Estrutura do Sol e ciclo de vida

O Sol é uma estrela da sequência principal: produz a maior parte da sua energia através da fusão nuclear do hidrogénio no núcleo. É composto sobretudo por hidrogénio e hélio, e uma grande parte da sua matéria é plasma– matéria que contém eletrões livres e iões eletricamente carregados. Sob a camada luminosa visível não existe uma superfície sólida.[1]

Na fotosfera, o hidrogénio representa cerca de três quartos da massa, o hélio quase um quarto e os elementos mais pesados constituem a pequena parte restante. Estas proporções não se aplicam a todas as profundidades. Ao longo do tempo, a fusão nuclear aumentou consideravelmente a quantidade de hélio na região central.[4], [5]

A pressão mantém a estrela em equilíbrio; a fusão nuclear repõe as suas reservas de energia

A gravidade atrai para dentro. A pressão é máxima no interior do Sol e diminui à medida que nos deslocamos para o exterior, criando uma força que atua na direção oposta. No Sol atual, a gravidade é contrariada sobretudo pela pressão das partículas quentes. O equilíbrio quase perfeito entre estas forças chama-se equilíbrio hidrostático. A fusão nuclear fornece a energia que ajuda a manter quente o interior da estrela enquanto esta irradia para o espaço.[6]

Estes valores arredondados descrevem o Sol atual; no seu interior, os intervalos de temperatura e densidade são muito amplos.[7]

A fusão nuclear concentra-se na região central, que abrange aproximadamente o quarto interior do raio solar. Para além dela fica a zona radiativa. A zona de convecção exterior começa a cerca de 70 % do raio solar e estende-se em direção à superfície. Estas regiões distinguem-se pelos processos físicos que nelas ocorrem – não são camadas sólidas.[2]

A transição junto à base da zona de convecção inclui a taquoclina– uma região onde a rotação do Sol varia acentuadamente com a profundidade. Este cisalhamento é importante para os modelos de dínamo solar.[5]

A fotosfera do Sol é uma região relativamente fina, de onde escapa a maior parte da luz visível do Sol. Este limite é definido pela facilidade com que a radiação escapa, e não por uma crosta onde pudéssemos estar de pé.[8]

O Sol obtém a maior parte da sua energia das cadeias protão-protão. Estas reações nucleares transformam gradualmente os núcleos de hidrogénio em hélio. A massa em repouso dos produtos finais é ligeiramente inferior à das substâncias iniciais; a diferença fornece energia. Uma parte escapa sob a forma de neutrinos, enquanto o restante é cedido à estrela.[9]

A primeira reação protão-protão é extremamente lenta, pois exige uma transformação pela interação fraca de um protão num neutrão. Este obstáculo permite ao Sol conservar combustível durante milhares de milhões de anos.[5]

Para saber mais sobre redes de reações mais amplas, incluindo o contributo menor do CNO no Sol, leia o artigo Percursos da fusão nuclear.

Acima da fotosfera encontram-se a cromosfera e a coroa, que se estende muito mais longe. O plasma rarefeito da coroa pode atingir temperaturas de milhões de kelvins e ser muito mais quente do que a superfície visível. É preciso explicar como a energia chega a esta matéria rarefeita e se transforma em calor.[10]

As ondas magnéticas podem transportar energia para cima, enquanto pequenos eventos de reconexão podem libertar a energia armazenada em campos magnéticos tensionados. As observações fornecem provas de ambos os mecanismos; os investigadores procuram compreender o contributo de cada um nos diferentes ambientes solares.[10], [11]

O Sol também emite um fluxo de partículas para o exterior – o vento solar. A sua atividade magnética varia num ciclo de cerca de 11 anos. As manchas solares são regiões magnéticas relativamente frias, as erupções são explosões de radiação e as ejeções de massa coronal lançam plasma magnetizado para o espaço. A fusão contínua no núcleo e a atmosfera magnética variável coexistem.[12]

O próximo artigo, Atividade solar: erupções, manchas e meteorologia espacial, analisa a propagação destes processos a partir do Sol e o seu impacto na Terra.

O modelo tem de corresponder simultaneamente a vários tipos de dados de observação: o tamanho e a luminosidade atuais do Sol, a composição da sua superfície, as oscilações e o fluxo de neutrinos emitidos. A concordância reforça a confiança no modelo, enquanto as discrepâncias ajudam a identificar dados do modelo que não são conhecidos com precisão suficiente, como a composição ou a forma como a radiação interage com o plasma.[5]

Assim, o interior invisível da estrela torna-se acessível ao estudo. Associamos os fenómenos que provoca a cálculos que podem ser verificados.

O Sol ainda se encontra na longa fase da sequência principal e ainda lhe restam cerca de cinco mil milhões de anos de fusão do hidrogénio no núcleo. Esta é uma estimativa da duração desta fase evolutiva. Seguir-se-ão as fases de gigante e a formação de uma anã branca.[3]

Primeiro, a fusão do hidrogénio desloca-se para uma camada à volta do núcleo

Quando as reservas de hidrogénio no centro se esgotam, o núcleo rico em hélio contrai-se, enquanto a fusão do hidrogénio prossegue numa camada à sua volta. As camadas exteriores expandem-se enormemente. A superfície arrefece, mas a estrela, muito maior, emite mais luz no total: torna-se uma gigante vermelha. Continua a haver hidrogénio na estrela; o que mudou foi o local onde ocorre a fusão.[16]

O hélio torna-se então o novo combustível no centro da estrela

Inicialmente, o denso núcleo de hélio é sustentado em grande parte pela pressão de degenerescência dos eletrões - um fenómeno quântico. Quando a temperatura se aproxima dos 100 milhões de K, a fusão do hélio acelera rapidamente durante o flash de hélio. Como, de início, as alterações de pressão dependem pouco da temperatura, a expansão não regula de imediato o aquecimento por si só.

A energia libertada altera a estrutura do núcleo e elimina a sua degenerescência. É um acontecimento interno, não uma supernova que faz explodir a estrela. Quando a fusão do hélio no núcleo se estabiliza, o Sol fica mais pequeno do que era quando atingiu o topo do ramo das gigantes vermelhas. Esta fase dura cerca de 100 milhões de anos - muito menos do que a fase da sequência principal.[17]

Segue-se uma segunda fase de gigante

A fusão do hélio produz carbono e, com a adição de mais núcleos de hélio, oxigénio. Quando o hélio no centro se esgota, o Sol entra no ramo assintótico das gigantes, ou AGB. O núcleo de carbono e oxigénio encontra-se sob camadas separadas de combustão de hidrogénio e hélio. Na camada de hélio ocorrem pulsos térmicos, enquanto os ventos da estrela expandida arrastam muita matéria.[16]

Possível brilho breve em torno do núcleo exposto

Se o núcleo exposto aquecer suficientemente depressa, a sua radiação ultravioleta poderá ionizar os gases em afastamento antes de essa matéria se dispersar. Forma-se assim uma nebulosa planetária, embora não esteja diretamente relacionada com a formação de planetas. A sua visibilidade depende da combinação entre a perda de massa, o aquecimento do núcleo e o tempo de expansão dos gases.

Os modelos sugerem que o Sol poderá formar uma nebulosa planetária ténue. Não se deve imaginar que se formará necessariamente um anel brilhante, como numa determinada imagem de telescópio. O remanescente central e os gases brilhantes evoluem em conjunto; o remanescente não aparece de repente só depois de a nebulosa se dissipar.[18]

Anã branca com aproximadamente o tamanho da Terra

Os cálculos da evolução do Sol permitem prever um remanescente com uma massa ligeiramente superior a metade da massa atual do Sol - cerca de 0,54 massas solares, segundo um dos modelos típicos. O valor final exato depende da quantidade de matéria que a estrela perder.[15]

Esta anã branca de carbono e oxigénio terá aproximadamente o tamanho da Terra. O pressão de degenerescência dos eletrões, resultante do comportamento quântico dos eletrões densamente comprimidos, protegerá sobretudo a anã do colapso adicional. Já não precisará de fusão nuclear contínua no núcleo para manter o equilíbrio. Brilhará sobretudo devido ao calor acumulado, que será libertado lentamente à medida que arrefece.[19]

Uma anã branca suficientemente arrefecida e ténue é muitas vezes chamada anã negra. É um estado teórico do futuro distante: o Universo ainda não existe há tempo suficiente para que as anãs brancas comuns tenham tido tempo de arrefecer tanto. É mais claro não indicar o tempo que este arrefecimento demorará do que apontar, de forma enganadoramente precisa, quanto falta.[20]

A Terra irá mudar antes de o Sol se tornar uma gigante

Durante a fase de sequência principal, a luminosidade do Sol aumenta gradualmente. Ao longo de períodos geológicos, o aumento da radiação solar aquecerá cada vez mais a Terra. O efeito de retroação do vapor de água, o comportamento das nuvens e a perda de água para o espaço influenciam o curso desta transição. Os modelos climáticos diferem quanto aos limiares e à sequência dos acontecimentos, pelo que seria demasiado categórico indicar uma única data para o desaparecimento de todos os oceanos ou ecossistemas.[21]

A distinção essencial é que as condições habitáveis a que estamos habituados na superfície da Terra podem desaparecer muito antes de o planeta correr o risco de ser engolido. A questão climática está relacionada com o conceito de zona habitável; a questão orbital, com a estrela em mutação e a sua gravidade.[21]

A perda de massa e as forças de maré fazem evoluir as órbitas em direções diferentes

Pensa-se que Mercúrio e Vénus serão engolidos quando o Sol atravessar as fases de gigante. O destino físico da Terra continua a depender do modelo escolhido: a sua órbita tende, em geral, a alargar-se devido à perda de massa, enquanto as forças de maré exercidas pela estrela podem puxá-la para mais perto. Um estudo de 2026 analisou tanto cenários de sobrevivência como de engolfamento, recorrendo a diferentes formas de descrever estes processos.[22]

Os planetas gigantes mais afastados podem sobreviver à transformação da estrela, orbitando a distâncias maiores. Ao longo de períodos muito mais extensos, as interações entre planetas e as aproximações de estrelas que passam podem desestabilizar o sistema remanescente. São possibilidades modeladas que abrangem períodos enormes, não uma previsão para o futuro próximo.[23]

Outras anãs brancas mostram que as histórias dos planetas continuam

Nas atmosferas de algumas anãs brancas, os astrónomos detetam elementos pesados que indicam a queda de detritos rochosos. Assim, a matéria de corpos desintegrados pode deixar um vestígio químico mensurável mesmo depois de terminadas as fases de gigante da sua estrela. Estes sistemas fornecem provas de processos que, com o tempo, também podem afetar o nosso sistema.[24]

Analisaremos estas consequências mais detalhadamente nos artigos «Fase de gigante vermelha: o destino dos planetas interiores» e «Evolução a longo prazo do Sistema Solar».

Dinâmica e futuro do Sistema Solar

1. Estrutura e ciclo de vida do Sol · Está aqui
2. Atividade solar: erupções, manchas e clima espacial
3. Órbitas planetárias e ressonâncias
4. Impactos de asteroides e cometas
5. Ciclos climáticos dos planetas
6. Fase de gigante vermelha: o destino dos planetas interiores
7. Cintura de Kuiper e Nuvem de Oort
8. Possíveis zonas habitáveis para além da Terra
9. Exploração humana: passado, presente e futuro
10. Evolução a longo prazo do Sistema Solar