O Sol: o que o mantém brilhando?
A estrela no centro do Sistema Solar é uma estrela de sequência principal do tipo G, com cerca de 1,39 milhão de quilômetros de diâmetro, que produz energia pela fusão do hidrogênio há 4,6 bilhões de anos. Manchas, erupções e ejeções de massa coronal moldam o espaço interplanetário e provocam auroras e tempestades espaciais.
Informações principais
- Diâmetro
- Cerca de 1,39 milhão de km (109 diâmetros da Terra)
- Distância da Terra
- Cerca de 150 milhões de km (1 UA)
- Temperatura da superfície
- Cerca de 5.500 °C
A luz solar que você vê deixou o Sol há pouco mais de oito minutos. Essa estrela de sequência principal do tipo G mede aproximadamente 1,39 milhão de quilômetros, concentra 99,86% da massa do Sistema Solar e fica a cerca de 150 milhões de quilômetros da Terra. Sua luz aquece nosso mundo, enquanto a gravidade organiza planetas, cometas e corpos menores.
De nuvem a estrela
Há cerca de 4,6 bilhões de anos, uma nuvem molecular colapsou pela gravidade, talvez perturbada por uma supernova próxima. O material se reuniu em um disco protoplanetário giratório. Quando o centro alcançou aproximadamente dez milhões de graus, começou a fusão do hidrogênio. O gás e a poeira restantes formaram os planetas, entre eles a Terra. O Sol está hoje na fase estável de sequência principal, que deverá durar mais cerca de cinco bilhões de anos.
Um interior em camadas
O Sol é uma esfera estruturada de plasma, e não uma chama uniforme. O núcleo, a aproximadamente 15 milhões de °C e sob enorme pressão, produz energia por fusão. Na zona radiativa, os fótons são absorvidos e reemitidos repetidamente; a energia pode levar centenas de milhares de anos para avançar. Na zona convectiva, plasma quente sobe e plasma mais frio afunda, transportando calor em direção à superfície.
A fotosfera visível tem cerca de 5.500 °C e emite a maior parte da luz solar. Acima dela, a cromosfera pode aparecer como uma borda avermelhada durante um eclipse total. A coroa externa se estende por milhões de quilômetros e chega a milhões de graus. Explicar por que ela é muito mais quente continua sendo um grande problema da física solar.
O Sol queima como fogo?
Não. A madeira queima em reações químicas que exigem oxigênio. A fusão solar combina núcleos de hidrogênio em hélio e transforma uma pequena quantidade de massa em enorme energia. Não existe superfície sólida onde ficar em pé; a fotosfera é apenas a camada de onde a luz escapa com facilidade.
Água não apagaria o Sol. Ela se separaria em hidrogênio e oxigênio e viraria plasma. A eficiência da fusão permite bilhões de anos de luminosidade estável.
A cadeia próton–próton
Na cadeia próton–próton predominante, cerca de 600 milhões de toneladas de hidrogênio se fundem a cada segundo. Mais de quatro milhões de toneladas de massa se transformam em energia conforme E=mc². Embora pareça enorme, isso representa uma pequena parte do combustível solar e oferece uma longa janela para a evolução da vida.
Manchas, erupções e ejeções de massa coronal
As manchas solares são regiões de campos magnéticos intensos, aproximadamente 1.500 graus mais frias que o entorno. Sua quantidade aumenta e diminui em um ciclo de cerca de 11 anos.
A reconexão magnética perto de regiões ativas pode liberar erupções solares, enormes descargas de energia em poucos minutos. Ejeções de massa coronal (EMCs) podem lançar bilhões de toneladas de plasma ao espaço interplanetário a milhares de quilômetros por segundo.
Em 24 de dezembro de 2024, a Parker Solar Probe passou a apenas cerca de 6,1 milhões de quilômetros acima da superfície solar e estabeleceu o recorde de aproximação de uma espaçonave.
Auroras e clima espacial
O vento solar transporta continuamente partículas carregadas em direção à Terra. Nosso campo magnético desvia grande parte delas, mas algumas seguem as linhas de campo até a alta atmosfera perto dos polos. Colisões com oxigênio e nitrogênio produzem auroras, que podem alcançar latitudes médias durante fortes tempestades geomagnéticas.
A atividade solar pode interromper rádio em ondas curtas, danificar satélites e perturbar redes elétricas. O evento Carrington de 1859 provocou faíscas em equipamentos telegráficos. Hoje, o monitoramento do clima espacial observa nossa estrela mais próxima para ajudar a proteger a tecnologia moderna.
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