Sistema Solar

O Sol é uma estrela, como tantas outras que são vistas no céu noturno, porém muito mais próxima de nós. Uma estrela comum, nem muito grande nem muito pequena, nem muito jovem nem muito velha.

Através dele, podemos entender processos físicos que determinam a estrutura e evolução das estrelas em geral. O estudo do Sol e de sua influência sobre todo o Sistema Solar constitui uma ciência chamada Heliofísica.

Classificado como anã amarela, o Sol tem 4,5 bilhões de anos de idade e está a uma distância média de 150 milhões de quilômetros da Terra. Sem a energia solar, a vida como conhecemos não poderia existir em nosso planeta.

Carregando com sua gravidade todo o Sistema Solar, o Sol orbita em torno do centro da Via Láctea, do qual está a cerca de 26.000 anos-luz. Viajando a uma velocidade média de 720.000 quilômetros por hora, leva em torno de 230 milhões de anos terrestres para completar uma volta completa. Veja na representação artística abaixo seu posicionamento na galáxia, no braço espiral chamado de Braço de Órion:

Enquanto realiza sua translação em volta do centro galáctico, nossa estrela também executa um movimento de rotação em torno de seu próprio eixo, que tem uma inclinação de 7,25 graus em relação ao plano das órbitas dos planetas.

Como o Sol não é sólido, diferentes partes giram em ritmos diferentes. No equador, o Sol gira uma vez a cada 25 dias terrestres e, nos polos, uma vez a cada 36 dias.

O Sol é feito de praticamente 92% de hidrogênio e 8% de hélio, embora também haja uma porção irrisória de outros elementos comuns. Toda essa matéria se mantém unida pela força de sua própria gravidade, e a estrutura formada é composta por camadas diferenciadas, sendo as mais internas o núcleo, a zona radiativa e a zona de convecção.

As partes do Sol que podemos observar diretamente estão contidas nas camadas mais externas, ou seja, em sua atmosfera, que inclui a fotosfera, a cromosfera, uma zona de transição e, por último, a coroa solar (corona), a camada mais externa e expansiva da estrela.

A parte mais quente do Sol é seu núcleo, onde as temperaturas ultrapassam 15 milhões de graus centígrados. É lá que ocorrem as reações nucleares (fusão do hidrogênio formando hélio), que alimentam o calor e a luz solar. Sua espessura é de aproximadamente 138.000 quilômetros e apresenta uma densidade em torno de 150 gramas por centímetro cúbico (g/cm³). Isto é mais ou menos 8 vezes a densidade do ouro (19,3 g/cm³) e 13 vezes a do chumbo (11,3 g/cm³).

A energia produzida no núcleo é carregada para fora pela radiação. Esta leva mais ou menos 170.000 anos desde que sai do núcleo, expandindo-se em torno da zona radiativa, até chegar ao topo da zona de convecção, onde as temperaturas caem para abaixo dos 2 milhões de graus centígrados. Aqui, grandes bolhas de plasma quente (uma sopa de átomos ionizados) movem-se para cima em direção à fotosfera.

Fotosfera significa esfera de luz, porque é dela que sai a maior parte da luz solar visível, sendo tradicionalmente considerada como a "superfície" solar. Quando falamos em tamanho do Sol, normalmente estamos nos referindo a uma medida baseada nos limites da fotosfera.

A fotosfera é, na verdade, a primeira camada da atmosfera solar. A estrela é feita de gás quente, logo não possui uma superfície propriamente dita. Não há um "chão" sólido como na Terra ou em outros planetas rochosos. A partir do exterior em direção ao núcleo, o gás torna-se gradativamente mais denso e a profundidade máxima da fotosfera é o limite até onde podemos observar.

Se pudéssemos adentrar a fotosfera, seria como caminhar em direção ao interior de um nevoeiro: do início até uma certa distância, ainda conseguimos enxergar nosso ponto de partida, mas chega um momento em que não vemos mais nada, nem atrás nem à frente. A atmosfera solar varia do transparente para o opaco ao longo de apenas algumas centenas de quilômetros.

A espessura da fotosfera é de pouco mais do que 400.000 quilômetros, com temperaturas que atingem cerca de 5.500 graus centígrados. Isto é muito mais frio do que o núcleo em chamas, mas quente o suficiente para derreter materiais de carbono como diamante e grafite. A maior parte da radiação solar escapa da fotosfera para o espaço.

Acima da fotosfera, estão a cromosfera, a zona de transição e a coroa solar. Muitos cientistas não consideram a zona de transição como uma camada distinta, mas sim uma fina região da cromosfera, que esquenta tão rapidamente que se torna coroa.

A cromosfera se estende por aproximadamente 2.000 km acima da fotosfera. Ela é essencialmente transparente para a maior parte da faixa de radiações visíveis. Assim, a luz emitida pela fotosfera simplesmente passa direto através da cromosfera. Esta também emite luz visível, mas geralmente muito fraca para ser vista, sendo ofuscada pela luz intensa que vem da fotosfera. No entanto, quando ocorre um eclipse total do Sol (a Lua encobre a visão da fotosfera), a cromosfera pode ser vista como um aro vermelho ao redor do Sol.

É na cromosfera que se manifesta o que chamamos de atividade solar. Por exemplo, proeminências erguem-se através dela, oriundas da fotosfera. Longos jatos tubulares gasosos, também gerados na fotosfera e chamados de espículas, são lançados ao topo da cromosfera e retrocedem a seguir.

A coroa é a atmosfera superior do Sol, que alcança milhões de quilômetros em direção ao espaço. Ela também é ofuscada pelo brilho da fotosfera e normalmente não pode ser vista. Mas, assim como a cromosfera, torna-se visível em um eclipse solar total, resplandecendo em torno da estrela como o símbolo de realeza que lhe emprestou o nome.

Um dos maiores mistérios a respeito do Sol é que a coroa é muito mais quente do que as camadas imediatamente inferiores a ela, atingindo temperaturas que beiram os 2 milhões de graus centígrados. Isto é o mesmo que dizer que faz mais calor longe do fogo do que perto dele!

O gás da coroa tem energia demais para que a força gravitacional possa retê-lo, e é por isso que se formam os ventos solares, consequências naturais das altas temperaturas. Eles são correntes de partículas eletricamente carregadas, que fluem para fora do Sol com uma velocidade média de 400 quilômetros por segundo.

A matéria que sai da corona a velocidades supersônicas e em todas as direções (o vento solar) carrega consigo campos magnéticos gerados pelo Sol, formando o campo magnético interplanetário. A região de alcance desse campo é uma imensa "bolha" magnética que envolve todo o Sistema Solar, denominada heliosfera. Além de seus limites, tem início o espaço interestelar (ou meio interestelar).

Como o Sol gira, seu campo magnético forma uma grande espiral rotativa, conhecida como Espiral de Parker, com um formato semelhante ao padrão da água que sai de um aspersor de jardim em rotação.

O Sol não é o mesmo o tempo todo. Ele alterna fases de alta e baixa atividade, que constituem o ciclo solar.

A cada 11 anos, aproximadamente, os polos geográficos solares mudam sua polaridade, ou seja, sul e norte magnéticos se invertem. Nesta transição, fotosfera, cromosfera e corona saem de uma fase calma e entram em violenta atividade.

O auge do ciclo de atividade, conhecido como máximo solar, é um período de grande aumento das tempestades solares. Nele, são comuns as manchas solares, erupções e ejeções de massa coronal.

O último ciclo solar - Ciclo Solar 25 - começou em dezembro de 2019, quando ocorreu o mínimo solar (baixa atividade). Os cientistas prevêem que, com o aumento gradativo de atividade, o próximo máximo solar será atingido em julho de 2025.

A atividade solar pode liberar enormes quantidades de energia e partículas, algumas das quais têm impacto na Terra. Tanto o clima terrestre como as condições no espaço estão sempre mudando por causa da atividade solar. O clima espacial pode interferir com os satélites, o GPS e as comunicações por rádio. Também pode afetar as redes elétricas e corroer os tubos que transportam petróleo e gás.

A erupção solar de 1º de setembro de 1859 desencadeou a mais forte tempestade geomagnética de que se tem registro. Ela foi observada pelo astrônomo britânico Richard Carrington, razão pela qual foi chamada de Evento Carrington.

Todos os sistemas telegráficos do mundo ficaram fora de controle. As descargas de faíscas se chocaram com os operadores de telégrafo e incendiaram o seu papel telegráfico. Pouco antes do amanhecer do dia seguinte, os céus de toda a Terra explodiram em auroras vermelhas, verdes e púrpuras - o resultado da interação da energia e das partículas do Sol com a atmosfera terrestre.

Segundo consta, as auroras eram tão brilhantes que os jornais podiam ser lidos tão facilmente como à luz do dia. As auroras, ou Luzes do Norte, eram visíveis até ao sul de Cuba, Bahamas, Jamaica, El Salvador e Havaí.

Outra erupção solar, em 13 de março de 1989, provocou tempestades geomagnéticas que interromperam a transmissão de energia elétrica a partir da central hidroelétrica de Quebec, no Canadá, mergulhando 6 milhões de pessoas na escuridão durante 9 horas. A chama de 1989 também causou picos de energia que derreteram transformadores elétricos em Nova Jersey.

Em dezembro de 2005, os raios X de uma tempestade solar interromperam as comunicações satélite-terra e os sinais de navegação do Sistema de Posicionamento Global (GPS) durante cerca de 10 minutos.

Regiões ativas do Sol são monitoradas pela Administração Oceânica e Atmosférica dos Estados Unidos, através de seu Centro de Previsão do Tempo Espacial (Space Weather Prediction Center), divulgando alertas sobre eventos meteorológicos espaciais perigosos.

O Sol começou a se formar em uma nuvem giratória de gás e poeira cósmica, chamada de Nebulosa Solar, há cerca de 4,6 bilhões de anos. À medida que a nebulosa colapsava sob a sua própria gravidade, girava mais depressa e achatava-se em um disco.

A maior parte do material da nebulosa (99,8%) foi puxada para o centro, formando o Sol. Quase todo o material restante deu origem aos planetas e outros objetos que hoje se encontram em órbita no sistema. Uma sobra de gás e poeira foi soprada pelo vento solar inicial.

Atualmente, o Sol encontra-se em uma fase chamada de sequência principal, um longo período de estabilidade. No entanto, como todas as estrelas, ele acabará por ficar sem energia. Quando começar a morrer, vai se expandir e se tornar uma gigante vermelha, tão grande que engolirá Mercúrio e Vênus e, possivelmente, também a Terra.

Os cientistas calculam que o Sol está a pouco menos de metade do seu tempo de vida e que ainda durará em torno de 5 bilhões de anos antes de gerar, no final do ciclo, uma anã branca.

Para saber mais, leia nosso artigo sobre as estrelas em geral, com detalhes sobre o ciclo de vida de estrelas de todas as magnitudes. Nem todas chegam ao fim como anãs brancas; algumas viram estrelas de nêutrons e até mesmo buracos negros.