Parte da coleção A História Para Quem Tem Pressa, nova obra científica revela as intrigantes descobertas do sistema solar. A começar pelo Sol
Alberto Delerue Publicado em 20/09/2020, às 10h00
Amaioria das estrelas da Via Láctea, e possivelmente de todas as galáxias, forma um par ou um sistema triplo ou múltiplo. O Sol parece ser uma exceção: trata-se de uma estrela solitária, a mais próxima de nós, ao redor da qual gira tudo o que compõe o Sistema Solar − planetas, satélites, asteroides, cometas.
Sua posição na Via Láctea não é das mais privilegiadas, mas tem importância crucial para todas as formas de vida na Terra. Assim é o nosso Sol, um corpo celeste dotado de uma incrível fonte interna que produz energia e que, generosamente, a distribui pelo espaço.
Apesar de observado e estudado desde a Antiguidade, só a partir da primeira metade do século 20 é que começamos a conhecê-lo melhor. Mas essa nossa estrela ainda guarda inúmeros enigmas. Desvendá-los seria a chave para a compreensão de bilhões de outros sóis que também fazem parte da nossa galáxia.
Astro rei
Ao Sol devemos, obviamente, o fato de estarmos vivos. Sem o seu calor, luz e energia, a
vida certamente não teria surgido e vingado no nosso planeta. Mas, como tudo no Universo parece obedecer a um ciclo de nascimento e morte, um dia o Sol não existirá mais.
Será uma morte anunciada, é verdade, mas que ninguém estará aqui para assistir. O Sol foi intuitivamente reconhecido e aceito como um verdadeiro deus por praticamente todas as grandes civilizações. Para os egípcios, por exemplo, o deus Sol era Rá, aquele que nascia a cada manhã e era t ransportado através do céu por uma barca, até morrer no lado oeste, a cada fim de tarde.
E sempre renascer no lado leste, depois de uma viagem “por baixo do mundo”. Para os antigos gregos, o Sol era Apolo, aquele que conduzia um carro de fogo no céu. Para os hindus, a magnífica esfera de luz era o olho de Varuna, o deus da ordem cósmica.
Mitologia à parte, na Grécia Antiga já havia quem especulasse sobre a natureza física dessa fantástica esfera brilhante. Isso há cerca de 2.500 anos. Naquela época, alguns homens de ciência tentaram até mesmo estimar o tamanho e a distância que nos separam.
Destes, um número ainda mais reduzido chegou à ousadia de sugerir que os planetas, inclusive a própria Terra, se moviam em torno do astro rei. Aristarco (310-250) foi um dos primeiros a sugerir que o Sol estava no centro do Universo e que todos os planetas giravam ao seu redor.
Muito mais tarde, no início do século 17, Giordano Bruno pagou caro − foi queimado vivo pela Inquisição − por ter afirmado que as estrelas eram outros sóis e centros de mundos semelhantes ao nosso. Porém, desde a Antiguidade até os tempos modernos, foram necessários quase 20 séculos para que a ideia heliocêntrica fosse aceita por unanimidade.
Durante todo esse tempo, muitas foram as resistências e inúmeros os avanços e recuos, até que viéssemos a colocar o Sol no seu devido lugar. Foi somente a partir de Nicolau Copérnico que a força da evidência científica finalmente prevaleceu.
Vida útil
Atualmente, o Sol se encontra na meia-idade, o que significa dizer que ainda lhe resta uma outra metade de existência útil. Há cerca de 4,5 bilhões de anos que essa gigantesca usina termonuclear vem queimando ininterruptamente seu “combustível”, ou seja, transformando sua descomunal reserva de hidrogênio em hélio.
A cada segundo, 4 milhões de toneladas do primeiro são transformados no segundo. Eis aí o mistério de sua longevidade. A posição periférica do Sol é evidente: sua distância do centro da Galáxia é de 33.000 anos luz, ou seja, cerca de 2/3 do raio galáctico.
Sua velocidade em torno desse eixo é de 250 km/s, o que significa que uma única volta ao redor do núcleo da Via Láctea é completada a cada 225 milhões de anos aproximadamente. Considerando sua idade atual e admitindo-se que sua velocidade orbital nunca tenha se modificado de maneira significativa, concluímos que a nossa estrela, desde que se formou, já completou 25 voltas no seu giro galáctico. Nesse constante deslocamento, arrasta consigo todo o sistema planetário na direção de um ponto − denominado ápex − situado na constelação da Lira.
Na primeira de suas famosas três leis, Johannes Kepler nos ensinou que a Terra gira ao redor do Sol numa órbita elíptica e que tem a nossa estrela num dos focos. A distância média Terra-Sol (também conhecida como Unidade Astronômica/UA) é de 150 milhões de quilômetros.
No afélio, ponto mais afastado do Sol, ao qual se chega em julho, a Terra se afasta a 152 milhões de quilômetros. No periélio, ponto de sua órbita em que mais nos avizinhamos do Sol, que ocorre em janeiro, o nosso planeta se aproxima a 147 milhões de quilômetros.
Observado da Terra, o disco solar abarca um ângulo de cerca de meio grau, ou seja, 32 segundos de arco. A magnitude (um número negativo ou positivo, que é tanto maior quanto menor for o brilho do astro) aparente do Sol (brilho que observamos, independentemente de seu fluxo radiante) supera de longe o de qualquer outra estrela: -26,7.
Isto se deve, é claro, à grande proximidade do astro, se comparada com as distâncias das demais estrelas. No entanto, sua magnitude absoluta − brilho que o Sol apresentaria se fosse colocado a uma distância de 10 parsecs (unidade astronômica de distância, equivalente a 3,26 anos-luz, ou cerca de 31 trilhões de quilômetros) − é realmente desprezível: +4,8.
Àquela distância, o deus Sol não passaria de uma estrelinha insignificante, praticamente
invisível em qualquer céu noturno. Uma vez que conhecemos a distância que nos separa do Sol, não fica difícil calcularmos o seu raio: cerca de 700.000 km, o que significa um tamanho 109 vezes maior que a Terra.
Para os padrões terrestres, a massa solar não é nada desprezível: corresponde a 99,86% da massa de todo o Sistema Solar. Ou, em outras palavras, equivale a 330.000 vezes a do nosso mundo ou 1.000 vezes a do planeta Júpiter, o maior da família do Sol. Quando comparamos o volume do Sol (no seu interior caberia mais de 1 milhão de Terras), fica igualmente fácil chegarmos à sua densidade média: 1,41 g/cm³ − pouco superior, portanto, à da água (1 g/cm³).
Como o Sol não é constituído de matéria inteiramente homogênea, pois não se trata de um astro sólido, o valor de sua densidade média é apenas indicativo; no seu núcleo essa densidade é bem mais elevada: 160 g/cm³.
O Sol gira devagar sobre o próprio eixo, e essa velocidade de rotação varia de acordo com as latitudes. Em outras palavras, as diferentes regiões de suas camadas externas giram a diferentes velocidades. Essa velocidade é mais lenta nos polos (34 dias) do que no equador (25 dias).
A força da gravidade solar é 28 vezes maior que a terrestre. Um indivíduo que pesa 60 kg aqui, se pudesse aproximar-se da superfície do Sol, pesaria mais de uma tonelada e meia.
A temperatura superficial do Sol atinge 6.000 graus. Calcula-se que sua temperatura central alcance 15 milhões de graus, ou seja, aproximadamente 1.800 vezes superior à temperatura da sua atmosfera (fotosfera). A pressão naquele meio infernal cresce assustadoramente por causa da compressão constante e à medida que aumenta a densidade da matéria.
Uma vez que os gases se aquecem ao serem comprimidos, não fica difícil imaginarmos que, em direção ao interior do Sol, a temperatura vai aumentando gradativamente.
Fornalha nuclear
Quais seriam as reais condições do Sol, sob as temperaturas e pressões a que acabamos de nos referir? Como se comportaria a matéria que o compõe? Sabemos que, em tais condições extremas, todos os gases se encontram ionizados, ou seja, os elétrons escapam da atração do núcleo e passam ao estado livre.
A esse estado da matéria denominamos plasma, um gás incrivelmente quente, formado de uma mistura de partículas elementares (elétrons e prótons). Estaria aí a chave do mistério do brilho do Sol e das demais estrelas? Tudo indica que sim. Hoje sabemos que as estrelas brilham porque são muito quentes e são muito quentes por causa das reações de fusão nuclear que ocorrem em seu interior.
Nessas reações, os núcleos simplesmente se aglutinam, formando-se núcleos mais complexos. Em outras palavras, os elementos leves (hidrogênio e hélio) se fundem para produzir elementos mais pesados (oxigênio, carbono, silício etc.).
Nesse processo e a cada instante, pequena quantidade de massa é convertida em energia, de acordo com a famosa equação de Einstein (E = mc²). A soma total de energia produzida por bilhões de reações de fusão é que dá origem ao calor e consequente brilho das estrelas.
Reação física
Em 1938, o físico americano Hans Bethe demonstrou o mecanismo acima. Deduziu que as elevadíssimas temperaturas e pressões reinantes no coração do Sol fariam com que quatro núcleos de hidrogênio (quatro prótons) se fundissem para formar um único núcleo de hélio (dois prótons e dois nêutrons).
Como a massa total dos quatro prótons equivale a 4,0325 unidades de massa atômica, e a de um núcleo de hélio corresponde a 4,0039, a reação libera uma energia equivalente a 0,0286 — cerca de 0,7% da massa em questão. Estava, assim, desvendado o mecanismo de fusão nuclear do Sol e o porquê do seu brilho, do seu calor e da sua energia.
É bom lembrar que essa reação acontece somente no núcleo central da estrela (apenas
um décimo da sua massa total). Mais tarde, descobriu-se que essas reações dão origem ainda a dois pósitrons (elétrons positivos), dois neutrinos (dotados de massa desprezível), além da energia em forma de raios gama e energia cinética (energia do movimento) das partículas produzidas.
Os mecanismos de transporte de energia encontrados no Sol são a radiação e a convecção. O transporte radiativo acontece devido às sucessivas absorções e reemissões de fótons (pacotes de energia) por parte da matéria. Esse mecanismo radiativo somente é válido nas camadas onde há pouca diferença de temperatura.
É interessante lembrar que esse processo (absorção/reemissão) é de tal forma demorado e tortuoso que a energia emitida, sob a forma de raios gama, leva cerca de 170.000 anos para sair do núcleo e atingir a superfície solar. O fato é curioso, se considerarmos que o tempo necessário para um raio de luz solar alcançar a Terra é de oito minutos.
Por que, para percorrer uma distância 200 vezes maior, a radiação leva um tempo consideravelmente mais curto? A explicação parece simples: é que entre o Sol e o nosso planeta existe apenas o vazio, o que permite que a luz viaje sem obstáculos. No interior do Sol é diferente: um fóton sofre um fantástico número de colisões com a matéria densa, antes de chegar à superfície.
O principal meio de transporte da energia solar é a convecção. Através dela, a energia produzida no núcleo se propaga até a superfície da estrela. Ou seja, o calor gerado no núcleo é transportado, num movimento turbilhonante, da zona mais quente para a mais fria (semelhante processo é o que acontece numa panela com água fervendo).
Essas massas gasosas se expandem, criando assim um sistema de células convectivas, nas quais os gases incandescentes, oriundos das camadas mais profundas, sobem até os extratos mais externos do Sol. Nesse vaivém incessante, a matéria ali esfria e torna a descer.
A partir de dados transmitidos pela SOHO, lançada em 1995 e ainda em operação, descobriu-se recentemente um curioso mecanismo ligado ao transporte de energia do Sol: enquanto as camadas convectivas apresentam uma rotação diferencial (mais rápida no equador do que nos polos), a zona radiativa gira em bloco, como um corpo sólido, embora igualmente formada por gases. Uma surpresa a mais proporcionada por nossa estrela.
Nas profundezas do sol
As únicas partículas que atravessam incólumes as densas camadas do interior do Sol são
os neutrinos. Destituídas de carga elétrica e com massa quase nula, essas estranhas partículas viajam praticamente à velocidade da luz e simplesmente não interagem com a matéria.
Em outras palavras, não há obstáculos para os neutrinos chegarem ao espaço exterior vindos das profundezas do Sol. Por quê? Ninguém sabe. O tempo que levam nessa viagem até o topo da atmosfera solar é de apenas alguns segundos, o que, no entanto, não acontece com as radiações gama. Estas, muito energéticas e penetrantes, são absorvidas e reemitidas um sem-número de vezes. Nesse vaivém, os raios gama vão gradativamente perdendo energia e se transformando em raios X e radiação ultravioleta (UV).
Qual seria o tempo necessário para o esgotamento das reservas de hidrogênio existentes no interior do Sol? Cálculos mais recentes falam em 10 bilhões de anos. Admitindo-se que a formação se deu há cerca de 4,5 bilhões de anos, é válido considerar que atualmente nossa estrela se encontra, como já dissemos, na metade da sua vida ativa.
O modelo atual nos indica também que uma considerável quantidade de hidrogênio já se transformou em hélio, o que implica que a composição química do núcleo já variou de forma significativa em relação à das camadas superficiais. Estima-se que, atualmente, a percentagem de hidrogênio tenha passado de 75% para 35%; a de hélio, de 23% para 63%.
Os demais elementos continuam representando um percentual desprezível: somente 2% da massa solar total. Como se comportará o Sol na sua velhice? Depois da transformação do hidrogênio em hélio, os elementos mais pesados que ele pode sintetizar são o carbono e o oxigênio.
Isso, nas etapas derradeiras de sua evolução. À medida que vai envelhecendo, o Sol vai acumulando um núcleo inerte contendo alguns elementos. Tal núcleo é envolvido por uma camada onde acontece a “queima” do hélio, formando-se mais carbono e oxigênio.
Essa camada, por sua vez, é envolvida por outra, onde os núcleos de hidrogênio se fundem para formar mais núcleos de hélio. Essa quantidade de matéria sobreposta vai se afastando do centro do Sol à medida que seu núcleo aumenta de tamanho.
Quando se esgotarem as reservas do combustível para a fusão nuclear, nossa estrela estará ingressando no derradeiro estágio de sua vida. Devido à sua pouca massa − há estrelas bem mais maciças que o Sol −, seu destino final não deixará de ser melancólico.
Uma vez tendo perdido suas camadas superficiais − fase de gigante vermelha e o adeus à sequência principal −, sucederá o colapso gravitacional, ou seja, o início da agonia e morte do Sol. A pressão de radiação (responsável pelo equilíbrio global de qualquer estrela), que até então contrabalançava a gravidade, dará lugar a um desequilíbrio sem volta.
A matéria começará a se condensar e o núcleo a se contrair de forma irreversível. O estágio final de todo o processo é o surgimento de uma anã branca, um corpo celeste mais ou menos do tamanho da Terra, mas de incrível densidade, formado de matéria “degenerada”, constituída quase exclusivamente de núcleos atômicos.
O que outrora foi o nosso resplandecente Sol acabará se transformando num verdadeiro cadáver estelar, destinado a vagar indefinidamente pelos céus. Embora considerada uma estrela estável, equilibrada, o Sol é sede de fenômenos extremamente violentos, resultado, em parte, de seu intenso campo magnético − cerca de 5.000 gauss −, 10.000 vezes mais forte que o da Terra.
A exemplo do terrestre, o campo magnético solar é bipolar, isto é, dirigido de norte para sul. Além dele, entretanto, existem outras regiões com campos magnéticos realmente intensos, dispostos geralmente no sentido leste-oeste e paralelos ao equador.
Talvez, quem sabe, seja essa a razão da maior concentração de manchas solares na altura do seu equador. Não se sabe ao certo como são gerados esses intensos campos magnéticos. E a inversão de polaridade, a cada 11 anos, ainda permanece um mistério.
O texto acima foi extraído do livro recém-lançado A História do Sistema Solar para Quem Tem Pressa (ed. Valentina). Você pode adqurir a obra através do link abaixo.
A História Do Sistema Solar Para Quem Tem Pressa, de Alberto Delerue (2020) - https://amzn.to/2Cwxp2k
Vale lembrar que os preços e a quantidade disponível dos produtos condizem com os da data da publicação deste post. Além disso, a Aventuras na História pode ganhar uma parcela das vendas ou outro tipo de compensação pelos links nesta página.
Aproveite Frete GRÁTIS, rápido e ilimitado com Amazon Prime: https://amzn.to/2w5nJJp
Amazon Music Unlimited – Experimente 30 dias grátis: https://amzn.to/2yiDA7W
