Sol

Desde a antiguidade que a humanidade atribui uma grande importância ao Sol. Os egípcios veneravam-no através de Rá, o Deus do Sol, a cultura grega personificava o Sol como Hélio e os Astecas adoravam Quetzalcoatl. Nos dias de hoje a nossa compreensão sobre a estrela do Sistema solar permite-nos compreender que o Sol é o corpo que permite a existência dos restantes corpos deste sistema, bem como a sua fonte de energia principal.

Modelos atuais apontam para que o Sol se tenha formado à cerca de 4,5 mil milhões de anos atrás, após uma nuvem de gás frio e poeira colapsar sobre a sua própria gravidade. Praticamente toda a massa da nuvem de gás condensou-se no Sol, totalizando mais de 99% da massa total do Sistema Solar, com 1.98×1030 kg. A sua composição é a mesma da nuvem primordial que o sucedeu, ou seja, maioritariamente Hidrogénio e Hélio. Contudo, traços de elementos mais pesados, tais como ferro, silício, níquel e oxigénio também fazem parte da sua composição.

Comparado com as restantes estrelas no Universo, o Sol é uma estrela de tamanho médio, com um raio de 695700 km e que se encontra a meio da sua vida. Contudo, perto do fim da sua vida, quando for incapaz de produzir energia, transformar-se-á numa gigante vermelha, expandindo o seu raio para lá do que é hoje a órbita de Vénus. Não sendo capaz de suportar a pressão da sua própria gravidade, colapsará, libertando uma nuvem de gás que, possivelmente, dará origem a uma nova estrela no futuro e deixará para trás uma pequena estrela com um brilho ténue, uma anã branca.

Uma vez que não é possível observar diretamente o interior solar, a sua estrutura interna apenas pode ser prevista através modelos teóricos. O modelo mais aceite divide o interior solar em três camadas. A camada mais interna, o núcleo, ocupa cerca de 20% do raio solar. Nesta região, processos de fusão nuclear de elementos leves, maioritariamente hidrogénio, são responsáveis pela produção de energia, que confere o brilho característico de uma estrela. Pressões muito elevadas e temperaturas superiores a 10 mil milhões kelvin são essenciais para que a fusão dos elementos ocorra. Segue-se a zona radiativa, que se estende entre os 20% e os 70% do raio solar. A densidade da matéria, apesar de menor que no núcleo é, contudo, ainda muito elevada. Isto impõe um obstáculo à transferência de energia desde o núcleo até à superfície, levando a que um fotão possa levar 100 mil anos a atravessar esta região. Após a zona radiativa, a zona convectiva completa o restante interior solar. Aqui, a pressão e temperatura mais reduzidas, na ordem dos 10-100 mil Kelvin, permitem grandes movimentos de convecção, responsáveis por diversos fenómenos visíveis na fotosfera, o equivalente à superfície solar, cuja temperatura ronda os 6000 kelvin. Aqui é possível observar manchas solares (regiões na fotosfera com temperaturas inferiores à do meio envolvente, com 3000 kelvin), fáculas (regiões muito brilhantes na superfície solar) e granulação (evidências da convecção da zona convectiva).

A atmosfera solar é composta pela cromosfera e a coroa solar. A cromosfera estende-se 2000 km sob a fotosfera e é a região mais fria do Sol. Após a cromosfera, a temperatura sobe repentinamente até 1 milhão Kelvin, por um processo que não está ainda explica pela ciência. Na atmosfera solar ocorrem processos muito violentos, que libertam grandes quantidades de energia (flares) e matéria muito quente (ejeção de massa coronal), que podem atingir o nosso planeta e danificar satélites e instalações elétricas. Pelo que a monitorização constante do Sol é essencial para mitigar possíveis efeitos destes fenómenos.

Texto escrito pelo elemento da secção, Sérgio Gomes.