A morte do Sol. O fim do planeta
Terra.
Isto acontecerá daqui a 6,5 bilhões de anos. A terra não existirá mais pois será consumida por uma 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 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 exercendo 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 popular 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 proto estrela 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?
Neutrinos e fótons: trajetórias diferentes para
escapar do núcleo solar
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.
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