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.