Um composto de 25 imagens do Sol, mostrando a explosão/actividade solar durante um período de 365 dias. Sem… a quantidade certa de fusão nuclear, que se torna possível através da mecânica quântica, nada do que reconhecemos como vida na Terra seria possível.
NASA / Observatório da Dinâmica Solar / Conjunto de Imagens Atmosféricas / S. Wiessinger; pós-processamento por E. Siegel
Aqui na Terra, os ingredientes para a vida sobreviver, prosperar, evoluir, e sustentar-se no nosso mundo têm coexistido sem falhas durante milhares de milhões de anos. Para além de todos os átomos e moléculas que o nosso planeta possui, o nosso mundo também tem as condições certas para a água líquida na sua superfície, devido à nossa atmosfera e à distância certa do nosso Sol.
Yet se o Sol fosse ou significativamente mais frio ou mais quente, essa habitabilidade chegaria a um fim abrupto. Todos os ingredientes que poderíamos conceber não mudariam o simples facto: sem a energia certa do nosso Sol, a vida seria uma impossibilidade. O nosso Sol contém 99,8% da massa do Sistema Solar, mas fica mais leve a cada dia. Quando passar tempo suficiente, as suas alterações tornarão a Terra inabitável. É assim que está a mudar.
A impressão artística de uma jovem estrela rodeada por um disco protoplanetário. Há muitas propriedades desconhecidas… propriedades sobre discos protoplanetários em torno de estrelas semelhantes ao Sol, mas a imagem geral de um disco poeirento com elementos pesados distribuídos através dele é certamente o que deu origem aos nossos planetas.
ESO/L. Calçada
Quando o nosso Sistema Solar se formou pela primeira vez, um grande tufo de massa começou a atrair gravitacionalmente cada vez mais matéria para ele, formando um crescente proto-estrela. À sua volta, formou-se um disco protoplanetário, completo com as sementes dos futuros planetas do Sistema Solar. Seguiu-se então uma corrida entre duas forças concorrentes: a gravitação, trabalhando para fazer crescer o nosso proto-estrela e os planetas dentro do disco, e a radiação das estrelas externas e dos nossos jovens, formando o Sol.
Quando a radiação finalmente vence, o nosso Sol e os planetas já não podem crescer, e a matéria que continuaria a cair é levada pelo vento, dando eventualmente origem ao nosso moderno Sistema Solar.
Os asteróides no início do Sistema Solar eram mais numerosos, e o craterismo era catastrófico. Uma vez evaporado o… disco protoplanetário e o material protoestelar circundante, o crescimento da massa total do Sistema Solar cessa, e só pode diminuir a partir desse ponto.
NASA / GSFC, BENNU’S JOURNEY – Heavy Bombardment
Este marca o ponto onde o nosso Sistema Solar atinge o pico de massa: a mais maciça de sempre. Isto também marca, não por acaso, o ponto onde o nosso Sol é pelo menos enérgico. Desde que funda elementos mais leves em elementos mais pesados, nunca mais irá emitir tão pouca energia.
Isto não parece paradoxal? O Sol, a partir deste ponto, só vai ficar menos massivo, enquanto a quantidade de energia que emite só vai subir.
Se isto for contra o que pensa que sabemos sobre as estrelas, não está sozinho. Afinal, as estrelas mais maciças queimam mais quente e mais brilhante, sendo tudo igual.
O sistema (moderno) de classificação espectral Morgan-Keenan, com o intervalo de temperatura de cada estrela… classe mostrada acima, em kelvin. A esmagadora maioria das estrelas hoje em dia são estrelas da classe M, com apenas 1 estrela conhecida da classe O ou B, dentro de 25 parsecs. O nosso Sol é uma estrela de classe G.
Wikimedia Commons utilizador LucasVB, adições de E. Siegel
Existem apenas alguns factores, todos em combinação um com o outro, que determinam o quão quente é uma estrela. Dado que as estrelas obtêm o seu poder da fusão nuclear de elementos mais leves em elementos mais pesados, podemos de facto enumerar o que faz com que uma estrela emita energia. Os factores são:
- A temperatura no núcleo da estrela, uma vez que temperaturas mais elevadas significam mais energia por partícula, produzindo uma maior probabilidade de um evento de fusão quando duas partículas colidem.
- O tamanho da região de fusão, uma vez que regiões maiores onde a fusão pode ocorrer levam a mais fusão no mesmo período de tempo.
Se olharmos e compararmos duas estrelas diferentes, a mais maciça tende a atingir temperaturas mais elevadas no núcleo e a ter uma região de fusão maior. Mas se olharmos para dentro de qualquer estrela individual, vemos outra coisa.
A cadeia protão-protão é responsável pela produção da grande maioria da energia do Sol. A fusão… dois núcleos He-3 em He-4 é talvez a maior esperança para a fusão nuclear terrestre, e uma fonte de energia limpa, abundante e controlável, mas todas estas reacções devem ocorrer no Sol.
Borb / Wikimedia Commons
O Sol, ao queimar através do seu combustível, ganha a sua energia ao fundir hidrogénio, numa reacção em cadeia, em hélio. A cadeia protão-protões é a forma como o nosso Sol (e a maioria das estrelas) obtém a sua energia, uma vez que o produto final (hélio-4) é mais leve e menor em massa do que os reagentes iniciais (4 protões). A fusão nuclear funciona com base no princípio da equivalência massa-energia, onde uma pequena fracção de cerca de 0,7% da massa total de tudo o que se funde é convertida em energia através do E = mc2 de Einstein.
Quando isto ocorre, a massa do Sol cai lentamente; a energia é transportada para a superfície, e o “produto residual” do hélio afunda-se mais abaixo na região central do núcleo.
Este cutaway mostra as várias regiões da superfície e interior do Sol, incluindo o… núcleo, que é onde ocorre a fusão nuclear. Com o passar do tempo, a região contendo hélio no núcleo expande-se, fazendo aumentar a produção de energia do Sol.
Wikimedia Commons utilizador Kelvinsong
O hélio no próprio centro não se pode fundir a estas temperaturas, pelo que há menos fusão por unidade de volume a ocorrer nas regiões ricas em hélio. Sem fusão, há menos radiação, e a parte interior rica em hélio começa a contrair-se sob a sua própria gravidade. Mas a contracção gravitacional produz energia, o que significa que há muito calor/energia térmica a ser transportada para fora.
À medida que a estrela envelhece, portanto, as temperaturas interiores aumentam, e a região onde a fusão pode ocorrer (a temperaturas de 4 milhões de K e acima) expande-se para fora. Globalmente, a taxa de fusão e o volume onde a fusão ocorre aumenta ao longo do tempo. Isto resulta em que o Sol – e todas as estrelas semelhantes ao Sol – aumentam a sua produção de energia à medida que envelhece.
A evolução da luminosidade do Sol (linha vermelha) ao longo do tempo. O grande aumento deve-se ao núcleo… temperatura e volume onde a fusão ocorre aumentando à medida que o Sol queima através do seu combustível.
Wikimedia commons utilizador RJHall, baseado em Ribas, Ignasi (Fevereiro 2010) Solar e Variabilidade Estelar: Impact on Earth and Planets, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium, volume 264, pp. 3-18
Ao mesmo tempo, a energia que é transportada para a superfície não só causa a emissão de luz, mas também algumas das partículas soltas no membro da fotosfera do Sol. Electrões, prótons, e núcleos ainda mais pesados podem ganhar energia cinética suficiente para serem expulsos do Sol, criando um fluxo de partículas conhecido como vento solar. As partículas carregadas espalham-se por todo o Sistema Solar e deixam por completo o Sistema Solar, embora algumas delas, por um alinhamento casual em geometria, acabem por atingir as atmosferas de um dos planetas. Quando o fazem, criam o efeito conhecido como aurora, que a humanidade mediu e observou ao longo da história.
Esta é uma falsa imagem a cores da Aurora Australis ultravioleta capturada pelo satélite IMAGE da NASA e… sobreposta à imagem de mármore azul baseada no satélite da NASA. A Terra é mostrada em falsa cor; a imagem da aurora, contudo, é absolutamente real.
NASA
Nos últimos 4,5 mil milhões de anos, o Sol tornou-se mais quente, mas também menos maciço. O vento solar, tal como o medimos hoje em dia, é aproximadamente constante ao longo do tempo. Há as erupções ocasionais e as ejeções de massa, mas estas mal contribuem para o ritmo global do Sol, ao qual este perde massa. Da mesma forma, a produção de energia de fusão do Sol aumentou cerca de 20% ao longo da sua história, mas isto também é um pequeno factor.
Se medirmos a taxa de perda de massa hoje, devido tanto ao vento solar como à fusão nuclear, podemos descobrir quanto mais leve o Sol está a ficar com cada segundo que passa. Podemos também extrapolar a quantidade de massa que o Sol perdeu ao longo de toda a sua história desde que nasceu: uma proeza notável.
Uma erupção solar do nosso Sol, que ejeta a matéria para fora da nossa estrela-mãe e para dentro do Solar… é anã em termos de ‘perda de massa’ por fusão nuclear, o que reduziu a massa do Sol num total de 0,03% do seu valor inicial: uma perda equivalente à massa de Saturno. Até descobrirmos a fusão nuclear, contudo, não podíamos estimar com precisão a idade do Sol.
Observatório de Dinâmica Solar da NASA / GSFC
O vento solar transporta cerca de 1,6 milhões de toneladas de massa por segundo, ou 1,6 × 109 kg/s. Isso é muito material, com certeza, e soma-se ao longo de longos períodos de tempo. A cada 150 milhões de anos, o Sol perde aproximadamente a massa da Terra devido ao vento solar, ou cerca de 30 massas terrestres durante toda a vida útil do Sol até agora.
Da fusão, no entanto, o Sol perde ainda mais massa do que isso. A potência de saída do Sol é de 4 × 1026 W relativamente consistente, o que significa que converte aproximadamente 4 milhões de toneladas de massa em energia a cada segundo. A partir da fusão, então, o Sol perde cerca de 250% de massa, a cada segundo, à medida que se deixa levar pelo vento solar. Ao longo dos seus 4,5 mil milhões de anos de vida, o Sol perdeu cerca de 95 massas terrestres devido à fusão: aproximadamente a massa de Saturno.
O Sol, aqui mostrado, gera a sua energia através da fusão do hidrogénio em hélio no seu núcleo, perdendo pequenas… quantidades de massa no processo. Ao longo da sua vida, perdeu aproximadamente a massa de Saturno por este processo: cerca de 2,5 vezes mais massa do que perdeu devido ao vento solar.
NASA / Observatório de Dinâmica Solar (SDO)
Com o passar do tempo, a quantidade de massa perdida pelo Sol irá aumentar, particularmente à medida que entra na fase gigantesca da sua vida. Mas mesmo a este ritmo relativamente estável, o crescimento do hélio no núcleo do Sol significa que vamos aquecer aqui no planeta Terra. Após cerca de 1 a 2 mil milhões de anos, o Sol estará a arder o suficiente para que os oceanos da Terra fervam completamente, tornando a água líquida impossível na superfície do nosso planeta. À medida que o Sol vai ficando cada vez mais leve, irá contra-intuitivamente aquecendo cada vez mais. O nosso planeta já consumiu aproximadamente três quartos do tempo que temos onde a Terra é habitável. À medida que o Sol continua a perder massa, a humanidade e toda a vida na Terra aproxima-se do seu destino inevitável. Vamos fazer com que estes últimos mil milhões ou tantos anos contem.