Como o sol produz energia

O Sol, maior corpo astro do sistema solar, representando cerca de 98% de toda a massa do sistema, é a estrela que nos fornece a luz e o calor necessários para a manutenção da vida na Terra.

A temperatura externa do nosso astro Rei é de aproximadamente 6000º C provinda de uma grande concentração de energia liberada pelo seu núcleo.

Toda essa energia começa a partir de uma fusão nuclear. Quatro núcleos de hidrogênio se chocam para formar um núcleo de hélio. Nesse processo, verifica-se que o núcleo de hélio é menos massivo do que os quatro núcleos de hidrogênio. Isso ocorre porque durante a fusão nuclear libera-se uma grande quantidade de energia.

A temperatura no núcleo do Sol chega a, aproximadamente, 15.000.000º C, e a pressão chega a ser 340 bilhões de vezes maior que a pressão atmosférica da Terra ao nível do mar (1 atm = 760 mmHg = 1x105 N/m2).

A energia liberada pelo núcleo é levada até a superfície através de um processo conhecido como convecção térmica. Cerca de 700 milhões de toneladas de hidrogênio são convertidas em hélio e liberam cerca de 5 milhões de toneladas de energia pura. Essa constante liberação de energia implica em uma diminuição da massa da estrela.

Na superfície do sol podem ser observadas manchas provenientes de regiões de menor temperatura, e regiões de explosões, que muitas vezes chegam a ser muito maior do que a Terra.

Nos últimos anos, a diminuição dessas manchas tem preocupado cientistas do mundo inteiro, pois esse fenômeno é responsável pelos ventos solares que ajudam a manter a radiação cósmica longe do centro do sistema solar, o que pode prejudicar o trabalho de astronautas que não estão devidamente protegidos para esse tipo de radiação.

Por Kleber Cavalcante
Graduado em Física

O Sol é a estrela mais próxima da Terra, dista aproximadamente 150 milhões de quilômetros de nós, e é responsável por manter todo o Sistema Solar em sua interação gravitacional: oito planetas e os demais corpos celestes que o compõem, como planetas anões, asteroides e cometas.

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Características do Sol

A composição do Sol é de 74% de hidrogênio e 24% de hélio, sendo o percentual restante formado principalmente por oxigênio, carbono e ferro. Toda a energia produzida pelo Sol é proveniente do processo de fusão nuclear decorrente das grandes temperaturas de seu núcleo (cerca de 15 milhões de kelvin) e de sua enorme pressão.

Consequentemente, nossa estrela é capaz de converter átomos de hidrogênio em hélio, e os números são incríveis: a cada segundo, o Sol funde cerca de 600 milhões de toneladas de hidrogênio em hélio, convertendo parte dessa massa em energia, na forma de ondas eletromagnéticas, como os raios gama.

Ao todo, o Sol consome cerca de 4 milhões de toneladas de sua massa por segundo, uma taxa mais do que suficiente para mantê-lo brilhando pelos próximos 6 ou 7 bilhões de anos, devido à sua grande massa, que é de aproximadamente 1,98.1031 kg, mais de 330 mil vezes a massa da Terra.

Por conta de sua enorme massa, a gravidade na superfície do Sol chega a 274 m/s², 27,4 vezes maior que a massa da Terra. Isso faz com que a velocidade de escape por lá chegue aos 617 km/s, mais de 2 milhões de quilômetros por hora.

O período de rotação do Sol em torno do seu próprio eixo é de 27 dias para o seu equador, que gira a 7189 km/h, e de 35 dias para os seus polos. Essa diferença de período rotacional produz uma rotação diferencial (chamada de dínamo solar), responsável por sua grande atividade magnética, uma vez que toda a matéria presente na estrela encontra-se ionizada (no estado plasmático), dando origem às tempestades solares, erupções coronárias e manchas solares.

Estrutura física do Sol

O Sol pode ser dividido em partes com diferentes propriedades físicas, a saber:

• Núcleo: onde ocorrem as fusões nucleares, e o processo de nucleossíntese representa cerca de 25% da massa do Sol.
• Zona radiativa: onde a radiação eletromagnética produzida pelo núcleo é refletida por muitas vezes, e essa leva milhares de anos para escapar de seu interior.
• Zona convectiva: uma camada instável que transmite calor por meio da convecção, nessa região ocorrem erupções solares.
• Fotosfera: a camada mais externa do Sol, é com base nela que toda a luz solar é irradiada. A fotosfera tem cerca de 100 km de espessura.
• Cromosfera: uma camada de baixa densidade que marca a transição entre a atmosfera solar e a coroa solar.
• Coroa: uma aura de plasma que permeia milhões de quilômetros ao redor do Sol, sua temperatura pode chegar a 1.000.000 ºC. Acredita-se que essa temperatura surja em razão do intenso campo magnético do Sol.

Idade do Sol           

Estima-se que a idade do Sol seja de 4,6 bilhões de anos e que, daqui a cerca de 7 bilhões de anos, ele será uma gigante vermelha, com um raio equatorial 200 vezes maior que o atual (de 6,963.108 m, quase 109 vezes o raio da Terra) e até 5000 vezes mais brilhante, “engolindo” a órbita do nosso planeta.

Ao atingir essa marca, o Sol será capaz de fundir átomos de carbono devido às altas temperaturas. Os estágios finais da evolução estelar do Sol indicam que essa estrela se tornará uma anã branca — uma classe de estrelas extremamente densas —, apresentando menos da metade de sua massa atual devido ao processo de fusão nuclear e à emissão de ventos solares, comprimida em um raio até 17 vezes menor, deixando em sua volta uma grande nuvem de poeira estelar.

Cor do Sol

O Sol é considerado uma estrela de sequência principal (que produz sua energia por meio da fusão do hidrogênio), de categoria anã amarela. Apesar do nome, não é uma estrela pequena ou de cor amarelada, é na verdade maior e mais brilhante que boa parte das estrelas visíveis a olho nu, apesar de estar muito longe de ser uma das maiores, ou mais luminosas.

O adjetivo amarela, por sua vez, está relacionado à temperatura de sua superfície (cerca de 6000 ºC) e a sua luminosidade: trata-se de uma estrela muito mais fria e menos luminosa que as chamadas de brancas e azuis.

Além disso, o Sol é capaz de produzir todos os comprimentos de onda da luz visível, de forma que, ao ser observado de fora da Terra, sua cor é branca. O tom amarelo que observamos ao olhar para esse astro surge devido à dispersão dos raios solares ao adentrarem a atmosfera, observe a foto a seguir, tirada a 22 km de altura.

Temperatura do Sol

A temperatura do Sol é bastante variada e pode ser bastante complexa de compreender, devido à grande quantidade de conceitos envolvidos para a sua explicação. O núcleo solar pode chegar a 15 milhões de kelvin, é nessa região onde se formam os átomos de hélio por meio da fusão nuclear. A região imediatamente próxima do núcleo, conhecida como zona radiativa, pode apresentar temperaturas que variam entre 2 e 7 milhões de kelvin.

Às margens da zona radiativa, encontra-se a zona convectiva, onde se formam grandes correntes de plasma que são capazes de transmitir energia ao exterior do Sol por meio da convecção. A zona convectiva tem uma temperatura média de 2 milhões de kelvin. A superfície do Sol, por sua vez, chamada de fotosfera, apresenta uma temperatura média de 5778 de kelvin.

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Radiação solar

A energia produzida pelo Sol chega parcialmente à Terra em forma de ondas eletromagnéticas. Na superfície terrestre, a intensidade da radiação solar chega a 1366 kW/m² (quilowatts por metro quadrado), e esse valor varia menos que 0,1 % durante todo o período orbital. Toda essa energia é proveniente de fusões nucleares que ocorrem no núcleo do Sol e são capazes de converter átomos de hidrogênio em átomos de hélio.

Durante o processo de fusão, cerca de 0,7% da massa dos átomos de hidrogênio é transformada em energia, de acordo com a famosa equação do físico Albert Einstein: E = mc². Por meio dessa fórmula, podemos estimar que cada fusão nuclear é capaz de liberar até 6,8 megaelétron-volts (MeV).

Cerca de 1,3% de toda a energia que é produzida pelo Sol está na forma de minúsculas partículas chamadas de neutrinos. Os neutrinos são tão pequenos que são capazes atravessar o interior do nosso planeta sem tocar em um único átomo sequer. O Sol emite uma enorme quantidade dessas partículas, para ter-se uma ideia, aqui na Terra estamos expostos a um fluxo de 8.1010 neutrinos por centímetro quadrado, a cada segundo.

Como já sabemos, grande parte restante da energia que é produzida pelo Sol é emitida em forma de ondas eletromagnéticas. Os fótons de luz que são criados no núcleo solar só conseguem chegar à sua superfície após um período de aproximadamente 170 mil anos. Isso acontece em razão da alta densidade no interior do Sol, portanto, ao olharmos para o astro, a luz que chega aos nossos olhos foi produzida há pelo menos 170 mil anos. Depois de deixar o Sol, a luz leva pouco mais de oito minutos para chegar até a Terra.

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Vento solar

Além das ondas eletromagnéticas e dos neutrinos, o Sol ejeta uma grande quantidade de íons de hidrogênio e hélio, dando origem ao que chamamos de vento solar. O vento solar é um plasma aquecido que pode deslocar-se em velocidades de até 900 km/s. A temperatura do vento solar pode atingir até 1 milhão de graus celsius. Nas proximidades da Terra, sua temperatura é de cerca de 200.000 K.

O vento solar propaga-se pelo meio interplanetário, ao longo de uma complexa trajetória espiral, guiado pelo intenso campo magnético produzido pelo Sol. Sua alta velocidade faz com que essas partículas cheguem a Jupiter em aproximadamente 27 dias, o mesmo período que o Sol leva para completar uma volta em torno de seu próprio eixo.

Quando as partículas do vento solar encontram o campo magnético terrestre, elas são aceleradas e espiralam em direção aos polos magnéticos da Terra. A excitação causada pelo atrito entre as partículas do vento solar e a atmosfera resulta na emissão de luz visível, conhecida popularmente como aurora polar.

Estima-se que a influência magnética do Sol estenda-se entre 84 e 94 unidades astronômicas. Nessas distâncias, ainda é possível detectar a presença do vento solar e a influência do campo magnético do Sol. A unidade astronômica, por sua vez, é equivalente à distância entre a Terra e o Sol, ou seja, cerca de 150 milhões de quilômetros. Para efeito de comparação, o planeta Netuno encontra-se a 30 unidades astronômicas do Sol.

Evolução do Sol

O Sol está “queimando” hidrogênio a pelo menos 4,6 bilhões de anos. Alguns modelos físicos indicam que a estrela fica até 10% mais brilhante a cada bilhão de anos, de modo que o Sol dos dias de hoje é cerca de 40% mais brilhante do que era no momento de sua criação.

O futuro do Sol será marcado pelo momento em que todo o seu hidrogênio for convertido em hélio. Quando isso ocorrer, ele terá o seu tamanho aumentado em até 200 vezes, podendo chegar até a órbita de Vênus.

No final de sua vida, o Sol sofrerá um enorme colapso gravitacional, seu tamanho será reduzido até que ele se transforme em uma estrela anã-branca. Os astrônomos estimam que, nessa fase, o Sol passe a ter cerca de 50% de sua massa atual e que o seu tamanho fique comparável ao da Terra.

Por Me. Rafael Helerbrock