Como é que o sol produz energia?

p>Há uma razão pela qual a vida na Terra é o único lugar no sistema solar onde se sabe que a vida é capaz de viver e prosperar. É certo que os cientistas acreditam que pode haver formas de vida microbiana ou mesmo aquática a viver sob as superfícies geladas da Europa e do Enceladus, ou nos lagos de metano em Titan. Mas por enquanto, a Terra permanece o único lugar que conhecemos que tem todas as condições para que a vida exista.

Uma das razões para isto é porque a Terra está dentro da Zona Habitável do nosso Sol (aka. “Goldilocks Zone”). Isto significa que está no local certo (nem demasiado perto nem demasiado longe) para receber a energia abundante do sol, que inclui a luz e o calor essenciais para as reacções químicas. Mas como é que o nosso sol produz exactamente esta energia? Que passos estão envolvidos, e como nos chega aqui no planeta Terra?

A resposta simples é que o sol, como todas as estrelas, é capaz de criar energia porque é essencialmente uma reacção de fusão maciça. Os cientistas acreditam que isto começou quando uma enorme nuvem de gás e partículas (isto é, uma nebulosa) colapsou sob a força da sua própria gravidade – que é conhecida como Teoria da Nebulosa. Isto não só criou a grande bola de luz no centro do nosso sistema solar, como também desencadeou um processo pelo qual o hidrogénio, recolhido no centro, começou a fundir-se para criar energia solar.

Tecnicamente conhecida como fusão nuclear, este processo liberta uma quantidade incrível de energia sob a forma de luz e calor. Mas obter essa energia do centro do nosso sol até ao planeta Terra e mais além envolve um par de passos cruciais. No final, tudo se resume às camadas do sol, e o papel que cada uma delas desempenha na garantia de que a energia solar chega até onde pode ajudar a criar e sustentar a vida.

O núcleo:

O núcleo do sol é a região que se estende do centro até cerca de 20-25% do raio solar. É aqui, no núcleo, onde a energia é produzida por átomos de hidrogénio (H) sendo convertida em núcleos de hélio (He). Isto é possível graças à extrema pressão e temperatura que existe dentro do núcleo, que se estima ser o equivalente a 250 biliões de atmosferas (25,33 triliões de KPa) e 15,7 milhões de kelvin, respectivamente.

O resultado líquido é a fusão de quatro protões (núcleos de hidrogénio) numa partícula alfa – dois protões e dois neutrões unidos numa partícula que é idêntica a um núcleo de hélio. Dois pósitrons são libertados deste processo, assim como dois neutrinos (que transforma dois dos protões em neutrões), e energia.

O núcleo é a única parte do sol que produz uma quantidade apreciável de calor através da fusão. Na realidade, 99% da energia produzida pelo sol ocorre num raio de 24% do raio do sol. Em 30% do raio, a fusão parou quase totalmente. O resto do sol é aquecido pela energia que é transferida do núcleo através das sucessivas camadas, acabando por atingir a fotosfera solar e escapando para o espaço como luz solar ou a energia cinética das partículas.

O sol liberta energia a uma taxa de conversão de energia em massa de 4,26 milhões de toneladas métricas por segundo, o que produz o equivalente a 384,6 septilhões de watts (3,846×1026 W). Para pôr isto em perspectiva, isto é o equivalente a cerca de 9,192×1010 megatons de TNT por segundo, ou 1,820,000,000 Bombas Czar – a bomba termonuclear mais poderosa alguma vez construída!

p> Zona Radiativa:

Esta é a zona imediatamente ao lado do núcleo, que se estende até cerca de 0,7 raios solares. Não há convecção térmica nesta camada, mas o material solar nesta camada é suficientemente quente e denso para que a radiação térmica seja tudo o que é necessário para transferir o calor intenso gerado no núcleo para fora. Basicamente, isto envolve iões de hidrogénio e fótons emissores de hélio que percorrem uma curta distância antes de serem reabsorvidos por outros iões.

Diminuição das temperaturas nesta camada, passando de aproximadamente 7 milhões de kelvin mais próximos do núcleo para 2 milhões na fronteira com a zona convectiva. A densidade também cai cem vezes nesta camada, passando de 0,25 raios solares para o topo da zona radiativa, passando de 20 g/cm3 mais próximo do núcleo para apenas 0,2 g/cm3 no limite superior.

Zona convectiva:

Esta é a camada exterior do sol, que representa tudo para além de 70% do raio solar interior (ou da superfície para cerca de 200.000 km abaixo). Aqui, a temperatura é mais baixa do que na zona radiativa e os átomos mais pesados não são totalmente ionizados. Como resultado, o transporte de calor radiativo é menos eficaz, e a densidade do plasma é suficientemente baixa para permitir o desenvolvimento de correntes convectivas.

Por essa razão, as células térmicas ascendentes transportam a maior parte do calor para fora até à fotosfera do sol. Quando estas células sobem para imediatamente abaixo da superfície da fotosfera, o seu material arrefece, provocando o aumento da sua densidade. Isto força-as a afundarem-se novamente na base da zona de convecção – onde captam mais calor e o ciclo convectivo continua.

Na superfície do sol, a temperatura cai para cerca de 5.700 K. A turbulenta convecção desta camada do sol é também o que causa um efeito que produz pólos magnéticos norte e sul em toda a superfície do sol.

É também nesta camada que ocorrem manchas solares, que aparecem como manchas escuras em comparação com a região circundante. Estas manchas correspondem a concentrações no campo de fluxo magnético que inibem a convecção e causam a queda de temperatura das regiões na superfície em comparação com o material circundante.

Fotosfera:

P>Por último, existe a fotosfera, a superfície visível do sol. É aqui que a luz solar e o calor que são irradiados e convectados para a superfície se propagam para o espaço. As temperaturas na camada variam entre 4.500 e 6.000 K (4.230 – 5.730 °C; 7646 – 10346 °F). Como a parte superior da fotosfera é mais fria que a parte inferior, uma imagem do sol aparece mais brilhante no centro do que na borda ou membro do disco solar, num fenómeno conhecido como escurecimento do membro.

A fotosfera tem uma espessura de dezenas a centenas de quilómetros, e é também a região do sol onde se torna opaca à luz visível. As razões para isto deve-se à quantidade decrescente de iões de hidrogénio (H-) carregados negativamente, que absorvem facilmente a luz visível. Inversamente, a luz visível que vemos é produzida à medida que os electrões reagem com átomos de hidrogénio para produzir iões H.

A energia emitida da fotosfera propaga-se depois através do espaço e atinge a atmosfera da Terra e os outros planetas do sistema solar. Aqui na Terra, a camada superior da atmosfera (a camada de ozono) filtra grande parte da radiação ultra-violeta (UV) do sol, mas passa alguma para a superfície. A energia recebida é então absorvida pelo ar e crosta terrestre, aquecendo o nosso planeta e fornecendo aos organismos uma fonte de energia.

O sol está no centro dos processos biológicos e químicos aqui na Terra. Sem ele, o ciclo de vida das plantas e animais acabaria, os ritmos circadianos de todas as criaturas terrestres seriam perturbados; e com o tempo, toda a vida na Terra deixaria de existir. A importância do Sol tem sido reconhecida desde os tempos pré-históricos, com muitas culturas a vê-lo como uma divindade (na maioria das vezes, como a divindade principal nos seus panteões).

Mas só nos últimos séculos é que os processos que alimentam o Sol passaram a ser compreendidos. Graças à investigação em curso por físicos, astrónomos e biólogos, somos agora capazes de compreender como o sol produz energia, e como a transmite ao nosso sistema solar. O estudo do universo conhecido, com a sua diversidade de sistemas estelares e exoplanetas – ajudou-nos também a estabelecer comparações com outros tipos de estrelas.