A morte do Sol

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Ser daqui a 6,5 bilhes de anos. E, quando isso acontecer, a Terra no existir mais: ter sido consumida numa enorme nuvem incandescente.

O mundo vai acabar daqui a 5 bilhes de anos. De que forma? O Sol engolir a Terra. O processo ser lento. Segundo as previses dos especialistas, a estrela que rege nosso sistema planetrio entrar pouco a pouco na ltima fase de sua vida - uma espcie de terceira idade estelar, ou, como definem os astrnomos, a fase das gigantes vermelhas - antes de apagar. Antes desse processo de envelhecimento, no entanto, o Sol passar por grandes transformaes. Primeiro, ele vai se expandir e seu raio chegar rbita de Marte, sufocando Mercrio, Vnus e a Terra. O calor ser to intenso que inviabilizar a vida no nosso planeta.

A radiao solar ser avassaladora, e as temperaturas na superfcie terrestre alcanaro a marca de 700 graus Celsius. O ncleo solar vai virar uma fornalha infernal, com temperaturas de at 100 milhes de graus Celsius. Depois, ele comear a perder massa na forma de violentos ventos. O hidrognio, at ento seu elemento principal, vai se esgotar. E as reaes termonucleares que fervilham no centro da estrela vo cessar. Por fim, o Sol comear a perder calor. O fim de sua vida ento estar prximo: ele se tornar uma estrela fria, ou an branca, como dizem os astrnomos. Seu ncleo ter apenas metade da massa que tem atualmente. E o raio, que hoje de 700 mil km, cair para nfimos 12 mil km.

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

Ele a estrela de nosso sistema, exerce fantstica influncia sobre os planetas sua volta e, o mais importante, sua radiao derreteu as camadas de gelo que cobriam a Terra, o que, h cerca de 3 bilhes de anos, deu o pontap inicial para que a vida comeasse a pulular pelos oceanos. Sem o Sol, nenhuma forma de vida teria vingado na Terra. E, como a estrela mais prxima da Terra (em mdia, 150 milhes de quilmetros nos separam), entender os fenmenos que regem seu comportamento constitui a base de todo o edifcio do conhecimento da evoluo estelar.

O SOL EM CAMADAS

As regies mais externas do Sol - fotosfera, cromosfera e coroa - so as que emitem a radiao que chega at ns. E na superfcie da estrela esto os fenmenos que demonstram sua intensa atividade.

1 - Protuberncia - Arco de gs de temperatura relativamente baixa (dezenas de milhares de graus) que se afasta da coroa solar e pode alcanar dimenses de centenas de milhares de quilmetros.

2 - Erupes solares - So violentssimas exploses que liberam gigantescas quantidades de energia, com cerca de 1026 Watts de potncia, em apenas alguns minutos. Ao mesmo tempo, observam-se emisses de ondas de rdio, raios X e ultravioleta. Devido s altas velocidades, a matria proveniente das exploses solares acaba se sobrepondo aos ventos solares e provocam na Terra fenmenos como as auroras polares e tempestades magnticas. Estas tempestades so perigosas e podem afetar satlites de comunicao e linhas de transmisso eltrica na Terra.

3 - Coroa - 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 prpria fotosfera. A coroa situa-se acima da cromosfera e sua extenso abrange de cerca de 2.500 km acima da superfcie solar at vrios milhares de quilmetros alm da estrela. Nela, as temperaturas podem atingir valores de at 3 milhes de graus Celsius, to elevadas que tambm produzem radiao 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 regio exterior. O que caracteriza a cromosfera o fato de que suas temperaturas so to altas que chegam a produzir radiao ultravioleta e raios X.

5 - Ventos solares - Perda de massa do Sol de um fluxo contnuo de partculas. Na atual fase de vida do Sol, no entanto, essa perda to baixa que no influencia seu estgio de vida atual. Os ventos e exploses solares fustigam o espao interplanetrio com velocidades de at 450 km/s. Quatro dias aps sarem da estrela, chegam Terra. Na passagem pelo sistema solar, carregam gases evaporados dos planetas, fina poeira meteortica e raios csmicos de origem galctica. Na Terra, provocam distrbios que afetam a magnetosfera do planeta.

6 - Manchas solares - Foram observadas pela primeira vez por Galileu Galilei em 1611. So reas escuras e frias da fotosfera, com cerca de 4 mil graus Celsius de temperatura. Esto relacionadas a violentas modificaes do campo magntico do Sol. O dimetro das manchas pode alcanar dezenas de milhares de quilmetros. Muito maiores que o da Terra, de 12.700 km. A quantidade de manchas varia de acordo com o ciclo de atividade solar, que de aproximadamente 11 anos. Nesse perodo, ocorre um fenmeno ainda misterioso para os cientistas: o da troca de polaridade do campo magntico da estrela.

7 - Manchas granulares - Pequenas manchas, de cerca de 1.000 km de dimetro, provocadas pelas correntes ascendentes de gs, como se ele estivesse em ebulio.

8 - Fotosfera - A fotosfera (do grego photos, luz) a camada que vemos da Terra. a poro mais interna da atmosfera solar. Praticamente toda a luz do Sol emitida por esta fina camada de cerca de 500 km de espessura. Nela, nada penetra e representa o que os astrnomos chamam de superfcie 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 regio externa. A temperatura mdia da fotosfera da ordem de 5.770 graus Celsius e a que os cientistas definem como a temperatura superficial do Sol.

O Sol, como todas as outras bilhes de estrelas do universo, tambm teve uma origem e ter um fim.

O conhecimento sobre o que acontece na estrela ganhou novo impulso a partir de 1996, quando o satlite de explorao Soho (Solar and Heliospheric Observatory, ou observatrio solar e heliosfrico) entrou em ao. O Soho, colocado em um ponto a 1,5 milho de quilmetros da Terra, onde as foras gravitacionais do planeta e do Sol se equivalem e se anulam, carrega instrumentos que investigam as regies solares em busca de respostas s principais indagaes que intrigam os astrnomos. Por exemplo: por que a coroa solar to aquecida? O que origina os furiosos ventos solares, fluxo de partculas que varrem o espao planetrio? At que ponto se estende sua influncia sobre a Terra? Onde nasce a violenta atividade magntica que perturba o sistema de comunicaes no planeta? Um dos resultados: em outubro, o Soho registrou imagens de gigantescas quantidades de massa sendo ejetadas da coroa solar, estonteante velocidade de 650 mil km/h. As revelaes esto permitindo aos astrnomos analisar os sofisticados processos fsicos que mantm a estrela brilhando h bilhes de anos. Muitas dessas observaes confirmam as teorias desenvolvidas no incio do sculo. Outras, no entanto, trazem mais dvidas, como os misteriosos neutrinos, partculas quase sem massa que ignoram a matria comum.

NUVEM DE HIDROGÊNIO


Gigantescas quantidades de massa sendo
ejetadas da coroa solar a 650 mil km/h
Os clculos indicam que o Sol se formou h 4,55 bilhes de anos, a partir de uma nuvem primordial de hidrognio, o elemento mais comum no espao interestelar. Essa nuvem foi se contraindo cada vez mais e, ao mesmo tempo, girando em torno de si, at criar um movimento de rotao. O processo acelerou ainda mais sua contrao, fazendo com que a temperatura disparasse. Quando a temperatura na estrela em formao chegou a 2 milhes de graus Celsius, iniciou-se o processo de ignio nuclear. Comearam a ocorrer reaes termonucleares, durante as quais o hidrognio foi sendo consumido - ou queimado, como dizem os astrnomos -, produzindo hlio. A nuvem de hidrognio se transformou numa protoestrela e comeou a produzir energia, na forma de luz e calor, e a se expandir. O Sol estava criado.

Ao longo de bilhes de anos, o novo objeto celeste evoluiu e alcanou seu estgio atual, de uma estrela jovem e estvel. Ele est, portanto, quase na metade de sua vida, e seus elementos constituintes principais so o hidrognio (74%) e o hlio (25%).

O Sol no tem um comportamento calmo e uniforme. Tudo nele se manifesta com extraordinria violncia e intensa atividade. Erupes e exploses espetaculares, turbulncias e complexos processos magnticos agitam incessantemente sua superfcie e atmosfera. Seu ncleo, porm, que representa cerca de 25% do dimetro de 1,4 milho de quilmetros, uma regio especial. No turbulento caldeiro central, a densidade maior que a encontrada em qualquer metal conhecido. O gs, no corao da estrela, to comprimido que supera os 150 mil kg por m3, cerca de 150 vezes a densidade da gua. As temperaturas so fantsticas: esto na ordem de 15,6 milhes de graus Celsius. essa fornalha que mantm a matria sempre gasosa.

Do interior do ncleo at as camadas mais externas, a energia transmitida de duas formas: primeiro, por radiao. Depois, por um movimento de conveco, com um sobe-desce de matria quente e fria. justamente essa energia, gerada no ncleo solar, que aquece a Terra. O caminho at aqui, no entanto, longo, demorado e tortuoso. Isso porque os ftons, pequenos pacotes de energia que, na verdade, so partculas de luz, produzidos pelas reaes termonucleares no caldeiro do centro solar, no saem direto para a periferia da estrela. Primeiro, eles so absorvidos pela matria no interior gasoso do Sol, e se desviam, fazendo um zigue-zague quase interminvel. S depois, ento, seguem caminho, ganhando o espao interplanetrio.

POR QUE NÃO EXPLODE?

Uma das questes que intriga os cientistas saber por que o Sol, com todas as caractersticas de uma usina nuclear, no explode? O que faz dele, essa bomba gigantesca que, apesar de estar em constante ebulio, um corpo equilibrado? O Sol s explodiria se a taxa de reaes nucleares nas regies centrais de seu corpo aumentasse drasticamente, o que provocaria um aumento dramtico da temperatura, e se no houvesse uma expanso da estrela. Porm, como conseqncia direta do aumento de temperatura, o Sol se expandiria. Mas essa expanso, ento, provocaria a diminuio da temperatura, o que implica uma necessria reduo das reaes nucleares para os nveis originais. Resultado: volta estabilidade anterior. Outra causa possvel de exploso: se as taxas de reaes nucleares diminussem abruptamente. Nesse caso, as regies centrais do Sol se contrairiam e, como conseqncia, a temperatura aumentaria novamente, o que elevaria as reaes nucleares aos seus nveis iniciais. De novo, o astro controla suas prprias foras, evitando a exploso. Concluso: tanto em uma situao como em outra, o Sol busca seu equilbrio. Felizmente, pois essa estabilidade dever durar ainda vrios bilhes de anos.


Neutrinos e ftons: trajetrias diferentes para
escapar do ncleo solar
Quando se abandona o ncleo da estrela para estudar sua superfcie, nota-se que tanto a temperatura como a densidade diminuem de forma quase uniforme. A cerca de um quarto da distncia entre as duas regies, a temperatura cai para cerca de 8 milhes de graus Celsius. Essa queda reduz a taxa de produo de energia para ndices muito baixos, quase zero se comparados com a energia total produzida no ncleo do Sol. O que indica que praticamente nenhuma energia produzida em regies externas a 25% do raio solar. Na superfcie, inclusive, a quantidade de hidrognio bem maior do que no centro da estrela: 71% contra 34% - o que significa que quantidades colossais do gs j foram consumidas como combustvel.

MASSA FRIA E SEM LUZ

Mas ainda existe muito hidrognio para queimar durante uns 5 bilhes de anos. Quando o gs comear a acabar, a sim, a regio central, que s ter tomos de hlio, passar a se contrair. Ento, o envelope convectivo, como os astrnomos chamam a parte externa ao ncleo solar, se expandir terrivelmente. E ser o princpio do fim. "Neste momento, o Sol passar a atingir outra fase de sua evoluo, a de gigante vermelha. Seu raio aumentar at a rbita de Marte, engolindo Mercrio, Vnus - e a Terra. Depois desta fase de gigante vermelha, o Sol se tornar uma an branca. Ento, ele cessar de brilhar e ser apenas uma massa fria, inerte e sem luz. A esta altura, o mundo, como o conhecemos, j ter acabado.

Fonte: Galileu

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