A morte do Sol

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Será daqui a 6,5 bilhões de anos. E, quando isso acontecer, a Terra não existirá mais: terá sido consumida numa enorme nuvem incandescente.

O mundo vai acabar daqui a 5 bilhões de anos. De que forma? O Sol engolirá a Terra. O processo será lento. Segundo as previsões dos especialistas, a estrela que rege nosso sistema planetário entrará pouco a pouco na última fase de sua vida - uma espécie de terceira idade estelar, ou, como definem os astrônomos, a fase das gigantes vermelhas - antes de apagar. Antes desse processo de envelhecimento, no entanto, o Sol passará por grandes transformações. Primeiro, ele vai se expandir e seu raio chegará à órbita de Marte, sufocando Mercúrio, Vênus e a Terra. O calor será tão intenso que inviabilizará a vida no nosso planeta.

A radiação solar será avassaladora, e as temperaturas na superfície terrestre alcançarão a marca de 700 graus Celsius. O núcleo solar vai virar uma fornalha infernal, com temperaturas de até 100 milhões de graus Celsius. Depois, ele começará a perder massa na forma de violentos ventos. O hidrogênio, até então seu elemento principal, vai se esgotar. E as reações termonucleares que fervilham no centro da estrela vão cessar. Por fim, o Sol começará a perder calor. O fim de sua vida então estará próximo: ele se tornará uma estrela fria, ou anã branca, como dizem os astrônomos. Seu núcleo terá apenas metade da massa que tem atualmente. E o raio, que hoje é de 700 mil km, cairá para ínfimos 12 mil km.

Segundo especialistas, o Sol vai morrer pacificamente, aos poucos, daqui a uns 6,5 bilhões de anos - cerca de 1,5 bilhão de anos depois da extinção da Terra.

Ele é a estrela de nosso sistema, exerce fantástica influência sobre os planetas à sua volta e, o mais importante, sua radiação derreteu as camadas de gelo que cobriam a Terra, o que, há cerca de 3 bilhões de anos, deu o pontapé inicial para que a vida começasse a pulular pelos oceanos. Sem o Sol, nenhuma forma de vida teria vingado na Terra. E, como é a estrela mais próxima da Terra (em média, 150 milhões de quilômetros nos separam), entender os fenômenos que regem seu comportamento constitui a base de todo o edifício do conhecimento da evolução estelar.

O SOL EM CAMADAS

As regiões mais externas do Sol - fotosfera, cromosfera e coroa - são as que emitem a radiação que chega até nós. E na superfície da estrela estão os fenômenos que demonstram sua intensa atividade.

1 - Protuberância - Arco de gás de temperatura relativamente baixa (dezenas de milhares de graus) que se afasta da coroa solar e pode alcançar dimensões de centenas de milhares de quilômetros.

2 - Erupções solares - São violentíssimas explosões que liberam gigantescas quantidades de energia, com cerca de 1026 Watts de potência, em apenas alguns minutos. Ao mesmo tempo, observam-se emissões de ondas de rádio, raios X e ultravioleta. Devido às altas velocidades, a matéria proveniente das explosões solares acaba se sobrepondo aos ventos solares e provocam na Terra fenômenos como as auroras polares e tempestades magnéticas. Estas tempestades são perigosas e podem afetar satélites de comunicação e linhas de transmissão elétrica na Terra.

3 - Coroa - É a camada mais externa do Sol e corresponde ao halo de luz branca que surge em torno da estrela durante um eclipse total. Muito da luz da coroa origina-se na própria fotosfera. A coroa situa-se acima da cromosfera e sua extensão abrange de cerca de 2.500 km acima da superfície solar até vários milhares de quilômetros além da estrela. Nela, as temperaturas podem atingir valores de até 3 milhões de graus Celsius, tão elevadas que também produzem radiação ultravioleta e raios X.

4 - Cromosfera - Seu nome tem origem na palavra grega chroma (cor). Localizada logo acima da fotosfera, esta camada tem cerca de 10 mil km de espessura e a temperatura varia entre cerca de 4.500 graus Celsius, na parte interior, e 100 mil graus Celsius na região exterior. O que caracteriza a cromosfera é o fato de que suas temperaturas são tão altas que chegam a produzir radiação ultravioleta e raios X.

5 - Ventos solares - Perda de massa do Sol de um fluxo contínuo de partículas. Na atual fase de vida do Sol, no entanto, essa perda é tão baixa que não influencia seu estágio de vida atual. Os ventos e explosões solares fustigam o espaço interplanetário com velocidades de até 450 km/s. Quatro dias após saírem da estrela, chegam à Terra. Na passagem pelo sistema solar, carregam gases evaporados dos planetas, fina poeira meteorítica e raios cósmicos de origem galáctica. Na Terra, provocam distúrbios que afetam a magnetosfera do planeta.

6 - Manchas solares - Foram observadas pela primeira vez por Galileu Galilei em 1611. São áreas escuras e frias da fotosfera, com cerca de 4 mil graus Celsius de temperatura. Estão relacionadas a violentas modificações do campo magnético do Sol. O diâmetro das manchas pode alcançar dezenas de milhares de quilômetros. Muito maiores que o da Terra, de 12.700 km. A quantidade de manchas varia de acordo com o ciclo de atividade solar, que é de aproximadamente 11 anos. Nesse período, ocorre um fenômeno ainda misterioso para os cientistas: o da troca de polaridade do campo magnético da estrela.

7 - Manchas granulares - Pequenas manchas, de cerca de 1.000 km de diâmetro, provocadas pelas correntes ascendentes de gás, como se ele estivesse em ebulição.

8 - Fotosfera - A fotosfera (do grego photos, luz) é a camada que vemos da Terra. É a porção mais interna da atmosfera solar. Praticamente toda a luz do Sol é emitida por esta fina camada de cerca de 500 km de espessura. Nela, nada penetra e representa o que os astrônomos chamam de superfície do Sol. A temperatura da fotosfera varia de cerca de 6.400 graus Celsius na sua parte mais interior, para cerca de 4.500, na região externa. A temperatura média da fotosfera é da ordem de 5.770 graus Celsius e é a que os cientistas definem como a temperatura superficial do Sol.

O Sol, como todas as outras bilhões de estrelas do universo, também teve uma origem e terá um fim.

O conhecimento sobre o que acontece na estrela ganhou novo impulso a partir de 1996, quando o satélite de exploração Soho (Solar and Heliospheric Observatory, ou observatório solar e heliosférico) entrou em ação. O Soho, colocado em um ponto a 1,5 milhão de quilômetros da Terra, onde as forças gravitacionais do planeta e do Sol se equivalem e se anulam, carrega instrumentos que investigam as regiões solares em busca de respostas às principais indagações que intrigam os astrônomos. Por exemplo: por que a coroa solar é tão aquecida? O que origina os furiosos ventos solares, fluxo de partículas que varrem o espaço planetário? Até que ponto se estende sua influência sobre a Terra? Onde nasce a violenta atividade magnética que perturba o sistema de comunicações no planeta? Um dos resultados: em outubro, o Soho registrou imagens de gigantescas quantidades de massa sendo ejetadas da coroa solar, à estonteante velocidade de 650 mil km/h. As revelações estão permitindo aos astrônomos analisar os sofisticados processos físicos que mantêm a estrela brilhando há bilhões de anos. Muitas dessas observações confirmam as teorias desenvolvidas no início do século. Outras, no entanto, trazem mais dúvidas, como os misteriosos neutrinos, partículas quase sem massa que ignoram a matéria comum.

NUVEM DE HIDROGÊNIO


Gigantescas quantidades de massa sendo
ejetadas da coroa solar a 650 mil km/h
Os cálculos indicam que o Sol se formou há 4,55 bilhões de anos, a partir de uma nuvem primordial de hidrogênio, o elemento mais comum no espaço interestelar. Essa nuvem foi se contraindo cada vez mais e, ao mesmo tempo, girando em torno de si, até criar um movimento de rotação. O processo acelerou ainda mais sua contração, fazendo com que a temperatura disparasse. Quando a temperatura na estrela em formação chegou a 2 milhões de graus Celsius, iniciou-se o processo de ignição nuclear. Começaram a ocorrer reações termonucleares, durante as quais o hidrogênio foi sendo consumido - ou queimado, como dizem os astrônomos -, produzindo hélio. A nuvem de hidrogênio se transformou numa protoestrela e começou a produzir energia, na forma de luz e calor, e a se expandir. O Sol estava criado.

Ao longo de bilhões de anos, o novo objeto celeste evoluiu e alcançou seu estágio atual, de uma estrela jovem e estável. Ele está, portanto, quase na metade de sua vida, e seus elementos constituintes principais são o hidrogênio (74%) e o hélio (25%).

O Sol não tem um comportamento calmo e uniforme. Tudo nele se manifesta com extraordinária violência e intensa atividade. Erupções e explosões espetaculares, turbulências e complexos processos magnéticos agitam incessantemente sua superfície e atmosfera. Seu núcleo, porém, que representa cerca de 25% do diâmetro de 1,4 milhão de quilômetros, é uma região especial. No turbulento caldeirão central, a densidade é maior que a encontrada em qualquer metal conhecido. O gás, no coração da estrela, é tão comprimido que supera os 150 mil kg por m3, cerca de 150 vezes a densidade da água. As temperaturas são fantásticas: estão na ordem de 15,6 milhões de graus Celsius. É essa fornalha que mantém a matéria sempre gasosa.

Do interior do núcleo até as camadas mais externas, a energia é transmitida de duas formas: primeiro, por radiação. Depois, por um movimento de convecção, com um sobe-desce de matéria quente e fria. É justamente essa energia, gerada no núcleo solar, que aquece a Terra. O caminho até aqui, no entanto, é longo, demorado e tortuoso. Isso porque os fótons, pequenos pacotes de energia que, na verdade, são partículas de luz, produzidos pelas reações termonucleares no caldeirão do centro solar, não saem direto para a periferia da estrela. Primeiro, eles são absorvidos pela matéria no interior gasoso do Sol, e se desviam, fazendo um zigue-zague quase interminável. Só depois, então, seguem caminho, ganhando o espaço interplanetário.

POR QUE NÃO EXPLODE?

Uma das questões que intriga os cientistas é saber por que o Sol, com todas as características de uma usina nuclear, não explode? O que faz dele, essa bomba gigantesca que, apesar de estar em constante ebulição, um corpo equilibrado? O Sol só explodiria se a taxa de reações nucleares nas regiões centrais de seu corpo aumentasse drasticamente, o que provocaria um aumento dramático da temperatura, e se não houvesse uma expansão da estrela. Porém, como conseqüência direta do aumento de temperatura, o Sol se expandiria. Mas essa expansão, então, provocaria a diminuição da temperatura, o que implica uma necessária redução das reações nucleares para os níveis originais. Resultado: volta à estabilidade anterior. Outra causa possível de explosão: se as taxas de reações nucleares diminuíssem abruptamente. Nesse caso, as regiões centrais do Sol se contrairiam e, como conseqüência, a temperatura aumentaria novamente, o que elevaria as reações nucleares aos seus níveis iniciais. De novo, o astro controla suas próprias forças, evitando a explosão. Conclusão: tanto em uma situação como em outra, o Sol busca seu equilíbrio. Felizmente, pois essa estabilidade deverá durar ainda vários bilhões de anos.


Neutrinos e fótons: trajetórias diferentes para
escapar do núcleo solar
Quando se abandona o núcleo da estrela para estudar sua superfície, nota-se que tanto a temperatura como a densidade diminuem de forma quase uniforme. A cerca de um quarto da distância entre as duas regiões, a temperatura cai para cerca de 8 milhões de graus Celsius. Essa queda reduz a taxa de produção de energia para índices muito baixos, quase zero se comparados com a energia total produzida no núcleo do Sol. O que indica que praticamente nenhuma energia é produzida em regiões externas a 25% do raio solar. Na superfície, inclusive, a quantidade de hidrogênio é bem maior do que no centro da estrela: 71% contra 34% - o que significa que quantidades colossais do gás já foram consumidas como combustível.

MASSA FRIA E SEM LUZ

Mas ainda existe muito hidrogênio para queimar durante uns 5 bilhões de anos. Quando o gás começar a acabar, aí sim, a região central, que só terá átomos de hélio, passará a se contrair. Então, o envelope convectivo, como os astrônomos chamam a parte externa ao núcleo solar, se expandirá terrivelmente. E será o princípio do fim. "Neste momento, o Sol passará a atingir outra fase de sua evolução, a de gigante vermelha. Seu raio aumentará até a órbita de Marte, engolindo Mercúrio, Vênus - e a Terra. Depois desta fase de gigante vermelha, o Sol se tornará uma anã branca. Então, ele cessará de brilhar e será apenas uma massa fria, inerte e sem luz. A esta altura, o mundo, como o conhecemos, já terá acabado.

Fonte: Galileu

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