O Sistema Solar – O Sol

Origens do Sol

O Sol, como vimos na postagem anterior, surgiu do colapso gravitacional de uma Nuvem Interestelar composta basicamente de H. Este colapso leva a Nuvem à contração, de modo que as regiões centrais vão progressivamente aumentando em densidade e temperatura, até que, num dado momento, o nível de densidade e temperatura chega ao mínimo para iniciar a produção de energia nuclear via fusão nuclear – neste ponto a Estrela sai da fase Proto-Estelar e entra na Seqüência Principal. Nessa altura da evolução a região central já está, desde há muito, em equilíbrio hidrostático, e aumentou sua densidade com a matéria das regiões mais externas da Nuvem Interestelar, que, não estando em equilíbrio, continuaram a cair em direção à Proto-Estrela; a energia é parcialmente perdida por processos de radiação. A energia na fase Proto-Estelar é emitida basicamente na região do infravermelho, pois a temperatura superficial é .

Para massas a densidade jamais chega a ser alta o suficiente para que haja a ignição da queima do H, o que leva tais Estrelas a tornarem-se Anãs Marrons. Após a ignição do H a Estrela entra na fase Seqüência Principal, na qual permanece a maior parte de sua vida. O tempo de permanência de uma Estrela na Seqüência Principal é dado por , onde, pela massa-luminosidade, temos , com , de modo que . Em outras palavras: quanto mais massiva é uma Estrela, menos tempo ela permanece na Seqüência Principal, pois consomem o H mais rapidamente que as menos massivas.

Produção de Energia e Estrutura Solar

A estrutura do Sol é como a estrutura de qualquer Estrela. De “dentro pra fora”, temos: (1) - Núcleo, (2) - Zona Radioativa, (3)- Zona Convectiva, (4)- Fotosfera, (5)- Cromosfera, (6)- Corona. Vemos, na imagem, ainda, alguns fenômenos que ocorrem na superfície do Sol: (7)- Manchas Solares, (8)- Grânulos, (9)- Proeminências.

O núcleo solar apresenta as seguintes características: seu raio é de ; sua densidade é de ; sua temperatura orça em torno de . Nele se processa a fusão nuclear do H em He, através da Cadeia Proton-Proton, que, a cada segundo, converte cerca de núcleos de H em núcleos de He, o que leva a uma taxa de produção de energia , ou mega toneladas de TNT por segundo! Parte dessa energia é carregada pelos neutrinos. Mais precisamente, para a Cadeia Proton-Proton 1, temos uma produção de energia transportada pelos neutrinos da ordem de , sendo que o resto – – não é transportado pelos neutrinos. Para a Cadeia Proton-Proton 2 temos um valor de para a energia transportada pelos neutrinos, com um resto de . E para a Cadeia Proton-Proton 3 temos um valor de para os neutrinos, com um restante de . Ora, se nós somarmos o total de energia das três Cadeias Proton-Proton, notaremos que a energia total sempre será de , o que não é coincidência, e cujo porquê será abordado em outra postagem – assim como a diferença entre as três Cadeias.

A zona convectiva apresenta as seguintes características: seu raio é de , sua temperatura varia entre 2-7 milhões de K e sua densidade varia de . O campo magnético do Sol tem sua origem na zona convectiva, pelo movimento das correntes elétricas. A energia produzida no núcleo e liberada em forma de luz e calor passa cerca de um milhão de anos na zona convectiva, pelo fato de ser constantemente absorvida e reemitida logo em seguida. Por isso, e considerando os oito minutos que a luz do Sol leva a chegar até nós, podemos saber com segurança que a luz e o calor que enxergamos e sentimentos num dado momento teve sua origem no núcleo do Sol há cerca de um milhão de anos!

A zona convectiva apresenta as seguintes características: seu raio é de cerca de 200.000 km – – e sua temperatura, na camada superior orça em torno de 5.700 K e apresenta uma densidade menor que a da água, da ordem de – cerca de da atmosfera terrestre ao nível do mar.

A fotosfera solar apresenta uma temperatura de cerca de 6.000 K e sua densidade de partículas é de , ou seja, cerca de da densidade da atmosfera terrestre ao nível do mar.

Por fim, temos a atmosfera solar, também chamada corona. Ela tem sido objetivo de estudos contínuos pelos Astrofísicos por apresentar uma característica singular: a temperatura dela é imensamente maior do que a da superfície do Sol, o que vai contra todo o nosso senso do comum: quanto mais afastamos a mão da superfície da boca de um fogão, mais cai a temperatura – mas não é o que acontece com a corona: estando acima da superfície, tem uma temperatura que varia entre 1-20 milhões de K! Há, até hoje, três propostas para resolver este problema, que discutiremos em detalhes em postagens futuras; são elas: 1- Chuva Solar; 2- Nano-flamas Solares; 3- Ondas Magnéticas Alfvén.

Principais Características

Além das características estruturais já apresentadas, o Sol tem muitas outras que devem ser conhecidas, como rotação e velocidade orbital, campos magnético e gravitacional, composição química, dentre outros. Veremos algumas agora.

Podemos de início ficar pasmados de que a rotação do Sol não é a mesma em todo o astro: isto se dá pelo fato de que o Sol não é um corpo rochoso e firme, mas sim composto de plasma – gás altamente ionizado: um quarto estado dos muitos estados físicos em que a matéria pode se apresentar. Portanto, ao medir a rotação do Sol constatamos que há, basicamente três períodos básicos: no equador (25 dias), nos pólos (34 dias)  e aos 16° de latitude (25 dias e 9 horas), sendo que o período médio é de 25 dias.

Quando sabemos que o Sol é uma esfera de gás ionizado e incandescente somos levados a perguntar o porquê de esse gás não se dissipar ao espaço. Isso acontece por causa da Gravidade e da pressão interna da Estrela, que a mantém em equilíbrio hidrostático. Basicamente, esse equilíbrio acontece quando as forças gravitacional e de pressão são equivalentes em força: ora, como são forças em sentido contrário, ao se igualarem criam a condição de equilíbrio necessária à existência da Estrela. A força gravitacional à superfície do Sol é , ou seja: 28 vezes mais forte que a Gravidade terrestre! Com isso, a velocidade de escape fica da ordem de . O campo magnético solar também é extremamente forte.

Nossa Estrela, como qualquer Estrela, descreve uma orbita em torno do núcleo galáctico. A velocidade de translação do Sol em torno do núcleo é de , e sua distância do núcleo é de , ou 26.000 Anos-Luz. Com isto, o período de translação do Sol é de anos, o que equivale a cerca de 225-250 milhões de anos. Ao longo de seus bilhões de anos de idade, o Sol já realizou cerca de 25 voltas em torno do núcleo galáctico.

O Sol é uma Estrela tipo G, tem uma massa kg (333.000 vezes a massa da Terra), um volume (1.300.000 vezes o volume da Terra), uma luminosidade , e dista 150 milhões de km da Terra, com uma magnitude absoluta de 4.85.

Sua composição química é a seguinte: , , , , , , , , , . Esses valores são obtidos através da análise espectroscópica, i.e., decomposição da luz através de um espectroscópio, seguida da análise dos dados carregados pela luz.

Evolução Solar pós-Seqüência Principal

Como vimos anteriormente, o Sol está na fase de Evolução Estelar que chamamos Seqüência Principal. Ele ainda estará nesta fase por mais uns 4.5 bilhões de anos. Após isso, seu futuro e evolução dependerão de sua massa final. A massa final de uma Estrela depende basicamente de sua massa inicial, pois durante a sua longa trajetória evolutiva uma Estrela perde muita massa, principalmente devido aos ventos solares, e o Sol, como Estrela normal que é também tem seu mecanismo de perda de massa, embora em seu caso a perda de massa não se dê de forma tão intensa quanto, por exemplo, no caso de uma Estrela Wolf-Rayet.

Basicamente podemos dizer o seguinte: para massas iniciais teremos massas finais até , e o Sol está incluído neste caso. Como toda a vida de uma Estrela, do nascimento à morte, depende de sua massa, podemos concluir que o Sol, na fase pós-Seqüência Principal, aumentará consideravelmente seu raio, que não dificilmente chegará mesmo até aqui na Terra, e assim, como Gigante Vermelha, ficará por alguns bilhões de anos. Nessa fase ele terá esgotado todo o seu H, e estará, então, gerando energia através da queima do He, que tinha sido criado durante a queima do H e armazenado para uso posterior. O He, então, é queimado e transformado em C, que por sua vez também é estocado.

Após a queima do He o Sol entrará em colapso e explodirá, lançando ao espaço a maior parte de seu material. O núcleo solar, porém, se manterá intacto, denso, quente, pequeno: uma Anã Branca terá surgido como resultado final do colapso do Sol. Anãs Brancas têm um tempo de vida maior que a idade do Universo: levam trilhões de anos para perderem toda a sua luz e calor, e se transformarem em Anãs Negras. Esta, de forma básica, será a condição do nosso Sol nos bilhões de anos futuros.

Bibliografia

- Introdução à Estrutura e Evolução Estelar – Walter J. Maciel.

O Sistema Solar – O Nascimento do Sistema Solar

Introdução

Desde a infância sabemos algo sobre o Sistema Solar, onde fica o nosso Planeta Terra. Mas até onde o conhecemos de fato, e até onde o que ouvimos sobre ele é verdade? Muitas estórias que ouvimos na infância não estão de acordo com a realidade dos fatos: Estrelas Cadentes não são Estrelas de fato, por exemplo, e o Sol não é uma das maiores Estrelas de nossa Galáxia – muito pelo contrário, ele é uma das mais comuns.

Muitos sequer conhecem a estrutura básica de nosso Sistema Solar, que nos possibilita a vida e, até hoje em dia, é o único local conhecido a abrigar vida de fato, aqui na Terra, e o único local que está em condições de abrigar vida, mesmo que microbiana, como em Marte, Europa e Titã.

Este artigo abordará toda a Astrofísica do Sistema Solar: quando e como surgiu, porque tem a configuração que tem, quais são os seus componentes, qual a sua estrutura, qual o seu destino?

Para tanto dividirei o artigo em algumas partes, que serão organizadas da seguinte forma: 1- O nascimento do Sistema Solar (tratando sobre quando e como ele surgiu e se estruturou); 2- O Sol (contendo dados sobre ele, bem como problemas em aberto, como o da Corona Solar Superaquecida); 3- Os Planetas Internos (contendo uma descrição de todos os Planetas Rochosos); 4- O Cinturão de Kuiper (tratando sobre Asteróides); 5- Os Planetas Internos (contendo detalhes sobre os Planetas Gasosos); 6- Planetas Anões, Nuvem de Oort e além (tratando sobre Planetas Anões, Cometas e sobre as fronteiras do nosso Sistema Solar).

A Estrutura do Sistema Solar

O Sistema Solar, como o próprio nome diz, é um Sistema Físico onde o Sol, nossa Estrela, é não só o centro desse Sistema, mas também o responsável por manter todo ele coeso e unido: sem a imensa Força Gravitacional do Sol não haveria órbitas, por exemplo: os Planetas, Asteróides e Cometas que compõem o Sistema Solar simplesmente seguiriam em linha reta indefinidamente, ou até serem aprisionados por algum corpo celeste com Gravidade suficientemente forte. O tamanho do Sistema Solar depende de qual referência usamos: caso for em termos de até onde a Força Gravitacional do Sol é influente, então podemos ter uma aproximação de cerca de 150.000 U.A – 1 U.A equivale a 150 milhões de quilômetros –, ou 2 Anos-Luz – Ano-Luz não é uma medida temporal, mas métrica: é a distância em que a luz, viajando a 300.000 km/s (ou c) leva um ou quantos anos for especificado pelo número precedente para percorrer. Caso seja escolhida a Nuvem de Oort, então teremos um resultado de cerca de 50.000 U.A. As Sondas Voyager 1 e 2 e Pioneer 10 e 11 já estão se aproximando das fronteiras finais do nosso Sistema Solar, pois estão no final da Heliosfera dele.

Depois do Sol temos os oito Planetas: na parte interna do Sistema, ou seja, na parte mais próxima do Sol, temos os quatro Planetas Rochosos: Mercúrio, Vênus, Terra e Marte. Na parte externa, mais afastada, temos os quatro Planetas Gasosos: Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Havia, também, outro objeto, que por muito tempo foi considerado um Planeta: Plutão. No entanto, após uma análise prolongada e cuidadosa chegou-se à conclusão de que suas características eram de um Planeta Anão, tais como não ter “limpado” sua órbita. Planetas Anões não devem ser confundidos com Cometas, Asteróides ou Satélites – estes últimos têm características bem diversas, que lhes são próprias. Atualmente estão plenamente identificados como tais 5 Planetas Anões: Ceres, Plutão, Haumea, Makemake e Éris, sendo que, destes, Ceres está próximo dos Planetas Internos, entre Marte e Júpiter, no Cinturão de Kuiper; os demais estão além da órbita de Netuno, no que chamamos de Disco Disperso.

Entre os Planetas Internos e Externos há uma espécie de fronteira, que chamamos de Cinturão de Kuiper, nome dado em homenagem ao Astrônomo Gerard Kuiper: basicamente ali se concentram os milhões de Asteróides do nosso Sistema. Ali, além de Ceres, um Planeta Anão, estão alguns objetos muito famosos, como 4 Vesta, 2 Palas 3 Juno e 10 Hygiea. 4 Vesta é o segundo Asteróide mais massivo, com um diâmetro de cerca de 530 km; 2 Palas tem um diâmetro de cerca de 530-565 km, mas é 20% menos massivo que 4 Vesta; 3 Juno foi o terceiro Asteróide descoberto, em 1 de Setembro de 1804; 10 Hygiea tem um diâmetro de cerca de 350-500 km, sendo o quarto maior objeto na região.

Além dos Planetas e Planetas Anões Externo existe o que chamamos de Nuvem de Oort, nome dado em homenagem ao Astrônomo Jan Oort: uma espécie de Nuvem esférica: basicamente é uma região onde abundam trilhões de Cometas, todos com órbitas em torno do Sol, obviamente. Alguns dos objetos mais famosos dessa região são Sedna e 1P/Halley. Sedna é um possível candidato à Planeta Anão; Halley é seguramente o Cometa mais famoso da História e seu período orbital é de 76 anos.

Os objetos do Disco Disperso e da Nuvem de Oort são comumente chamados de Objetos Trans-Netunianos (em Inglês: TNO – Trans-Neptunian Objects).

Origem do Sistema Solar

O Sistema Solar surgiu há cerca de 4.5-4.6 bilhões de anos: é o que nos revela com absoluta precisão algumas técnicas Geológicas e Astronômicas, como a Datação Radiométrica.

Havia por aqui uma Nuvem Molecular Gigante, composta basicamente por Hidrogênio, que acabou colapsando gravitacionalmente devido a ondas de choque. Essas Nuvens têm um diâmetro de até 100 Anos-Luz (), massa altíssima, da ordem , em oposição a uma densidade muito baixa, da ordem , onde P são as partículas; a temperatura inicial delas também é baixa, da ordem de 10K.

Após o colapso gravitacional – que analisaremos em um artigo específico – a Nuvem passou a rotacionar, se contraiu e fragmentou: em seu centro formou-se uma Proto-Estrela, e em suas bordas Proto-planetas. A Proto-Estrela, com o passar do tempo, foi ganhando temperatura e luminosidade, até que, em dado momento, tendo a massa inicial necessária – cerca de –, começou a produzir energia via Fusão Nuclear e entrou na fase da Evolução Estelar que denominamos Seqüência Principal. Por essa época os Proto-Planetas também completaram sua evolução inicial e tornaram-se Planetas de fato.

No entanto, sobre este ponto, convém solucionar uma curiosidade: o porquê de o nosso Sistema Solar ser configurado da forma como ele é, ou seja, Corpo Gasoso (o Sol) Corpos Rochosos (Planetas Internos) Corpos Gasosos (Planetas Externos). Na fase Pré Seqüência Principal o Proto-Sistema Solar tinha diversas temperaturas: quanto mais próximo da Proto-Estrela mais quente, de modo que, na parte externa do disco de acresção criado em torno dela a temperatura orçava em torno de 400K, ao passo que na parte interna a temperatura era de cerca de 1000K. Isto fez com que as partículas não-metálicas – em Astronomia qualquer partícula mais pesada que o Hélio é considerada “metal” –, que têm um uma temperatura de ebulição menor do que as partículas metálicas caíssem em direção à Proto-Estrela, tornando a parte interna do disco de acresção predominantemente composta por partículas metálicas. Usando uma analogia imprecisa podemos dizer que isso acabou criando como que um escudo que impediu as partículas não-metálicas que estavam na borda externa de caírem também rumo à Proto-Estrela. Ora, quando a evolução inicial do Sistema Solar estava findada e ele havia entrado, junto com o Sol, na fase Seqüência Principal, tivemos a consolidação desse Sistema interessante, no qual entre dois montes de corpos predominantemente Gasosos há, também, um conjunto de corpos predominantemente Rochosos.