarta ou na terceira linha, raramente na segunda, e a clave de Fá (F) na terceira linha (só uma vez na quarta linha: no ofertório Veritas mea no Comum dos mártires).
As notas podem ter os seguintes aspectos:

Notas simples

Punctum
Virga
Virga e punctum são notas simples, só usadas em combinação, quer uma com a outra, ou com outras notas.

Grupos de duas notas

Pes ou Podatus
Clivis (flexa)
Os pes, também chamados de podatus, indicam uma melodia ascendente, enquanto sua contraparte, o clivis, indica uma linha descendente. Sobre os acentos das palavras, os pes têm, por vezes, uma forma ligeiramente diferente, com a primeira nota mudando em initio debilis (início fraco). Neste caso, ela é executada como uma semi-colcheia.

Grupos de três notas (ou mais)

Torculus (pes flexus)
Porrectus
Climacus
Salicus
Scandicus

O torculus consiste de três notas, sendo a segunda a mais alta do grupo. Os intervalos entre as notas podem variar.

O porrectus é o oposto exato: alto-baixo-alto.

O climacus (em grego, escada), é uma linha descendente de notas (3 ou mais) sendo a primeira escrita com o padrão usual quadrado, as seguintes em notas menores. As notas descendentes são chamadas subbipunctis (os dois pontos debaixo), ou dependendo do caso, subtripunctis (com 3 notas).

O scandicus é o oposto do climacus: 3 ou mais notas numa melodia ascendente. O scandicus tem uma importante variante, o salicus. No salicus, a última nota isolada é um oriscus (voltaremos a isto depois). As notações quadradas das notas na Notação Vaticana raramente distinguem entre as notas oriscus e normal, mas a diferença tem importância ritmicamente: o oriscus acrescente à estrutura da melodia levando a linha a seu clímax na última e mais alta nota. 

Neumas liquescentes
Um neuma liquescente só existe no final da sílaba, especialmente quando a pronúncia das sílabas seguintes terá possivelmente problemas. O caso mais comum é a sílaba que termina em -M, como em sanctum, ou quando ocorre um grupo consonantal, como em non confundentur. A Imprensa Vaticana indica os neumas liquescentes com uma nota muito pequena ligada ao fim do grupo. A principal guia para uma boa execução é uma pronúncia clara.
Oriscus
É difícil distinguir uma nota oriscus de uma outra, regular, na Notação Vaticana, mas os manuscritos medievais faziam uma clara distinção entre as duas. O significado real do oriscus tem sido amplamente debatido neste século mas os estudiosos em geral concordam que o oriscus sublinha a importância da nota seguinte. Desde a nova edição do Liber hymnarius, a nota oriscus ganhou sua própria grafia como nota.

Quilisma

Este é um dos neumas muito especiais, por vezes denominado como nota serrada. Ocorre principalmente em melodias ascendentes, tais como os pes ou o scandicus. Geralmente é interpretado como nota de transição o que significa que deve ser executado rápida e delicadamente. De acordo com achados recentes, contudo, existe uma conseqüência melódica disto também: o neuma quilisma aparece mais frequentemente em intervalos de semi-tom.
Custos ou Guião
No final de cada sentença, ou quando muda a clave, o custos indica o tom da nota seguinte. Parece-se a uma nota pela metade e sua haste vai para cima. Trata-se apenas de uma peça de informação e, portanto, não precisa ser cantada.

Neume Flash Cards

Neume Flash Cards
Neumas gregorianos e sua equivalência nas partituras na notação moderna.
NOTA
NOME
EQUIVALÊNCIA NA NOTAÇÃO MODERNA

Punctum

Virga
Pes / Podatus
Clivis (Flexa)
Scandicus
Salicus
Climacus
Torculus (pes flexus)
Porrectus
Porrectus flexus
Scandicus flexus
Porrectus flexus resupinus
Climacus resupinus
Torculus resupinus
Virga subtripunctins
Virga praetripunctis
NEUMAS LIQUESCENTES
Epiphonus (liquescent podatus)
Cephalicus (liquescent flexa)
Pinnosa (torculus liquescente)
Porrectus liquescente
Scandicus liquescente
Quilisma

EQUIVALÊNCIA NA NOTAÇÃO MODERNA
( Por falta de espaço na página desloquei para baixo 
- seguir a ordem correspondente )


TONS SALMÓDICOS
 

 Aprenda a solfejar os 8 tons salmódicos no player abaixo.





Curso: Veja neste arquivo em pdf a apostila usada nas semanas gregorianas que antigamente eram promovidas pelo Coral Gregoriano de Belo Horizonte:


http://www.gregoriano.org.br/gregoriano/cursodecantogregoriano.htm
Sejam felizes todos os seres. 
Vivam em paz todos os seres. 
Sejam abençoados todos os seres.

quinta-feira, 4 de novembro de 2010

QUASAR

 

Quasar PKS 1127-145


Crédito: NASA/CXC/A.Siemiginowska (CfA)/J.Bechtold (U.Arizona).-Telescópio: Chandra.- 2010-10-28

Esta imagem de raios-X de PKS 1127-145, um quasar situado a cerca de 10 mil milhões de anos-luz de distância da Terra, mostra um enorme jacto de raios-X que se estende por mais de 1 milhão de anos-luz para lá do quasar. Pensa-se que este jacto deverá ter a sua origem numa colisão entre electrões de alta energia e fotões de microondas. Estes electrões deverão ter sido originados devido a intensa actividade devido a gás em rotação em torno de um buraco negro super-maciço. A extensão do jacto e a existência de várias zonas e diferente intensidade ao longo dele sugerem que esta intensa actividade é de longa duração, mas intermitente.


 Fonte:
Portal do Astrônomo - Portugal
http://www.portaldoastronomo.org/npod.php?id=2950

CONSTELAÇÃO DE GÊMEOS

A nebulosa da Anémona



Crédito: Johannes Schedler (Panther Observatory) (copyright).
Telescópio: 105 mm TMB.- 2010-10-30

A nebulosa da Anémona é uma nebulosa difícil de observar, mas foi captada nesta espectacular imagem obtida pelo astrónomo amador Johannes Schedler (http://panther-observatory.com/ ) ao fim de 7 horas de exposição. Esta nebulosa, visível do lado direito da imagem, é parte do ramanescente de supernova IC 443, os restos da explosão de uma estrela ocorrida há cerca de 5000 anos atrás. Do lado esquerdo vê-se uma outra nebulosa bastante fraca, IC 444. Estas nebulosas situam-se na direcção da constelação dos Gémeos.


 Fonte:
Portal do Astrônomo - Portugal
http://www.portaldoastronomo.org/npod.php?id=2952

SINAIS DE RÁDIO da GALÁXIA M82?

 

Quem envia sinais de rádio
a partir da galáxia M82?

Investigadores desconhecem objecto que emite ondas nunca antes observadas em todo o Universo

2010-04-22
Galáxia M82 (Crédito: NASA, ESA e The Hubble Heritage Team)
Galáxia M82 (Crédito: NASA, ESA e The Hubble Heritage Team)
Algo estranho está a passar-se nas proximidades da nossa galáxia. A menos de 12 milhões de anos-luz da Via Láctea, um misterioso objecto começou a emitir ondas de rádio, numa forma que era desconhecida até ao momento em todo o Universo.

Os astrónomos questionam-se sobre o que pode estar a causar as estranhas emissões, mas a verdade é que estes sinais não são compatíveis com nenhum dos fenómenos conhecidos.

Segundo os cientistas, a resposta mais plausível terá a ver com a própria galáxia onde se encontra o estranho emissor. A M82 é, de facto, uma starburst galaxy, ou em português, uma galáxia de explosão estelar, na qual a taxa de nascimento de estrelas é muito superior a uma galáxia normal.
Por este motivo, a M82 é até cinco vezes mais brilhante que a Via Láctea. No entanto, e após um ano de intensas observações, a realidade é que ninguém sabe ainda explicar a razão das microondas.

“Não sabemos o que é”, afirma Tom Muxlow, do Centro de Astrofísica Jodrell Bank, na Grã-bretanha, e co-descobridor deste fenómeno.

Velocidade mais rápida do que a luz
A estas características insólitas junta-se mais uma também surpreendente: a velocidade aparente do objecto é quatro vezes superior à da luz, ou seja, um milhão e duzentos mil quilómetros por segundo.

Sala de controlo do Centro de Astrofísica Jodrell Bank
Sala de controlo do Centro de Astrofísica Jodrell Bank
 
Até então, essas classes de velocidades supraluminais tinham sido apenas observadas em fluxos de matéria que expelem alguns dos maiores buracos negros do Universo.

“O novo objecto, que apareceu em Maio de 2009, deixou-nos a pensar. Nunca tínhamos visto nada sequer parecido”, assegura Muxlow.

Brilho intenso e constante
Desde essa data, os investigadores têm estudado algumas das características da galáxia. Por exemplo, a rotação e o brilho: “O objecto gira muito rapidamente, uma vez a cada poucos dias e o brilho não dá sinais de atenuar desde que foi detectado”, explica o cientista.

Estes dados descartam a possibilidade de o objecto ser uma supernova, algo considerado habitual em galáxias como a M82. Se assim fosse, o objecto brilharia em longitudes de onda de rádio durante apenas algumas semanas para depois ir apagando-se em poucos meses − o que não está a acontecer a este objecto, cujo brilho permanece constante.

O objecto, ainda sem nome, foi descoberto casualmente enquanto a equipa de Muxlow estudava uma explosão estelar na M82, utilizando a rede de radiotelescópios britânica MERLIN. Os cientistas depararam-se com um potente emissor que, ao contrário das supernovas não se apagava lentamente, mas que mudava de intensidade de brilho ao longo de todo o ano, mantendo um espectro constante.

Imagem rádio da M82 através da MERLIN. Captada entre 25 de Abril e 3 de Maio de 2009, demonstra  a aparição súbita do misterioso objecto
Imagem rádio da M82 através da MERLIN. Captada entre 25 de Abril e 3 de Maio de 2009, demonstra a aparição súbita do misterioso objecto

Os restos de uma explosão de estrelas
O objecto em questão não esta próximo do centro do M82, onde o grande buraco negro central pode expulsar matéria a velocidades aparentemente similares, mas encontra-se na sua periferia, onde esta classe de fenómenos relativistas não é de todo possível.

Existem poucas possibilidades que expliquem a existência do objecto. Uma delas é que se trate de um pequeno microquasar, ou seja, o restante de uma explosão de uma estrela massiva, um pequeno buraco negro ou uma estrela de neutrões de entre dez a vinte massas solares que começa a alimentar-se de uma outra.

Os microquasares emitem ondas de radiofrequência, mas nenhum dos anteriormente observados o faziam com intensidade detectada no M82.

Alem disto, os microquasares emitem também raios X, mas o misterioso objecto permanece em silêncio absoluto nessas longitudes de onda.

Corpos densos numa galáxia especial
Poderá tratar-se de um megamicroquasar? Muxlow não se atreve a afirmar tal coisa e prefere não arriscar até possuir mais dados. Para o investigador, a melhor explicação é que esta estranha fonte de rádio é alguma classe de corpo muito massivo e denso, talvez um buraco negro numa estrutura pouco habitual.

Impressão artística de um microquasar
Impressão artística de um microquasar
Como a M82 é uma galáxia com uma elevada taxa de formação estelar, pode ser que essa característica lhe permita a existência de tais objectos, desconhecidos nas outras galáxias.

“Acabamos de começar a processar os dados da região central da M82 procedentes de vinte radiotelescópios de todo o mundo. Essas imagens vão permitir-nos examinar a estrutura da nova fonte de rádio com mais detalhe. De qualquer modo, processar uma quantidade tão grande de dados será um trabalho árduo e penoso”
, afirma Muxlow que conclui: “Só depois poderemos dizer efectivamente se se trata ou não de uma forma rara de microquasar” ou de algo novo e completamente desconhecido até ao momento.
l

domingo, 31 de outubro de 2010

Cosmos - Via Lactea (TV Escola)


Delicada faixa de luz
onde habitamos no Universo
- a Via Láctea.


O SISTEMA SOLAR - O SOL - USP - UFRGS- P.A.


 














 O Sol 
Os homens não permanecerão na Terra para sempre, 
mas em sua busca para a luz e espaço, 
penetrará primeiro timidamente além da atmosfera, 
e mais tarde conquistará para si todo o espaço perto do Sol. 
- Konstantin E. Tsiolkovsky

USP




Figura: O Sol visto na linha Alfa do Hidrogênio
 

O Sol é a estrela mais próxima de nós. Todos os planetas do sistema solar giram ao seu redor e cada um com um período diferente. Ele é o responsável pelo suprimento de energia da maioria dos planetas. Quando as pessoas visitam observatórios as perguntas mais comuns que surgem a respeito do Sol são: o que é o Sol e como ele funciona? Do que ele é feito? Mas, antes de responder a essas perguntas veremos alguns dados curiosos a respeito do Sol.

O Sol só é uma estrela por causa da grande quantidade de massa que ele tem, 332 959 vezes a massa da Terra. Ele é constituído, principalmente dos gases hidrogênio e hélio, os dois gases mais leves que temos. 

Quando se diz que o Sol tem quase 98% de gases a pergunta mais comum que aparece é: como é possível o Sol ter tanta massa, ser tão grande sendo formado de gases?

Bem, essa é uma longa história e que nem mesmo os cientistas que estudam o Sol e outras estrelas sabem explicar exatamente como acontece, mas uma coisa eles sabem: 

Antes de existir o Sol e os planetas o que existia no lugar do sistema solar era uma enorme nuvem de gases e poeira muito maior que o sistema solar.

Os gases são os que conhecemos: oxigênio, nitrogênio e principalmente hidrogênio e hélio; a poeira são todos os outros elementos químicos; ferro, ouro, urânio, etc... mas, a grande parte dessa nuvem era o hidrogênio e o hélio. 

Por algum motivo que ainda não é bem explicado essa nuvem encontrou condições para se aglomerar, se juntar em pequenos blocos, esses blocos começaram a se juntar em blocos cada vez maiores. Um desses blocos, o que se formou primeiro, no centro da nuvem, ficou tão grande e pesado que sua força gravitacional tornou-se suficiente para reter os gases com muita facilidade. Esse bloco aumentou tanto de tamanho e massa que acabou por se transformar numa estrela: o Sol. 

Os blocos menores que se formaram ao redor do bloco central deram origem aos planetas. CUIDADO! Muitas pessoas pensam que os planetas são pequenas bolhas expelidas pelo Sol. Isso porque os cientistas do século passado e começo deste século pensavam assim. Hoje em dia sabe-se que isso não é verdade. A teoria da nuvem de gás e poeira é a mais aceita entre cientistas atuais.
 
LOCALIZAÇÃO
O Sol ocupa uma posição periférica na nossa Galáxia,ou seja, ele está a 33.000 anos luz do centro galáctico, o que corresponde a 2/3 do raio galáctico. Nós estamos num dos braços espirais, o braço de Orion, como mostra o esquema a seguir.
 





     Figura 1: Localização do Sol na Galáxia



O Sol também está orbitando em relação ao centro gravitacional da nossa Galáxia. O ano do Sol é de aproximadamente 230 milhões de anos terrestres e sua velocidade orbital é de 250 km/s, sendo que todos os demais corpos do Sistema Solar o acompanham nessa viagem. Sabe-se que o Sol realizou cerca de 250 revoluções completas até hoje. A idade do Sol é de cerca de 4,5 bilhões de anos.

O Sol, estrela de quinta grandeza[1], é o principal componente do nosso Sistema Solar e o mesmo é um dos millhões de Sóis existentes em nossa Galáxia.
[1] se o Sol for colocado a distância de 32,6 anos-luz de nós, o seu brilho será semelhante ao de uma estrela de quinta magnitude. Objetos vistos ou comparados a essa distância, nós definimos o seu brilho como Magnitude Absoluta. O Sol tem magnitude absoluta igual a cinco, dai a expressão estrela de quinta grandeza.
CARACTERÍSTICAS GERAIS
Pela Lei da Gravitação Universal de Isaac Newton (1642-1727), foi possível obter a massa da nossa estrela que é estimada em 332 959 vezes a massa da Terra, equivalendo a 1,989 1030 kg, com um raio de 695 500 km . Sua densidade média é 1.4 g/cm3, mas a matéria não é homogênea em seu interior. A densidade no centro do Sol 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 de sua massa ser milhares de vezes maior que a da Terra, sua gravidade na superfície é apenas 28 vezes maior que a gravidade terrestre. A temperatura[2] na sua superfície é de cerca de 5770 K, e não é uma superfície sólida, mas sim em estado de plasma e gás.
O fato de o Sol ser basicamente um corpo constituído por um fluido (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 às manchas solares, as quais nós abordaremos melhor mais adiante. Isso é a chamada rotação diferenciada, a qual nós representamos com o seguinte esquema.





     Figura 2: Esquema da Rotação Diferenciada

O Sol representa 99,867% de toda a massa do Sistema Solar e a restante está dividida entre os planetas, asteróides, satélites, e cometas do Sistema Solar. A massa do Sol apresenta a seguinte distribuição:
 



Camadas Externas (Fotosfera e pouco abaixo)
0,2% de elementos pesados 
7,8% de hélio 
92% de hidrogênio 
Tabela 1: Características Químicas.





Raio  695 500 km,  109 raios terrestres 
Superfície  6,16 1013km2 11.881 vezes a terrestre 
Volume  1,44 1018 km3 1,3 106 vezes o terrestre 
Massa  1,9 1030 kg  334.672 vezes a terrestre 
Densidade  1,4 g/cm3 0,26 vezes a terrestre 
Luminosidade  3,9 1027 kW  ---------
Temperatura Superficial  5770 K ---------
Temperatura no Centro  1,5 107K ---------
Gravidade Superficial  276 m/s2 28 vezes a terrestre 
Tabela 2: Características Físicas do Sol.

O funcionamento do Sol e a sua Estrutura Interna

Quando só se conheciam as reações químicas (combustão) para a produção de fogo e calor, pensava-se que o Sol funcionava da mesma maneira, mas quando os astrônomos conseguiram calcular sua massa e quantidade de energia necessária para mantê-lo aquecido constatou-se que ele não iria durar mais de 100 anos. Como o Sol é muito mais velho que 100 anos, a natureza deveria ter criado outra maneira muito mais eficiente de se produzir energia. Só na primeira metade desse século é que se descobriu a existência da energia nuclear.
NÚCLEO: No Sol, a energia nuclear é produzida com o hidrogênio fazendo o papel de combustível. Sabendo como fazer a temperatura de um gás subir é possível entender como ocorrem as reações nucleares do Sol. Sabemos que, quando um gás é comprimido (pressionado) ele aquece. Perceber isso é fácil: encha um pneu de bicicleta usando uma bomba manual. O bico do pneu e a parte da bomba que está próxima do bico ficam bem aquecidos. Isso acontece porque o ar (gás) que está dentro da bomba é comprimido pela força que você faz. 

Quando o pneu fica quase cheio e você tem que fazer mais força, ou seja, comprime mais ainda o ar ele fica cada vez mais quente. Agora imagine no Sol onde a pressão é milhões de vezes maior que a pressão na Terra. Sabemos também que a pressão aumenta com a profundidade. 

Mergulhando numa piscina com 2 ou 3 metros já percebemos o aumento da pressão em nossos ouvidos. No Sol, pode-se afundar até 50 vezes o diâmetro da Terra sem chegar ao seu centro, fica até difícil de imaginar a pressão que existe lá. Toda essa pressão faz com que o hidrogênio atinja temperaturas de 15 milhões de graus no centro do Sol. Com o gás nessa temperatura e pressão é que ocorrem as reações nucleares que mantém o Sol aquecido. Essas reações são milhões de vezes mais poderosas que as reações nucleares produzidas na Terra. Além disso, não se conseguiu produzir, na Terra, reações do mesmo tipo que acontecem no Sol.

As reações nucleares do Sol transformam o hidrogênio em hélio e nessa transformação é liberada uma enorme quantidade de energia. Nós aqui na Terra recebemos uma pequenina parte da energia que o Sol produz.
Somente no século XX é que se atingiu conhecimentos teóricos suficientes para elaborar uma teoria a respeito de toda a energia que o Sol irradia . Sabe-se que o Sol está atualmente em equilíbrio térmico (temperatura média aproximadamente constante), mas nós sabemos também que ele emite muita energia na forma de calor e luz. Porém para se manter esse equilíbrio é necessário uma fonte interna de energia.

Essa fonte está no seu núcleo, que através de reações termonucleares funde átomos de hidrogênio e forma átomos de hélio. Seu núcleo está a uma temperatura de 15 milhões de Kelvin e possui uma pressão da ordem de bilhões de atmosferas, sendo que esses valores vão decrescendo juntamente com a densidade, de modo não linear, conforme afasta-se do núcleo em direção à superfície. A variação térmica (considerada do núcleo para as camadas mais externas) determina a estrutura interna da estrela conforme o modo de propagação da energia.

Os principais mecanismos de transporte energético encontrados no Sol são o radiativo e o convectivo, esquematizados a seguir:

O RADIATIVO: representado pela "Zona de Irradiação'', é a camada do Sol onde a energia propaga-se da mesma maneira que a luz, ou seja, através da irradiação e por isso não depende do meio para se propagar. O meio atua no sentido de atenuar a energia.

O CONVECTIVO: 
representado pela "Zona de Convecção'', é a camada do Sol onde a energia se propaga através de movimentos convectivos, ou seja, a parte que está em contato com a "Zona de Irradiação'' é aquecida e, com isso, sua densidade diminui e tende a subir para a superfície e o que está na superfície desce para entrar em contato com a "Zona de Irradiação''. Esse é o mesmo processo que ocorre com a água fervente num recipiente em aquecimento no seu fundo.

Utilizando-se desse processo, o Sol está emitindo energia desde sua ignição a 4,5 bilhões de anos e os cálculos realizados indicam que ele emitirá energia da mesma forma por pelo menos mais 5 bilhões de anos, que é quando estarão esgotadas as reservas de hidrogênio em seu núcleo. É importante saber que a emissão de energia do Sol não é uniforme, ou seja, há variações no fluxo de energia emitida, que pode chegar, em casos excepcionais, a 5% do fluxo médio de energia. Atribuindo-se o nome de "Sol calmo'' quando ele mantem-se no mínimo de emissão de energia e "Sol ativo'' quando está no máximo de emissão. Esse mínimo ou máximo é observado quando há um número menor ou maior de fenômenos em todas as suas camadas. Essas variações influenciam o meio interplanetário, sendo que na Terra observa-se muitos efeitos na atmosfera e no campo magnético.





Figura 3: Esquema da Estrutura do Sol
 
Figura 4: O Sol visto no Visível com um filtro neutro

CAMPOS MAGNÉTICOS
George Ellery Hale (1868-1938) foi quem detectou os campos magnéticos solares. Utilizando-se de um instrumento, o espectrógrafo de alta dispersão, ele descobriu que algumas linhas produzidas nas proximidades das manchas solares eram duplas e até mesmo triplas ou seja, no lugar de uma linha com certo comprimento de onda, via-se uma linha à direita e à esquerda daquele comprimento de onda e até mesmo a original e duas outras laterais. 
Esse fenômeno de duplicação de linhas é chamado de efeito Zeeman e ocorre quando a fonte emissora de luz está submetida a um campo magnético (nesse caso a fonte emissora é a mancha solar). Hale pôde calcular o campo nessa região que chega a 5000 Gauss e ainda conseguiu provar que o campo magnético geral, gerado pelo Sol, é da ordem de 1 a 2 Gauss. Esse campo magnético está dirigido de norte para sul, porém nas regiões onde se encontram os campos magnéticos intensos (1000 Gauss), estes estão dispostos, no sentido leste-oeste. 
O estado de plasma, que se encontra a matéria Solar, oferece pouca resistência à corrente elétrica o que faz com que toda a estrela se comporte como uma bobina elétrica.
 Plasma
Descobriu-se posteriormente que as linhas de força do campo magnético estão confinadas no plasma, ou seja, comportam-se como se estivessem ligadas às particulas que o compõem e acompanham o fluxo de matéria. Com isso a rotação diferenciada acaba deformando essas linhas como se fossem tiras de borracha. As linhas do campo magnético sofrem um processo de condensação, até cada grupo assumir a forma espiralada. Daí encontram-se espirais ao longo de todos os meridianos e todas no sentido leste-oeste (sentido de rotação). A concentração dessas linhas equivale a maior intensidade dos campos magnéticos em relação a situação inicial, e como a rotação não é uniforme cada espiral pode ser esticada até formar um laço. Em certos momentos os laços se rompem e afloram na superfície. Nesse momento temos a formação das manchas solares.
ESTRUTURA EXTERNA DO SOL
 
FOTOSFERA: Aparentemente a olho nu e 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 decorrentes dos processos de convecção, que mistura o gás nas camadas inferiores à 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 a mancha solar na fotosfera.
Constatou-se que o número de manchas solares 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 às 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.





Figura 5: O Sol observado através do ultravioleta evidenciando uma protuberância.


Para podermos imaginar o quanto essa reação nuclear é poderosa vamos fazer a seguinte comparação. Se o Sol fosse formado pelo combustível mais eficiente que se conhece, que é o combustível usado no ônibus espacial, e todo o Sol fosse queimado, ele duraria cerca de 100 anos. Sendo movido a energia nuclear apenas 1/3 do hidrogênio do Sol será consumido e mesmo assim os cientistas acreditam que ele irá funcionar por mais 5 bilhões de anos. Considerando que ele já tem quase 5 bilhões de anos, a vida do Sol será de aproximadamente 10 bilhões de anos, ou seja o Sol irá durar 100 milhões de vezes mais do que se fosse movido por energia química.

Erupção de uma proeminência no Sol

2003-04-07

Crédito: SOHO/EIT (ESA & NASA).
Telescópio: Solar & Heliospheric Observatory (ESA/NASA).
Instrumento: Extreme ultraviolet Imaging Telescope (EIT).
 
A erupção de uma proeminência longa e arqueada é capturada na luz ultravioleta da risca de emissão de 304 Å do hélio ionizado. Esta é uma das maiores proeminências observadas pelo SOHO. As proeminências são enormes nuvens de plasma relativamente frio e denso, suspensas na coroa quente e ténue do Sol. 
Campos magnéticos originam forças que provocam a erupção das proeminências, lançando partículas para o exterior da superfície do Sol. Para dar ideia da dimensão da proeminência, ela estende-se, desde uma ponta à outra, por cerca de 50 diâmetros da Terra. Sendo um fenómeno efémero, já tinha desaparecido na imagem seguinte tirada a este comprimento de onda, cerca de 6 horas depois. 
O instrumento que obteve esta imagem, o EIT, observa o Sol em quatro comprimentos de onda do ultravioleta. Permite assim a comparação do gás a temperaturas diferentes, providenciando mapas diários do tempo no Sol. A emissão desta risca espectral de 304 Å mostra a cromosfera superior a uma temperatura de 60 000 K. As regiões mais quentes aparecem a branco nesta imagem, e as mais frias, a vermelho.

UFRGS

Os homens não permanecerão na Terra para sempre, 
mas em sua busca para a luz e espaço, 
penetrará primeiro timidamente além da atmosfera, 
e mais tarde conquistará para si todo o espaço perto do Sol. 
- Konstantin E. Tsiolkovsky



A energia gerada no interior do Sol leva um milhão de anos para chegar à superfície. A cada segundo 700 milhões de toneladas de hidrogênio são convertidos em cinza de hélio. Durante este processo 5 milhões de toneladas de energia pura são liberados; portanto, com o passar do tempo, o Sol está se tornando mais leve. 








 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Diagrama do Sol

A cromosfera está acima da fotosfera. A energia solar passa através desta região em seu caminho desde o centro do Sol. Manchas (faculae) a explosões (flares) se levantam da cromosfera. Faculae são nuvens brilhantes de hidrogênio que aparecem em regiões onde manchas solares logo se formarão. Flares são filamentos brilhantes de gás quente emergindo das regiões das manchas. Manchas solares são depressões escuras na fotosfera com uma temperatura típica de 4.000°C. 

A coroa é a parte mais externa da atmosfera do Sol. É nesta região que as prominências aparecem. Prominências são imensas nuvens de gás aquecido e brilhante que explodem da alta cromosfera. A região exterior da coroa se extende ao espaço e inclui partículas viajando lentamente para longe do Sol. A coroa pode ser vista durante eclipses solares totais. (Ver a Imagem do Eclipse Solar).
 
O Sol aparentemente está ativo há 4,6 bilhões de anos e tem combustível suficiente para continuar por aproximadamente mais cinco bilhões de anos. No fim de sua vida, o Sol comecará a fundir o hélio em elementos mais pesados e se expandirá, finalmente crescendo tão grande que engolirá a Terra. Após um bilhão de anos como uma gigante vermelha, ele rapidamente colapsará em uma anã branca -- o produto final de uma estrela como a nossa. Pode levar um trilhão de anos para ele se esfriar completamente. 








Estatísticas do Sol
 Massa (kg)1,989x1030 
 Massa (Terra = 1)332 830 
 Raio equatorial (km)695 000 
 Raio equatorial (Terra = 1)108,97 
 Densidade média (gm/cm^3)1,410 
 Período de rotação (dias)25-36* 
 Velocidade de escape (km/sec)618,02 
 Luminosidade (ergs/seg)3,827x1033 
 Magnitude (Vo)-26,8 
 Temperatura média à superfície6 000°C 
 Idade (biliões de anos)4,5 
 Principal composição química







Hidrogénio
Hélio
Oxigénio
Carbono
Nitrogénio
Néon
Ferro
Silício
Magnésio
Enxofre
Todos os restantes

92,1%
7,8%
0,061%
0,030%
0,0084%
0,0076%
0,0037%
0,0031%
0,0024%
0,0015%
0,0015% 



Vistas do Sol  











Proeminências do Sol
Esta imagem foi obtida da estação espacial Skylab da NASA em 19 de dezembro de 1973. Mostra um dos mais espectacular flares solares já gravados, impulsionado por forças magnéticas, se elevando do Sol. Ela abrange mais de 588.000 km da superfície solar. Nesta fotografia os polos solares são distinguíveis pela relativa ausência de supergranulação, e um tom mais escuro do que as porções centrais do disco.
 
















Cometa SOHO-6 e os Flares Polares do Sol
Esta imagem da coroa solar foi registada em 23 de Dezembro de 1996 pelo instrumento LASCO na nave espacial SOHO. Mostra a faixa interior no equador solar, onde se origina e é acelerado o vento solar de baixa latitude. Acima das regiões polares, podem-se ver os flares solares afastando-se até o limite do campo visível. O campo visível desta imagem da coroa estende-se a 8,4 milhões de quilômetros (5,25 milhões de milhas) da heliosfera interior. Esta imagem foi escolhida para mostrar o Cometa SOHO-6, um dos sete que se aproximaram do Sol descobertos até agora por LASCO, quando ele entra na região do vento solar equatorial. Provavelmente acabou por mergulhar no Sol. (Cortesia ESA/NASA)

 
















Origens do Vento Solar?
"Plumas" de gás quente fluindo para fora da atmosfera do Sol podem ser uma das fontes do "vento" solar de partículas carregadas. Estas imagens, obtidas em 7 de março de 1996, pelo Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), mostram (em cima) campos magnéticos na superfície do Sol perto do polo sul solar; (meio) uma imagem ultravioleta de uma pluma com 1 milhão de graus da mesma região e (em baixo) uma imagem ultravioleta de uma região "quieta" da atmosfera solar próxima da superfície. (Cortesia ESA/NASA)

 







 O Sol Eruptivo
Esta sequência de imagens do Sol em luz ultravioleta foi obtida pela espaçonave Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) em 11 de fevereiro de 1996 de um ponto único de gravidade neutra "L1" a 1,6 milhões de km da Terra, na direção do Sol. Uma "prominência eruptiva" ou bola de gás a 60.000°C, maior que 130.000 km, foi ejetada com uma velocidade maior que 24.000 km/hr. A bola gasosa aparece à esquerda em cada imagem. Estas erupções ocorrem quando uma quantidade significativa de plasma frio e denso ou gás ionizado escapa do campo magnético de baixo nível da atmosfera do Sol, normalmente fechado e confinante. O gás escapa ao meio interplanetário, ou héliosfera. Erupções deste tipo podem produzir grandes distúrbios do meio perto da Terra, afetando comunicações, sistemas de navegação e mesmo redes de luz. (Cortesia ESA/NASA)

 
















Um Novo Olhar Sobre o Sol
Esta imagem de gás a 1.500.000°C na camada externa, rarefeita (coroa) da atmosfera do Sol foi obtida em 13 de março de 1996 pelo Extreme Ultraviolet Imaging Telescope a bordo da espaçonave Solar and Heliospheric Observatory (SOHO). Cada elemento da imagem traça uma estrutura do campo magnético. Em virtude da alta qualidade do instrumento, mais detalhes do campo magnético podem ser vistos do que em qualquer outra imagem. (Cortesia ESA/NASA)

 
















Imagem em Raios-X
Imagem do Sol em raio-x obtida em 21 de fevereiro de 1994. As regiões brilhantes são fontes de emissão de raio-x mais intensas. (Cortesia Calvin J. Hamilton, e Yohkoh)

 
















Disco Solar em H-Alpha
Esta é a imagem do Sol como visto em H-Alfa. H-Alfa é uma banda estreita em comprimento de onda da luz vermelha emitida e absorvida (característica) do hidrogênio. (Cortesia National Solar Observatory/Sacramento Peak)

 












 Flares Solares em H-Alpha
Esta imagem foi obtida em 26 de fevereiro de 1993. As regiões escuras são locais de polaridade magnética positiva a as regiões claras são de polaridade magnética negativa. (Cortesia GSFC NASA)

 
















Campos Magnéticos Solares
Esta imagem foi obtida em 26 de fevereiro de 1993. As regiões escuras são locais de polaridade magnética positiva a as regiões claras são de polaridade magnética negativa. (Cortesia GSFC NASA)

 













Manchas Solares
Esta imagem mostra a região de uma mancha solar. Note a aparência multi-color. Esta granulação é causada pela erupção turbulenta de energia na superfície. (Cortesia National Solar Observatory/Sacramento Peak)

 















Eclipse Solar
Esta foto mostra o eclipse solar de 1977.

 












Eclipse Solar de 1991
Foto do eclipse solar total de 11 de julho de 1991 como visto da Baja California. Este é um mosaico digital derivado de cinco fotografias individuais, cada uma exposta corretamente para um raio diferente da coroa solar. (Cortesia Steve Albers)

 










Eclipse Solar de 1994
Esta fotografia do eclipse solar de 1994 foi obtida em 3 de Novembro de 1994, com a câmara de luz branca do High Altitude Observatory, no Chile. (Cortesia HAO eclipse team)

Fontes:
Portal do Astrônomo - Portugal
http://www.portaldoastronomo.org/npod.php?id=111
CDA-CDCC USP/SC 
http://cdcc.sc.usp.br/cda/aprendendo-basico/sistema-solar/sol.html
http://www.if.ufrgs.br/ast/solar/portug/earth.htm