O Sol é a estrela central do Sistema Solar. É uma belíssima esfera de plasma, que, além das frequências visíveis, também irradia a maior parte de sua radiação em ultravioleta e infravermelho. Ao redor dele, orbitam todos os 8 planetas do nosso sistema, incluindo a própria Terra, para a qual o Sol é fundamental por dar suporte à vida por aqui.
Tecnicamente, aliás, não é exatamente ao redor do Sol que os planetas orbitam, mas ao redor do centro de massa comum dos corpos do sistema. Ocorre, contudo, que a massa de nossa estrela é de cerca de 2×10^30 kg, ou seja, um número 2 seguido de 30 zeros (que também é aproximadamente 330 mil vezes a massa da Terra). Ou seja, corresponde a mais de 99.8% da massa total do sistema. Portanto, é uma aproximação segura considerar que o centro de massa está, no fim das contas, no centro do Sol.
O diâmetro do Sol, aliás, também não é de se desconsiderar. A estrela percorre cerca de 1.39 milhões de quilômetros horizontalmente pelo Sistema Solar, aproximadamente 109 vezes o diâmetro do nosso planeta. Apesar disso, ele não é a maior das estrelas, nem de perto. É uma estrela de tipo G, de acordo a classificação usada para a temperatura de superfície estelar, na fase evolutiva chamada de Sequência Principal, em que as estrelas queimam hidrogênio para produzir energia, e é comumente chamada de anã amarela.
Além disso, é uma estrela de magnitude absoluta de 4.83, isto é, é mais brilhante do que a maioria das estrelas da Via Láctea, e é classificada como uma estrela de População I, ou seja, tem alta metalicidade, que é o nome que os astrônomos usam para indicar a proporção de elementos mais pesados que o hélio na composição de um corpo.
Origem e vida do Sol
Nossa estrela-mãe se formou há aproximadamente 4.6 bilhões de anos a partir do colapso gravitacional de matéria em um objeto celeste chamado de nuvem molecular. Enquanto a maior parte desse material colapsou na região central do objeto, o resto se achatou como um disco, chamado de disco protoplanetário, que deu origem aos planetas do sistema. A massa do gás colapsado que deu origem ao Sol, diferentemente dos planetas gasosos, gerou pressão e temperatura suficientes em seu interior para começar a fusão nuclear, o processo responsável por sua geração de energia. E, assim que começa a fusão do hidrogênio, o mais leve e abundante dos elementos, a estrela entra na chamada fase de Sequência Principal.
Dessa forma, a cada segundo, o Sol converte cerca de 4 milhões de toneladas de matéria em energia por segundo. E é assim que a nossa estrela passará 90% de sua vida. Após esse período, segundo a evolução estelar, quando o hidrogênio em seu núcleo se extingue, a pressão de radiação criada pelas cadeias de fusão nuclear não consegue mais equilibrar o colapso gravitacional. A densidade e temperatura no núcleo da estrela aumentam, enquanto as camadas exteriores do plasma se expandem, mais frias. O Sol, assim, se torna uma gigante vermelha.
Nesse período, Mercúrio e Vênus deverão ser engolidos pelo plasma estelar e a Terra se tornará inabitável. Além disso, esse processo cria as condições para queima do hélio, o segundo elemento da tabela periódica, em elementos mais pesados, e ocorre até a massa da estrela ser insuficiente para queimar o próximo elemento mais pesado a ser fusionado. Quando isso acontece, o núcleo finalmente colapsa e se torna uma anã branca, enquanto as camadas exteriores são expelidas em uma nebulosa planetária.
Estrutura do Sol
A estrutura do Sol pode ser dividida em quatro camadas abaixo da superfície. A mais interior é o núcleo, que contém de 20% a 25% do raio da estrela. Nele, a temperatura e a pressão são altas o suficiente para causar a ignição da fusão nuclear, que, na maior parte da vida do Sol, queima hidrogênio em hélio. Depois, vem a zona radiativa, que se situa entre o núcleo e aproximadamente 70% do raio solar. O transporte de energia, aqui, ocorre majoritariamente por meio de fótons (radiação).
A tacoclina, então, separa a zona radiativa da próxima camada: a zona convectiva, que se estende aproximadamente até a superfície solar. Como diz o nome, a forma dominante de transporte de energia nessa camada é a convecção, que se torna a principal fonte de calor para fora da estrela. A chamada superfície solar, então, é dividida entre fotosfera, a parte que observamos diretamente com a luz emitida pela estrela, e a atmosfera, uma espécie de halo que circunda o Sol e se divide em cromosfera, região de transição, coroa e heliosfera. Essa é a parte da estrela que enxergamos durante um eclipse solar total.
Campo magnético e atividade solar
O movimento convectivo do plasma, que é basicamente um gás de íons, no interior solar gera um campo magnético pela estrela, que varia sobre sua superfície. Nos polos, o campo é de 0.0001 a 0.0002 T (teslas), mas pode chegar a 0.3 T nas manchas solares e 0.01 T em proeminências solares. As manchas solares, aliás, são resultado direto do magnetismo. São regiões escuras na fotosfera onde o transporte de calor via convecção é suprimido por uma concentração de campo magnético, tornando-se mais frias.
As manchas também se relacionam diretamente com o que chamamos de ciclo solar, que determina os máximos e mínimos da atividade magnética na estrela por um período de 11 anos. Nos mínimos, há menos manchas (ou até nenhuma), enquanto os máximos são caracterizados pela formação dessas regiões preferencialmente perto do equador. Quando esses últimos ocorrem, nas regiões de manchas, há tendência a vermos explosões solares ou ejeções de massa coronal, liberações de plasma e partículas (vento solar) causadas por distúrbios no campo magnético. Podemos responsabilizar esses eventos pelas belas auroras boreais e austrais. Também podem causar, contudo, problemas em nossas comunicações e sistema elétrico. Por isso mesmo, nossa estrela está sempre sendo monitorada com atenção.
