O que SABEMOS sobre o SOL | Astrum Brasil

Imagine estar em uma colina tranquila, observando o céu explodir em uma sinfonia de cores enquanto o sol atinge o pico acima do horizonte. É um espetáculo diário que muitos fazem pouco caso. Os tons quentes de laranja, vermelho e rosa espalhando-se pelo céu. No entanto, este lindo nascer do sol é apenas o capítulo final da longa jornada da luz. Se traçarmos o caminho desses fótons do ponto final na retina na parte de trás do seu olho, pela atmosfera da Terra, através do vazio de 150 milhões de quilômetros que separa nosso planeta de sua estrela hospedeira. E finalmente, através das variadas e tumultuadas camadas dessa estrela, descobrimos a fonte do calor em seu rosto e as cores pintadas no céu. O núcleo do sol, um motor nuclear que está em fúria há 4 bilhões e meio de anos. Nascida em um bessário cósmico dos restos de estrelas antigas, a esfera brilhante de plasma escaldante que domina nosso céu é o produto de forças complexas que se desenrolaram ao longo de milênios. Então, vamos fazer uma viagem de volta no tempo, traçando as origens do sol, explorando suas camadas intrincadas e mapeando os elementos que compõem sua própria estrutura. Eu sou o Denis Ariel e você está assistindo ao Astro Brasil. Junte-se a mim hoje enquanto mergulhamos nas profundezas do nosso sol e aprendemos quais segredos estão por trás da cortina ofuscante da luz e do tempo. E se assiste meus vídeos há muito tempo, então é provável que o espaço seja uma paixão para você tanto quanto para mim. O espaço é realmente maravilhoso, cheio de belíssimos aglomerados e galáxias. incríveis planetas cometas com grandes caudas. É interessante assistir a vídeo sobre eles, mas você já sentiu vontade de ver todas essas coisas por si mesmo, com seus próprios olhos ou até mesmo fazer algumas descobertas por conta própria? E se você quiser fazer isso, precisará de um bom equipamento. 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Naquela época, em uma região relativamente tranquila da nossa galáxia, a Via Láctea, uma enorme nuvem de gás e poeira, conhecida como uma nuvem molecular gigante, flutuava silenciosamente pelo espaço. Esta não era uma nuvem comum, era imensa, possivelmente abrangendo centenas de anos luz de diâmetro com uma massa equivalente a milhões de sóis. Dentro desta nuvem estavam os restos dispersos de estrelas antigas que há muito tempo esgotaram seu combustível nuclear e explodiram como supernova, lançando seu enriquecido conteúdo no cosmos. Esta decomposição estelar inclui uma mistura de elementos como hidrogênio e hélio, os blocos de construção das estrelas junto com elementos mais pesados como carbono, oxigênio, nitrogênio e ferro. A presença desses elementos tornou esta nuvem molecular um solo fértil para a formação de novas estrelas e sistemas planetários. No entanto, uma nuvem tão massiva requer um gatilho para iniciar o colapso em cascata, que resulta no nascimento estelar. Os cientistas acreditam que esse gatilho pode ter sido uma onda de choque de uma explosão de supernova próxima que comprime partes da nuvem, fazendo com que ela se fragmente e colapse em regiões de maior densidade. Este colapso marcou o início da nebulosa pré-solar, a região densa dentro da nuvem molecular que eventualmente daria origem ao nosso sistema solar. Alguns cientistas até propuseram um nome para essa hipotética estrela explosiva, Coatliqui, nomeado em homenagem a deusa Azteca da Terra e da fertilidade, Quatlica o ciclo de morte e renascimento, onde neste caso a morte de uma estrela pode levar à formação de novas estrelas. À medida que o colapso gravitacional da nuvem molecular gigante progredia, não resultou em um único objeto massivo, mas sim fragmentado em múltiplos aglomerados densos. Esta fragmentação ocorre devido a um fenômeno conhecido como instabilidade de jeans, nomeado em homenagem ao físico britânico Sir James Jans. O comprimento de jeans é uma distância crítica dentro de uma nuvem na qual as forças da gravidade são equilibradas com a pressão natural do gás interno que mantém a nuvem sustentada. Quando uma sessão definida da nuvem excede o comprimento do jeans, ela entrará em colapso sobre si mesma. Diferentes regiões dentro da nuvem molecular excedem esse comprimento de jeans em momentos diferentes devido a variações na densidade de temperatura. À medida que essas regiões se tornam gravitacionalmente instáveis, elas entram em colapso para formar múltiplos núcleos protoestelares em oposição a um único corpo massivo. O núcleo protoestelar foi a primeira fase da vida do nosso Sol, que era reconhecidamente semelhante a uma estrela, se comprimindo em uma esfera cada vez mais apertada pelo punho cada vez mais cerrado de sua própria gravidade. O núcleo é cercado por gás e poeira em queda. À medida que mais material se acumula, o núcleo se torna mais denso e mais quente, preparando o cenário para a próxima fase da formação estelar, a protoestrela. Uma vez que um núcleo protoestelar se torna suficientemente denso e quente e ele evolui para uma protoestrela, a região central aqueceu até o ponto em que começa a emitir luz e calor da energia liberada pela contração gravitacional, mas seu núcleo ainda não atingiu as temperaturas necessárias para iniciar a fusão nuclear. Conforme a protoestrela continua a acumular material e crescer em massa, a pressão e a temperatura em seu núcleo aumentaram dramaticamente. Nosso solenu por meio desse estado embrionário de contração e aquecimento por milhões de anos, antes de eventualmente aumentar sua temperatura central para cerca de 10 milhões de graus, em que ponto os núcleos de hidrogênio começaram a se fundir em hélio. E com isso o sol nasceu. Neste estágio, o momento angular inato do material circundante que envolve a estrela infantil gera rotação. Uma nuvem deste tamanho sempre terá uma ligeira rotação. no universo é estacionário e a conservação do momento angular determina que a nuvem deve girar cada vez mais rápido, conforme ela comprime um espaço mais apertado, semelhante a como um patinador artístico girando acelera conforme encolhe os braços. Em torno do equador de rotação, parte do material está se movendo rápido o suficiente para permanecer em órbita. Mas mais acima e mais abaixo, o momento é insuficiente para resistir à atração voraz protoestrela e cai impotente em suas mandíbulas. E assim a nuvem se achata em um disco, um disco protoplanetário. Este disco é uma loteria cósmica. À medida que esfria esse funde, planetas, luas, asteroides e cometas serão implacavelmente criados e destruídos. Algum material será roubado de seu momento e cairá no sol, enquanto a matéria vizinha se tornará parte dos muitos corpos que compõe nosso sistema solar hoje. Com sua nova capacidade de fundir átomos de hidrogênio em hélio, o Sol poderia finalmente gerar energia para empurrar de volta as forças da gravidade que buscavam comprimi-lo ainda mais. A energia fluindo das reações de fusão criou uma pressão de radiação externa que equilibrou o polo gravitacional interno do gás, permitindo que a jovem estrela atingisse um estado estável conhecido como equilíbrio hidrostático. Nesse estado, a estrela não se contrai mais sob sua própria gravidade e entra em uma fase estável de sua vida, conhecida como sequência principal. Este ato de equilíbrio entre a pressão interna empurrando para fora e a gravidade esmagando é o eixo que define cada estágio do sol e de todo o seu ciclo de vida. Nós o vimos durante o colapso inicial e aqui enquanto ele se acomoda em uma estrela de sequência principal estável, será o pêndulo que eventualmente oscilará em direção à sua dramática morte. Por enquanto, vamos destrinchar o processo de fusão nuclear e como ele é capaz de manter um objeto tão massivo quanto o sol estável e constante por bilhões de anos. Para entender como a fusão nuclear ocorre no Sol, precisamos examinar as condições extremas presentes em seu núcleo. Hoje, as temperaturas atingem cerca de 15 milhões de graci e pressões mais de 250 bilhões de vezes à atmosfera da Terra. Neste caldeirão em chamas, átomos de hidrogênio são despojados de seus elétrons, formando um plasma composto de três prótons e elétrons. Sob tais condições intensas, esses prótons, normalmente repelidos por suas cargas elétricas positivas compartilhadas, são forçados a uma proximidade extremamente intensa. A força que geralmente os mantém separados é a força de Columbia, uma repulsão eletrostática entre partículas carregadas positivamente. É exatamente a mesma força que resiste quando você tenta empurrar as mesmas extremidades de um íã de barras juntas. Superar essa força é o principal desafio para que a fusão nuclear ocorra. Apesar da extrema energia cinética dos prótons no núcleo do Sol, a maioria das colisões ainda não é energética o suficiente para superar a barreira de Colômbia. Em condições normais, os prótons precisam de imensa energia para se aproximarem o suficiente para que a força nuclear forte os una. Essa barreira é tão significativa que os físicos, por volta do início da década de 1920, usando uma compreensão clássica de como as partículas interagem entre si, determinam que a fusão não deve ocorrer nas temperaturas e pressões encontradas no núcleo do Sol. Para resolver o quebra-cabeça, precisávamos de um modelo científico que explicasse muito dos fenômenos aparentemente impossíveis que observamos no universo, a mecânica quântica. A revolução da mecânica quântica na década de 1920 introduziu o conceito de partículas se comportando tanto como partículas quanto como ondas. Um desses fenômenos é o tonelamento quântico, onde as partículas têm uma certa probabilidade de passar por uma barreira, mesmo quando não tem a energia clássica necessária para superá-la. No núcleo do Sol, o tunelamento quântico permite que uma pequena fração de prótons contorne efetivamente a barreira de Columbe sem ter que escalá-la no sentido clássico. Mesmo que esses prótons não tenham energia cinética suficiente para superar a repulsão eletrostática diretamente, a mecânica quântica dá a eles uma chance de aparecer do outro lado da barreira. Para visualizar esse processo, considere um diagrama da barreira de Columbia. No diagrama, você verá uma barreira de alta energia, representando a força eletrostática repulsiva entre dois prótons em distâncias variadas. A energia necessária para escalar essa barreira é representada como um pico. Os cálculos de um físico clássico exigiriam que o Sol tivesse temperaturas altas em bilhões de graus Cus, milhares e milhares de vezes mais altas do que o núcleo do Sol para ultrapassar essa barreira. Mas a mecânica quântica permite a onda de probabilidade de um próton fazer um túnel através dessa barreira, aparecendo do outro lado, sem nunca ultrapassar o pico. Esse efeito de tonelamento é o que permite que a fusão ocorra em estrelas como o Sol, apesar da aparentemente intransponível barreira de Colômbia. Uma vez que um próton tem atravessado a barreira de Colômbia, ele chega perto suficiente de outro próton para que a força nuclear forte assuma o controle. A força nuclear forte, que é muito mais poderosa do que a força de Columbia, opera apenas intervalos muito curtos, na ordem de fentômetros, onde um fentômetro é igual a um quadrilhionésimo de 1 m, aproximadamente o tamanho de um único próton. A força nuclear forte une os prótons, mas este é apenas o primeiro passo de uma série de eventos nucleares conhecidos como cadeia próton próton. A reação em cadeia Próton Próton é a via de fusão dominante no Sol e em outras estrelas de tamanho similar, respondendo por aproximadamente 99% da produção de energia do sol. Começa com dois prótons livres se combinando para formar o delutério, um isótopo pesado de hidrogênio, junto com a emissão de um pósitron e um neutrino. Esta etapa é rara, mas essencial, pois permite que o processo de fusão continue. O delutério então se funde rapidamente com outro próton para formar o Hélio3, liberando um fóton de alta energia, um raio gama. Na etapa final, dois núcleos livres de hélio colidem e se fundem para formar o hélio 4, liberando dois prótons e uma quantidade significativa de energia na forma de radiação. Embora a cadeia Protóton Próton seja o processo de fusão dominante no Sol, há outro caminho em jogo, particularmente em estrelas mais quentes e massivas que o nosso Sol. Este caminho é conhecido como ciclo CNO, abreviação de carbono, nitrogênio, oxigênio. Neste ciclo, núcleos de carbono, nitrogênio e oxigênio agem como catalisadores para fundir prótons em hélio. O ciclo CNO é mais eficiente em temperaturas mais altas e contribui apenas como uma pequena porcentagem da produção de energia do nosso sol. A energia produzida nessas reações de fusão vem de uma pequena quantidade de massa sendo convertida em energia, conforme descrito pela famosa equação de Einstein. No processo de fusão, a massa do núcleo de L4 resultante é ligeiramente menor que a massa combinada dos quatro prótons originais. Essa massa perdida não é perdida, mas sim convertida em energia que irradia para fora do sol. A cada segundo, o Sol converte cerca de 4,3 milhões de toneladas de sua massa em energia. Isso mesmo, o sol está perdendo massa o tempo todo. Para colocar isso em perspectiva, isso é o equivalente a massa de cerca de 3 milhões de carros, sendo transformada em energia pura a cada segundo. Essa é a energia que, em última análise, alimenta o sol e fornece a luz e o calor que chegam à Terra. Mas antes que esses fótons que saem dessas reações possam chegar à Terra e a tudo mais no sistema solar e além, eles primeiro devem escapar dos 700.000 km de interior solar caótico acima deles. Para realmente compreender a complexidade do Sol e suas camadas estratificadas, vamos seguir um único fóton, uma partícula de luz, desde sua criação, dentro de uma reação próton próton até a superfície. Esta jornada é tudo menos direta. Na verdade, levará milhares, senão centenas de milhares de anos para que este fóton complete sua jornada, passando por várias camadas distintas do sol, cada uma com suas propriedades e comportamentos únicos. Como já descobrimos, a jornada do nosso fóton começa no núcleo, uma região que abrange cerca de 25% do raio do sol, mas contém quase metade de sua massa total. E como também ouvimos, o núcleo é incrivelmente denso em torno de 160 g por cm c. É mais de 20 vezes mais denso que o ferro. Para colocar isso em perspectiva, se seu telefone fosse feito de um material tão denso, ele pisaria tanto quanto uma marreta resistente. Para nosso fóton, isso significa que o ambiente é tão compactado com partículas que não pode viajar muito antes de ser absorvido pela partícula vizinha. Claro, não muito tempo depois, essa partícula irá embalar os sacos de fótons e enviá-los para fora da camada do núcleo para outra partícula capturar e liberar em alguma outra direção aleatória. É um pouco como tentar navegar por uma multidão densa, onde a cada poucos passos você esbarra em alguém e tem que mudar de direção. Essa interação constante de absorção e reemissão é o que dá o núcleo sua natureza caótica, resultando em uma jornada para um fóton que é mais uma caminhada aleatória do que um caminho direto para fora. Este movimento aleatório de fótons é uma reminiscência do movimento broniano, onde partículas suspensas em um fluido se movem erraticamente devido a colisões com moléculas menores e de movimento rápido. E não há preferência pela direção em que um fóton poderia voar de volta para fora de uma partícula que o havia acabado de absorver. Em teoria, um fóton poderia chegar até a superfície do sol antes que o acaso direcione de volta para o núcleo. Para aumentar a complexidade, como os fótons são continuamente absorvidos e rememitidos, o grau de energia diminui geralmente de raios gama para raios X e eventualmente para luz visível, conforme se movem em direção às camadas externas do sol. Entender os processos que ocorrem dentro do núcleo do Sol tem sido um esforço desafiador para os astrônomos. O núcleo é completamente obscurecido pelas camadas externas do Sol, o que significa que não podemos observá-lo diretamente através de nenhuma forma de luz. Em vez disso, os cientistas desenvolveram métodos engenhosos para inferir a dinâmica do inferno rugindo abaixo. Uma das principais técnicas é o estudo da heliosismologia, a observação da propagação de ondas pela superfície do Sol. Assim como os sismólogos estudam terremotos para entender o interior da Terra, ele os sismologistas medem as vibrações da superfície do Sol causadas por ondas de pressão que viajam através de seu interior. Essas ondas são influenciadas pela temperatura, densidade e composição das camadas do sol, permitindo que os cientistas construam modelos do que está acontecendo lá no fundo. Neutrinos solares, partículas subatômicas elusivas sobre as quais falei em um vídeo anterior, também são liberados durante as reações de fusão no núcleo do sol. Neutrinos interagem tão fracamente com a matéria que podem viajar direto para fora do sol em apenas 2 segundos, dificilmente cientes do emaranhado em que seus equivalentes de fótons estão presos. Por décadas, detectores de neutrinos solares na Terra mediram menos neutrinos do que o previsto por modelos teóricos, levando ao que era conhecido como problema dos neutrinos solares. Não foi até que os cientistas descobriram que os neutrinos mudavam suas propriedades ou sabores em sua jornada para a Terra, que o mistério foi resolvido, confirmando tanto a nossa compreensão da posição da física de partículas quanto os processos nucleares no interior do Sol. Em seguida, o fóton entra na zona radioativa que se estende da borda do núcleo até cerca de 70% do raio do sol. Aqui as temperaturas caem gradualmente de 15 milhões de graus para cerca de 2 milhões de graus. A densidade da matéria também cai indo de aproximadamente a densidade do ouro nas profundezas da zona para menos que a água perto do topo. O método dominante de transporte de energia ainda é esse processo de fótons deslizando pela camada, carregando sua energia em média em direção à superfície. E como a densidade do plasma continua a diminuir conforme nos movemos para fora, nosso fóton tem um pouco mais de espaço de manobra, capaz de saltos maiores entre interações. Mas mesmo aqui fora do núcleo, o material do sol ainda é tão opaco que até mesmo alguns centímetros poderiam bloquear tanta luz quanto centenas de metros. Somos capazes de imaginar modelos tão precisos do interior do Sol por causa de modelos como modelo solar padrão ou SSM. É uma estrutura matemática baseada nos princípios de equilíbrio hidrostático, conservação da energia e transferência radioativa. Essencialmente usando nossa compreensão de como materiais e fluidos se comportam aqui em nossos laboratórios na Terra para inferir as propriedades de um lugar fora do nosso alcance. O SSM modela como a energia é passada entre partículas em suas equações complexas, descrevendo como os fótons são transportados através do plasma denso. Isso nos permite calcular o quão transparente o material solar é a radiação em diferentes temperaturas e densidades. A partir daí, podemos descobrir onde a zona radiativa termina e a próxima camada começa. Esta é uma das minhas coisas favoritas sobre matemática. Ela nos permite explorar ambientes que nunca podemos visitar, quase como o tonelamento quântico permite que os prótons saltem sobre a barreira de Columbe e produzam os fótons que estamos seguindo agora. À medida que nosso fóton se aproxima do limite superior da zona radia, ele entra na tacoclina, uma fina camada de transição, onde a zona radioativa encontra a próxima camada, a zona convectiva. A tacoclina é um ambiente de extremo contraste, onde a relativa uniformidade da zona radiativa encontra a fervente borbulhante zona convectiva. As condições estranhas nesta camada extremamente fina provavelmente desempenham um papel fundamental no dinamo solar que gera o campo magnético do sol. A tacoclina torce e amplifica o campo magnético, moldando as manchas e erupções solares que definem a superfície da estrela. Atravessando a fina tacoclina, nosso fóton chega à zona convectiva, se estendendo de cerca de 70% do raio do sol para logo abaixo da superfície visível. a fotosfera, onde as temperaturas caíram para menos de 2 milhões de graus C. Agora, o plasma solar não é mais denso o suficiente para transferir energia efetivamente por radiação. Em vez disso, o plasma se torna instável e começa a se mover em correntes de convexão massivas, muito parecidas com água fervente em uma panela. O plasma quente sobe em direção à superfície em grandes células chamadas grânulos. Esses grânulos com diâmetros de milhares de quilômetros surgem sob seu poder de flutuação a velocidades de centenas de metros por segundo, como uma bola de praia que você força para baixo da água, correndo para a superfície enquanto se contorce por baixo de você. A força necessária para mover esse volume de matéria contra a gravidade do Sol é espantosa. Imagine a força de 10 bilhões de furacões e você estaria apenas começando a chegar perto da energia necessária. Este processo convictivo move a energia muito mais eficientemente do que a zona radioativa, criando turbulentas e rolantes ondas de plasma que se agitam vigorosamente. Esta é uma mudança significativa em como a energia é transportada. Enquanto os fótons ainda interagem com partículas, o mecanismo primário de transferência de energia na zona convectiva não é mais a absorção e reemissão aleatórias entre partículas, conhecida como difusão radioativa, mas sim o movimento do plasma quente subindo e do plasma mais frio descendo. Este movimento de convexão carrega energia para fora de forma mais eficiente do que a zona radioativa. Ao atingir o topo da zona convectiva, o fóton é levado para a fotosfera, a superfície visível do sol. As temperaturas agora esfriaram para cerca de 5500ºC e o plasma afinou o suficiente para que os fótons escapem sem serem constantemente reabsorvidos. É desta fina camada de aproximadamente 500 km de profundidade que a luz que vemos do sol é emitida. Acima fica apenas a coroa estelar, que em si é um ambiente fascinante, mas apenas cerca de um bilhonésimo da densidade da fotosfera e, portanto, não é um grande obstáculo para o nosso fóton. É incrível como um objeto como sol, que muitos chamam de bola de gás, pode ter um limite tão nítido. Mas a fotosfera é onde o nosso fóton finalmente se liberta, viajando na velocidade da luz e começando sua jornada pela vastidão do espaço. Nosso amigo neutrino, que foi criado ao mesmo tempo, já está há muito tempo fora da Via Láctea. [Música] Desde que se estabeleceu em sua fase estável de sequência principal, a fusão nuclear alterou as forças das camadas do Sol, aumentando gradualmente seu brilho ao longo de bilhões de anos. Isso ocorre porque o processo de fusão inevitavelmente leva a mudanças na composição, densidade e temperatura do núcleo do sol, o que por sua vez afeta o comportamento geral e o futuro da nossa estrela. À medida que o hidrogênio se funde em hélio, o hidrogênio gradualmente se esgota no núcleo e as cinzas de hélio começam a se acumular. Ao contrário do hidrogênio, que prontamente sofre fusão nas temperaturas atuais do núcleo do sol, o hélio requer temperaturas muito mais altas para se fundir. À medida que a abundância de hélio aumenta, o núcleo se torna mais denso. Os núcleos de hélio são mais massivos do que os núcleos de hidrogênio. E à medida que mais hélio se acumula no núcleo, a densidade geral aumenta. Ao mesmo tempo, como o hélio não está se fundindo e criando energia, ele não contribui para a pressão de radiação externa que contrabalança o imenso polo gravitacional do sol. O resultado é que a gravidade começa a dominar, fazendo com que o núcleo se contraia ainda mais. Para evitar o colapso sob sua própria gravidade, o sol deve aumentar sua temperatura central à medida que o hélio se acumula. O núcleo mais quente acelera a fusão de hidrogênio porque as taxas de fusão nuclear são extremamente sensíveis à mudanças de temperatura. Este aumento na fusão libera mais energia e que resulta em uma estrela mais brilhante e restaura temporariamente o equilíbrio entre gravidade e pressão de radiação. Por meio desse processo, a produção de energia do sol aumentou em cerca de 30% ao longo de sua vida útil e essa tendência continuará por bilhões de anos. Enquanto a fusão de hidrogênio dominar no núcleo, na zona radioativa, as camadas ficaram mais quentes e mais opacas. O aumento da temperatura do núcleo significa que mais fótons energéticos são produzidos, que são mais propensos a interagir com o plasma circundante e a girar em círculos. Como resultado, essa zona se tornou menos eficiente em irradiar energia para fora, aprisionando fótons por mais tempo antes que eles possam continuar a sua fuga. A zona convectiva também se expandiu ligeiramente ao longo do tempo devido ao aumento na produção de energia. À medida que o sol continua a queimar seu combustível de hidrogênio pelos próximos 5 bilhões de anos, seu núcleo acabará ficando sobrecarregado com um hélio inerte, que não pode mais sustentar a fusão sobre sua própria pressão. Quando isso acontecer, o Sol evoluirá para uma gigante vermelha, expandindo-se dramaticamente e engolfando seus planetas internos, incluindo Mercúrio e Vênus, e possivelmente a Terra. Nesta fase, o núcleo se contrairá e se aquecerá até que se inflame em um flash de hélio, iniciando a fusão do hélio em elementos mais pesados, como carbono e oxigênio. Mais uma vez balançando o pêndulo entre o implacável martelar gravitacional e as forças de resistência da energia do núcleo. Este processo criará novas camadas e fará com que o sol encha ainda mais antes de se desfazer de suas camadas externas para formar um remanescente fantasma agórico, uma nebulosa planetária. O núcleo que resta esfriará e desaparecerá, tornando-se uma nã branca, uma brasa densa do tamanho da Terra, de um fogo outrora intenso. [Música] Com isso, já temos uma visão geral do passado, presente e futuro do nosso sol. Mas há lados do sol que ainda não exploramos e muitos mistérios ainda se escondem sob sua luz brilhante. Mas às vezes o segredo para entender algo está em aprender a vê-lo de forma diferente. A luz visível não é o único comprimento de onda de luz existente. E graças ao avanço da tecnologia moderna, agora podemos ver o sol usando luz infravermelha, raio X e outros espectros. E ao fazer isso, revelamos algumas das belezas mais intensas do sol e suas características mais impressionantes. [Música] Por onde começar? Acabamos de seguir um fóton do centro do sol até suas extremidades externas, mas agora vamos fazer o inverso. Assim como comer uma fruta, começando pelas camadas externas e avançando, vamos começar nossa investigação com a camada mais externa da atmosfera do Sol, a coroa solar. A imagem a seguir foi capturada pelo satélite observatório de dinâmica solar ou SDO, uma missão espacial da NASA lançada em fevereiro de 2010. O SDO tem como objetivo compreender melhor as variações solares que influenciam a vida na Terra e nossos sistemas tecnológicos, estudando a dinâmica superfície solar e a atmosfera em diferentes comprimentos de onda eletromagnéticos. Ao observar a luz além do alcance visível, o SDO conseguiu identificar detalhes cruciais para a nossa compreensão do Sol. Esta imagem foi registrada usando um comprimento de onda de 19,3 nanôm, representando a luz encontrada nos extremos da região ultravioleta. Em um comprimento de onda correspondente a uma temperatura de cor de 1 milhão de Kelvin, podemos ver claramente a região superior da coroa solar. Curiosamente, a coroa do sol também pode ser vista a olho nu em raras ocasiões, como durante um eclipse solar total. Quando a Lua está breve e perfeitamente alinhada entre a Terra e o Sol, a visão do disco central mais brilhante, conhecido como fotosfera, fica totalmente bloqueada, revelando um radiante exterior. Embora seja uma visão de tirar o fôlego, a coroa solar ainda não está nem perto de ser tão detalhada quanto nesta imagem capturada pelo SDO. Isso torna uma ferramenta muito útil para estudos científicos. Vamos nos aprofundar um pouco mais nas características do sol logo abaixo da coroa. Há uma temperatura de cor de 20 milhões de Kelvin, os pontos intensamente vívidos indicam eventos conhecidos como erupções solares. Aqui estão algumas imagens de uma semana particularmente movimentada com explosões em agosto de 2022. Sempre achei as explosões solares aterrorizantes e hipnotizantes. São explosões colossais onde o sol emite uma imensa quantidade de radiação eletromagnética. São causadas quando os campos magnéticos se cruzam, distorcem e se reorganizam rapidamente. Essa atividade é criada pela natureza turbulenta do plasma dentro do próprio sol, de onde os campos se originam. Explosões solares ejeções de massa coronal são eventos altamente energéticos na escala de milhões de armas nucleares em um único instante. Os eventos de reconexão magnética que os causam podem enviar grandes quantidades de radiação, no caso de erupções solares e matéria para dentro e para longe do sol. No caso das injeções de massa coronal, milhões de toneladas de material carregado voam do sol a centenas ou até milhares de quilômetros por segundo, mas não são a única característica da atmosfera solar a liberar a radiação. Buracos coronais indicados aqui por esta região mais escura do Sol é outra característica fascinante que examinaremos mais de perto usando luz ultravioleta extrema. Buracos coronais são áreas de plasma mais frio e menos denso e magneticamente abertos. O que significa que em vez de formar circuitos fechados que voltam à superfície, as linhas de campo viajam para fora através do sistema solar. Essas áreas permitem que as partículas do vento solar escapem mais facilmente para o espaço. Quando esses ventos solares são direcionados e colidem com a magnetosfera da Terra, belas luzes da aurora dançam no céu noturno nas regiões polares. O uso da luz ultravioleta nos dá uma visão muito melhor dessas fascinantes características das camadas externas do sol. A luz do espectro não visível é uma ferramenta incrível e há muitas características diferentes nas camadas externas do sol para serem observadas. Existem filamentos solares, também conhecidos como proeminências solares, os grandes loopes de plasma que se elevam da superfície do Sol. E esses enormes loops são grandes o suficiente para fazer a Terra aparecer uma pequena partícula e podem se estender por centenas de milhares de quilômetros no espaço. Eles podem se formar em apenas um dia, mas uma proeminência estável pode permanecer na coroa por vários meses. Neste exemplo, observamos como uma proeminência serpenteia para fora da fotosfera e entra na atmosfera do Sol. Embora esse vídeo seja acelerado de modo que os minutos pareçam segundos, quando você considera o tamanho da proeminência, fica claro com que rapidez os intensos campos magnéticos do Sol estão fazendo com que esse material se mova. Um fato que você talvez não saiba sobre a atmosfera solar é que às vezes chove por lá. Nem todo o plasma carregado, disparado na coroa do sol continua por todo o sistema solar. parte permanece na coroa ficando preso e resfriado até cair de volta à superfície do sol como uma brilhante chuva. Esta chuva coronal é linda de se ver, mas melhor observada a distância ainda tem milhões de graus cus. É claro que cair suavemente de volta à superfície do sol é apenas o destino de parte do plasma solar. É aqui que a comparação com a Terra termina. Afinal, na Terra as nuvens não se rompem como um elástico solto, disparando para o espaço. O sol, graças aos campos magnéticos fortemente enrolados, é exatamente o que acontece. Este é um timelapse de uma injeção de massa coronal. Observe como a estrutura se forma na parte inferior esquerda do sol por algum tempo, antes de finalmente quebrar e enviar bilhões de toneladas de plasma por todo o sistema solar. Mesmo com o campo magnético da Terra, ser atingido por uma poderosa rejeção de massa coronal poderia ser devastador para nossos satélites e redes elétricas. Todas essas estruturas são fotografadas pelo SDO, utilizando um comprimento de onda de luz de 30 nanômpoleta extrema do espectro eletromagnético. Um momento oportuno para registrar esses recursos, já que são mais comuns em determinados anos do que em outros. Na verdade, cada estrutura depende da atividade do Sol, alternando em torno de um ciclo solar de 11 anos. Mas há mais para aprender. Assim como o uso da luz visível e ultravioleta nos mostra aspectos diferentes quando olhamos para o mesmo recurso, o uso de dois comprimentos de onda diferentes de luz não visível também pode ser revelador. Para demonstrar isso, deu uma olhada nessas duas imagens da coroa solar. Capturadas no mesmo período, as duas imagens a seguir usam dois comprimentos de onda de luz diferentes. A primeira, fotografada a uma temperatura de cor de 600.000 Kelvin, retrata coroa silenciosa e apresenta loops coronais. A segunda fotografada a uma temperatura de cor de 2 milhões de Kelvin mostra as regiões ativas muito mais quentes da coroa. A comparação nítida entre as duas imagens destaca a importância de usar abordagens diferentes ao investigar a estrela. O que inicialmente pode parecer um fenômeno solar singular pode ser revelado como uma entrelaçada e complexa cadeia de eventos. E tecnicamente ainda não conseguimos atravessar a atmosfera do sol. Aprofundando ainda mais, vamos dar uma olhada em outra imagem produzida pelo SDO, utilizando um comprimento de onda de luz de 160 nanôm, desta vez da região de transição. A região de transição solar é uma camada que fica entre a coroa e a cromosfera, a camada mais baixa da atmosfera do Sol. É uma camada muito rasa, com aproximadamente 100 km de espessura. Nesta região, a temperatura do Sol aumenta drasticamente de cerca de 8.000 para 500.000 e o Kelvin. Para uma comparação terrestre, a lava ferozmente escaldante de um vulcão no Havaí tem 170ºC ou 1443 Kelvin. A temperatura na extremidade inferior e mais profunda da região de transição é quase seis vezes mais quente do que isso. Na extremidade superior da região de transição, a temperatura é 346 vezes mais quente. Viajando ainda mais fundo, nos encontraremos imersos na cromosfera do Sol, que é a última camada da atmosfera antes de alcançarmos a própria superfície do Sol. Fotografado aqui usando luz ultravioleta de 170 nanôm, estima-se que tem aproximadamente 1700 km de espessura. Inspeionando de perto a cromosfera, identificamos algumas fascinantes características conhecidas como espícolas. Balançando como grama longa e ondulada ao vento, esses longos jatos de plasma disparam para cima a partir da superfície do sol a velocidades de até 100 km/s aproximadamente 282 vezes mais rápida que a velocidade do som e pode atingir comprimentos de quase 10 km mais alto que o Monte Evereste, formando-se e desaparecendo em cerca de 5 a 10 minutos em média os processos por trás dessas espícolas eram amplamente desconhecidos e debatidos por algum tempo, já que não estava claro como partículas magneticamente carregadas poderiam escapar dos campos magnéticos do Sol nesse nível. Isso até 2017, quando uma equipe de cientistas trabalhando em um modelo extremamente detalhado das espículas descobriu que suas origens devem estar relacionadas a partículas neutras. Os cientistas não incluíram originalmente partículas neutras em seus modelos do sol. pois não achavam que elas afetassem o movimento de partículas magneticamente carregadas. Mas uma vez adicionadas, descobriu-se que as partículas neutras deram às partículas magneticamente carregadas a flutuabilidade inesperada de que precisavam para escapar do plasma e disparar em espícolas. Descendo ainda mais pela atmosfera inferior do Sol, finalmente alcançamos a fotosfera, a superfície do próprio sol, que é melhor visualizada usando luz visível. Embora a borda da fotosfera pareça nítida e precisa, como costuma acontecer a olho nu, e isso se deve simplesmente à distância que o sol está. O próprio sol não é nada sólido. Como é muito quente para que a matéria exista no estado sólido, líquido ou gasoso em qualquer região, ela só pode ser plasma. Referido como quarto estado da matéria, estimado em 99,9% de toda a matéria do universo. O plasma tende a se comportar muito como gases, exceto que é composto de uma mistura de átomos ionizados e elétrons livres. A fotosfera é a camada mais externa nesta imagem, com cerca de 400 km de espessura. Não é um limite fixo e sólido do sol, ao contrário do que a imagem possa sugerir. E, infelizmente, é a camada mais profunda da estrela que os cientistas podem medir diretamente. Olhando mais de perto, você poderá notar algumas manchas escuras no lado esquerdo. Elas são conhecidas como manchas solares e parecem mais escuras do que outras partes da fotosfera devido à suas temperaturas mais frias. Mas isso é apenas em comparação com o ambiente escaldante ao redor. Ao contrário dos buracos coronais, as manchas solares se formam em áreas onde os campos magnéticos são particularmente poderosos. Aqui o calor fica preso abaixo da fotosfera devido à diminuição da convexão dentro dessas áreas. Ao comparar esta imagem do Sol com uma anterior capturada usando luz ultravioleta extrema durante o mesmo período, emerge uma nítida conexão entre esses recursos. As cativantes, erupções e manchas solares coincidem no mesmo local. Olhando abaixo da superfície, fica claro que uma deve levar à outra. As manchas solares podem ter entre 15 e 160.000 km de tamanho, várias vezes o tamanho da Terra. Agora vamos dar uma olhada mais de perto em algumas manchas solares semelhantes. Este registro foi feito usando o telescópio solar sueco baseado aqui na Terra e usando um comprimento de onda de luz visível de aproximadamente 400 nanôm. Ao lado e ao redor das manchas solares, a fotosfera está saturada com essas células com bordas irregulares e que mudam de forma infinitamente, que não parecem muito diferentes da lava à medida que esfria. No entanto, essas células têm cerca de 1000 km de largura e são conhecidas como grânulos solares. Considere-os a camada superior de uma célula de convexão agitada por baixo. As áreas mais brilhantes dentro de cada grânulo representam fluído de temperaturas inimagináveis subindo de dentro da camada interior superior do Sol até sua superfície. Ao atingir esse limite, o fluído não tem outro lugar para ir, exceto para se espalhar e atravessar. Após o resfriamento gradual, o fluído afunda de volta através dos limites ásperos e escuros que circundam cada célula antes de repetir o ciclo novamente. Este processo se assemelha muito às correntes de convexão dentro do manto da Terra, responsáveis por impulsionar as placas tectônicas. E este processo é violento. Embora em média estime-se que cada grânulo dure apenas 20 minutos, o fluxo dentro da células atinge velocidades supersônicas de mais de 7 km/s, gerando ondas de impacto na superfície solar. Curiosamente, esses grânulos também podem ser observados na visualização completa do disco que vimos anteriormente, utilizando o mesmo comprimento de onda da luz visível. Você pode pensar que esta imagem parece bastante granulada para uma sonda espacial de alta tecnologia. E você está certo, é verdade. Não se trata de um efeito de processamento ou excesso de ruído na imagem, mas sim o detalhe dos grânulos da fotosfera do sol. Infelizmente, nossa jornada termina aqui, pois os cientistas ainda não descobriram como criar imagens mais profundas do sol, usando luz visível ou não visível. Muito do que está além dessa camada permanece envolta em mistério, mas podemos ver os benefícios de usar luz de todos os diferentes espectros em nosso estudo do sol. O sol está repleto de atividade e grande parte dela seria invisível para nós se não fosse por essas técnicas de imagem. Grande parte do que acontece dentro do sol é indetectável para nós, mas sua influência em nossas vidas não é menos sutil. Se eu lhe dissesse que os ciclos do Sol podem afetar toda a sua vida, você pode pensar que de repente eu estou me afastando da astronomia e entrando na astrologia. Embora existam muitas pessoas no mundo que acreditam que você pode aprender coisas sobre o seu futuro, estudando a posição das estrelas e dos planetas, essa não é uma posição que assumimos neste canal. Estou mais interessado na beleza do espaço e nos mecanismos que explicam porque ele é do jeito que é. Mas às vezes há um fundo de verdade por trás até mesmo das histórias mais surpreendentes. Então, permita-me fazer algumas previsões. Embora não seja um escritor de horóscopos, vou prever que com base no estado atual do Sol, nos próximos anos, talvez tenhamos problemas de saúde, uma tecnologia menos confiável, um clima mais quente e menos nuvens e possivelmente sermos influenciados de outras maneiras surpreendentes. Como eu sei disso? Acontece que o nosso sol, aquela bola gigante brilhante em nosso céu, não é apenas o lugar de onde obtemos nossa energia. A ciência está começando a mostrar que seus ciclos de 11 anos podem ser apenas o metrônomo que mede como a vida em nosso planeta funciona. Como isso é possível? Deixe-me explicar. Não é nenhuma surpresa que o Sol seja influente na vida da Terra, embora em muitos aspectos é o responsável pela origem da vida. A vida na Terra precisa de energia e o sol frequentemente provê o necessário para a vida prosperar. Luz para plantas, plantas para herbívoros, herbívoros para carnívoros em toda a cadeia alimentar. É difícil encontrar algo na Terra que possa viver sem o nosso sol. Mas além da dádiva dessa energia que sustenta a vida, é fácil pensar no sol como algo estático. Nós o vemos subir e descer no céu, mas raramente notamos que ele sofre qualquer tipo de mudança. Isto, no entanto, é uma ilusão. O sol muda o tempo todo. Já abordamos muito disso. O sol é um mar fervente imutável de plasma, frequentemente não contido. O Sol opera em um ciclo de 11 anos que alterna entre um período de baixa atividade, o mínimo solar, e até um nível muito mais alto, o máximo solar, e vice-versa. Manchas solares, erupções solares e ejeções de massa coronal se tornam mais comuns durante o máximo solar. um aumento de 50 vezes na probabilidade de uma explosão solar durante o máximo em seu ciclo do que em comparação com seu mínimo. E grandes rejeções de massa coronal passam de acontecer uma vez a cada poucos dias para várias vezes em um único dia. Isso é conhecido como ciclo de Shoabe. Curiosamente representa a metade de um ciclo maior conhecido como ciclo de Heil, que mapeia as mudanças na polaridade magnética do Sol. Uma vez a cada ciclo de Choab, a cada 11 anos, os polos magnéticos norte e sul do sol trocam de lugar. Quando ocorre outro ciclo de choab, os polos trocam novamente. Esse constante aumento e queda dos níveis de energia solar percorre nosso sistema planetário subindo e descendo como um batimento cardíaco. E surpreendentemente, mesmo que não possamos vê-lo, nós aqui na Terra seguimos seu ritmo. Não entendemos realmente porque o Sol passa por esse ciclo. está claramente relacionado aos processos magnéticos que existem dentro do próprio Sol. No entanto, embora tenhamos observado esses ciclos em ação nos últimos 200 anos, com evidências da sua influência na Terra nos últimos 10.000 anos, ainda não estamos mais perto de descobrir porque o ciclo do Sol tem uma duração com esse período específico. Que força o impulsiona? Na falta de qualquer resposta óbvia, alguns cientistas tentaram conectar o comprimento orbital de Júpiter, também em cerca de 11 anos para a duração desse ciclo. Mas isso pode facilmente ser uma coincidência. Embora Júpiter represente 2,5 vezes a massa combinada de todos os outros planetas do sistema solar e definitivamente exerce alguma atração gravitacional sobre o Sol, sua órbita não pode explicar as variações aparentemente aleatórias que o Sol sofre. Muito do que acontece dentro do Sol é um mistério para nós, mas sua influência na Terra, isso é muito mais fácil de perceber. Começa com o espaço que nos rodeia. O espaço é cada vez mais importante para a civilização moderna. Então, não deveria ser surpreendente que gestões de massa coronal e tempestades solares, que fluem do sol com mais regularidade tenham um impacto em nossa tecnologia espacial. Cientistas são capazes de prever a chegada de uma tempestade solar, conhecida como tempestade geomagnética no momento em que chega a Terra com dias ou até semanas de antecedência. Isso permite que os astronautas entrem em abrigos seguros para se esconderem de aumentos prejudiciais nos níveis de radiação e permite que o delicado sistema do satélite seja desligado para evitar avarias. Isso é importante, pois a radiação solar pode causar a formação de correntes elétricas inesperadas na fiação e sobrecarregar sistemas. Mas há outro aspecto das tempestades geomagnéticas que você talvez não espere. Toda essa radiação tem impacto na própria atmosfera. Ela aquece, embora só um pouco. À medida que a atmosfera aquece, ela se expande e isso tem um impacto em nossos satélites. No vácuo do espaço não há arrasto, então os objetos podem orbitar praticamente para sempre. Mas em órbita baixa da Terra, onde uma pequena quantidade de atmosfera e o arrasto se fazem presente, cerca de quatro vezes por ano, os satélites precisam gastar combustível para corrigir suas órbitas. Mas quando uma tempestade geomagnética ocorre, a atmosfera se expande e os satélites de baixa órbita, devido ao atrito repentino, têm que manobrar a cada duas ou três semanas para evitar a queda. E isso nem sempre é o suficiente. Em 1989, houve uma tempestade geomagnética tão poderosa que derrubou uma sonda da NASA quando um aumento na atmosfera de repente a desacelerou. Ironicamente, essa missão estudava explosões solares. Este não é um incidente isolado. O Norad ou comando de defesa aeroespacial da América do Norte precisa realocar centenas de satélites após cada tempestade geomagnética, pois eles são retirados de suas antigas órbitas. A radiação também pode influenciar nossa ionosfera, enchendo-a com plasma carregado. Isso pode ter um leve efeito de lente em nossos sistemas GPS, reduzindo sua precisão de 1 m para mais de 10 m. Na próxima vez que você olhar no Google Maps e ele apontar que você está em uma outra rua ao lado, a culpa pode ser de uma tempestade geomagnética. Nossas redes elétricas se preparam a cada 11 anos para o aumento desses eventos indutores de corrente para evitar que fiquem sobrecarregadas. Entusiastas do rádioadorismo e pilotos de avião, na verdade, apreciam esse fenômeno. Eles aproveitam essas condições atmosféricas fortalecidas, rebatendo sinais, como pedras saltando sobre um lago, aumentando significativamente sua distância em altas frequências de rádio. Ainda assim, para todos que não gostam de rádioismo, como previ antes, tudo isso resulta em uma tecnologia menos confiável e o fato de que o próximo máximo solar ocorre em 2025 me deixa bastante confiante em minha profecia. Há alguns aspectos positivos nisso tudo. À medida que o clima espacial se torna mais turbulento, partes do mundo como o Canadá vem um aumento no número de hipnotizantes auroras dançando no céu. Os caçadores de auroras relatam aumentos nos avistamentos, de algumas vezes por ano até duas vezes por mês durante as partes mais energéticas do ciclo de 11 anos do Sol. O sol tem um grande impacto no espaço e em nossa tecnologia. E você pode pensar que isso é tudo. O ciclo do sol não fará muita diferença em nada vivo, certo? Infelizmente não. Não é à toa que o resto de minhas previsões menciona problemas de saúde. Há evidências crescentes de que os ciclossolares podem até mesmo influenciar os ecossistemas e as próprias espécies, incluindo humanos. Parte disso é incidental. Quando o ciclo de Chua está no mínimo solar, o sol exerce menos pressão através de seus ventos solares, o que significa, ironicamente, que obtemos menos proteção da nossa iliosfera contra a radiação cósmica. Esta forma de radiação é altamente energética e felizmente filtrada por nossa atmosfera, mas alcançar a atmosfera já é o suficiente para produzir um efeito. Existe uma teoria, embora ainda longe de ser acertada, de que essa radiação extra poderia estar criando locais de nucleação na atmosfera que semearia nuvens extras, influenciando o nosso clima. Mesmo que isso não esteja ocorrendo durante o máximo solar, o clima espacial que atinge nossa atmosfera pode aumentar ligeiramente as temperaturas globais. Mais uma previsão acertada, um aquecimento do clima. Não muito, deve-se dizer menos de grau e a temperatura sempre volta ao ponto inicial, mas é suficiente que seja perceptível para as espécies sensíveis à temperatura, por exemplo, para decidir quando começar a época de acasalamento. Estudos com aves mostraram que nos anos mais quentes a postura de ovos ocorre mais cedo. Curiosamente, um estudo publicado em 2009 por pesquisadores da Holanda chegou ao ponto de mostrar que os tempos de postura dos chapins azuis também foram afetados pelo número de manchas solares ocorridas que até os pesquisadores acharam difícil de explicar. Não é como se os pássaros pudessem olhar para o sol para ver quantas manchas solares existem. No entanto, parece existir uma ligação de acordo com cinco grupos de alinhamento que foram analisados. Isso não é algo que afeta apenas os chapins azuis ou mesmo espécies como os pombos correios, que são sensíveis às flutuações magnéticas e que voam em rotas diferentes, dependendo da época do ciclo de 11 anos. Estou falando sobre o último ponto não mencionado em minhas previsões, problemas de saúde. Existem numerosos estudos sobre como os ciclos solares podem nos influenciar. Em 2011, um estudo abrangido duas décadas com quase 1/3 das mulheres na Holanda descobriu um pico em seis patologias cervicais que ocorreram logo após o máximo solar, quando a radiação do Sol estava atingindo com mais força. O mesmo estudo também avaliou um homem durante o mesmo período, o que reconhecidamente representa um número muito menor de candidatos. Ainda assim, foi interessante observar que o homem experimentou ligeiras elevações na temperatura oral, na pulsação, pressão arterial e frequência respiratória, que também ocorreram logo após o máximo solar. E não é algo apenas físico, existe até uma influência na taxa de transtornos mentais. Um estudo realizado em 2006 analisou 237.000 clientes no banco de dados do Main Medicate coletados entre 1995 e 2004. Eles descobriram que de todos esses clientes, aqueles que nasceram durante ciclos caóticos de energia solar, experimentaram o aumento na taxa de transtornos mentais. Se esse for o caso, então o ciclo do sol no momento do seu nascimento pode ter influenciado todo o curso da sua vida. não são exatamente como na astrologia, mas um acerto com pelo menos uma estrela específica. Em última análise, a ciência sobre isso ainda está em andamento e deve-se enfatizar que quaisquer impactos à saúde causados por esses ciclos são extremamente pequenos. Como disse um pesquisador, foram necessários milhares de pacientes para se perceber que havia um impacto na saúde. O ciclos do sol não devem impedir você de viver sua vida. No momento, estamos caminhando em direção ao máximo solar previsto para 2025. Mas para aqueles que estão preocupados, viver ou nascer em o máximo solar não é de todo ruim. O mesmo estudo sugeriu que essa radiação também pode levar a um aumento na criatividade e na adaptabilidade. Talvez tenha sido durante um desses ciclos solares, há 80.000 anos, que um cérebro humano sofreu a primeira mutação para lhe dar pensamento abstrato e consciência. Nesse caso, se eles nos deram os meios para perceber o universo, temos muito agradecer aos máximos solares. Não seríamos os mesmos sem eles. A essa altura, você já deve ter percebido que, embora tenhamos aprendido muito sobre o sol, muito mais ainda permanece um mistério surpreendente. para o objeto mais brilhante do nosso céu. O sol ironicamente nos mantém no escuro sobre muitos dos comos e porquês do seu funcionamento. Mas os cientistas estão tentando agora mesmo perfurar o vel e para isso estão trazendo alguns impressionantes equipamentos. Tanto a NASA quanto a ESA enviaram espaçonaves para estudar o sol na última década. Essas missões serão o mais próximo que já estivemos de nossa estrela. tão perto que serão capazes de interagir diretamente com a sua atmosfera. Então, por que estamos enviando as suas espaçonaves para o sol? E o que farão lá? O que encontraram até agora? E o que torna cada uma dessas missões especial e única? Vamos começar com a contribuição da NASA, a Sonda Solar Parker. A Parker Solar Probe foi anunciada em 2009 e lançada em 12 de agosto de 2018 em um foguete Delta 4 RV. Utilizou sete sobrevolos em Vênus ao longo de quase 7 anos para reduzir gradualmente sua órbita ao redor do Sol. Só no último mês, em 24 de dezembro de 2024, ela atingiu sua passagem mais próxima do Sol até agora, tão perto da superfície do sol que a sonda estava a apenas 6,16 milhões de quilômetros de distância, o que é considerado estar dentro da coroa solar ou em sua atmosfera. Estar tão perto seria algo como ter 500 sóis no céu irradiando calor ao mesmo tempo, com sua temperatura chegando a 100ºC. A Parker Solar Probe está se aproximando do Sol a uma taxa de sete vezes mais do que em comparação com qualquer outra sonda antes. E nessas temperaturas, muitos componentes eletrônicos simplesmente derretem. Para proteger a espaçonave e todos os seus equipamentos nessas altíssimas temperaturas, ela possui um escudo composto de carbono com 11 cm de espessura. Essa blindagem também possui uma superfície reflexiva branca que pode ajudar a minimizar a absorção de calor. Esse escudo estará sempre voltado para o sol, protegendo a espaçonave nesse ambiente hostil. Estando longe da Terra e orbitando um objeto muito perigoso, essa espaçonave é necessariamente tão autônoma quanto jamais outras missões foram antes. Uma vez que o escudo térmico necessita estar sempre voltado para o Sol por grandes sessões de sua órbita, nesses períodos a sonda não será capaz de apontar sua antena para a Terra. Durante esses períodos de blackout na comunicação, todos os controles de sensores da formatação dos produtos de dados e arquivamento dos dados de alta resolução serão feitos de uma forma automatizada até que a sonda possa se comunicar com a Terra novamente e transmitir de volta o que capturou. A missão Solar Órbita da ESA começou a ser desenvolvida em 2012 e lançada após 8 anos, em 10 de fevereiro de 2020 e um foguete Atlas 5. A Solar Orbiter também usará assistências gravitacionais nos planetas Vênus e da Terra. Essas oscilações colocarão a sonda em uma órbita inicial de 180 dias ao redor do Sol. A espaçonave chegará ao ponto mais próximo do Sol, a cada 6 meses, a cerca de 43 milhões de quilômetros de distância. Isso é comparativamente muito mais longe do que as abordagens mais próximas da Sonda Parker. Mas mesmo assim, só para dar uma ideia das temperaturas a essas distâncias ainda, a 43 milhões de quilômetros do Sol, as temperaturas podem chegar até 500ºC, pois a luz do sol será 13 vezes mais intensa do que aqui na Terra. A Solar Orbit é protegida por um escudo térmico feito com camadas de folha de titânio de cerca de 40 cm de espessura, o que não é tão eficaz quanto o escudo térmico da sonda Parker, mas ainda assim o suficiente para proteger a espaçonave dessa perigosa missão. E os objetivos das duas sondas são muito semelhantes. Ambas as missões visam descobrir mais sobre a coroa solar, seus ventos solares, ejeções de massa coronal, a estrutura do campo magnético solar e também como tudo isso se encaixa. O número de partículas rejetadas pelo Sol não é constante. Eventos de reconexão no campo magnético do Sol podem liberar grandes quantidades de energia na coroa, ejetando milhões de toneladas de partículas carregadas para o espaço em uma grande erupção. Como mencionado anteriormente, isso é conhecido como ejeção de massa coronal ou EMC. Quando esses EMCs interagem com a magnetosfera da Terra, causa o que é chamado de tempestade geomagnética. E a maior dessas tempestades pode realmente ser devastadora. Quão devastadora? Para responder a isso, precisamos analisar o maior evento desse tipo a impactar a Terra, o evento Carrington. De 28 de agosto a 2 de setembro de 1859, muitas manchas solares apareceram no Sol em um só lugar. Em 29 de agosto, auroras foram observadas no extremo norte de Queensland, na Austrália, o que indica que uma tempestade solar estava ocorrendo. Antes do meio-dia de 1o de setembro, os astrônomos amadores Richard Carrington, que deu nome ao evento, e Richard Hudson, separadamente viram e registraram uma explosão solar extremamente brilhante. Carrington e Hodson escreveram relatórios independentemente, os quais foram publicados posteriormente em revistas científicas. A explosão foi conectada a uma grande massa coronal que viajou diretamente para a Terra, levando 17.6 horas para fazer a viagem de 150 milhões de quilômetros, muito mais rápido do que a velocidade esperada para essas injeções. Normalmente, uma injeção de massa coronal leva vários dias para chegar à Terra. A alta velocidade desta injeção foi atribuída a um evento de injeção anterior, talvez a causa do grande evento de Aurora em 29 de agosto na Austrália, que limpou qualquer plasma de vento solar ambiente para o evento Carrington, como um turbilhão gigante. Com o turbilhão no lugar, o caminho estava definido para o maior evento de gestão de massa coronal conhecido pelo homem. De 1 a 2 de setembro de 1859, ocorreu a maior tempestade geomagnética já registrada. Auroras foram vistas em todo o mundo, em todo o hemisfério norte até o sul e o Caribe. As aurora sobre as montanhas rochosas nos Estados Unidos da América eram de um brilho verde tão forte que acordou os mineiros de ouro locais, que prontamente começaram a preparar o café da manhã, já que acreditavam ser o amanhecer. Foi relatado que, como aurora era tão brilhante, as pessoas no nordeste dos Estados Unidos da América podiam até ler um jornal. A aurora foi visível muito longe dos polos, como na África sub-sariana, México, Austrália, Cuba, Havaí e até mesmo nas mais baixas latitudes muito próximas ao Equador, como na Colômbia. Foi um evento sem precedentes, pois normalmente as auroras não são visíveis em médias latitudes. Em 3 de setembro, a aurora no céu era considerada a mais clara e brilhante que já existiu. No entanto, embora bela, essa tempestade também trouxe problemas imprevistos. Uma consequência da tempestade geomagnética foi que as partículas eletricamente carregadas do Sol sobrecarregaram sistemas telegráficos por toda a Europa e América do Norte, o que fez com que todos os sistemas falhassem, mesmo em alguns casos causando choques elétricos nas pessoas que operavam o equipamento telegráfico. Os postes do telégrafo lançaram faíscas da atmosfera carregada. Surpreendentemente, alguns operadores de telégrafo ainda podiam continuar a enviar e receber mensagens, mesmo com as suas fontes de alimentação completamente desligadas. A tempestade era comparável a uma bomba de pulso eletromagnético, bastante inofensiva para os humanos, mas extremamente prejudicial para equipamentos eletrônicos. A força da injeção de massa coronal em 1859 era tão grande que comprimia o campo magnético por toda a atmosfera da Terra. Devido ao fato de que a América do Norte e a Europa tinham sua face voltada para o Sol, se tornaram as áreas mais afetadas do mundo pelas primeiras partículas dessa poderosa injeção de massa coronal. Em retrospecto, algumas das tempestades geomagnéticas desde a década de 1850 realmente foram poderosas, mas não tão devastadoras. Por exemplo, em março de 1989, uma injeção de massa coronal atingiu a Terra, tornando satélites inutilizáveis por várias horas e congestionando as estações de rádio na Europa. Algumas pessoas erroneamente pensaram se tratar de um ataque soviético e que o brilho no céu era o resultado de bombas nucleares. Felizmente, porém, essa tempestade solar e muitas outras como ela não causaram danos permanentes. Hoje, se uma gestão de massa cronal do tamanho do evento Carrington, ou maior, atingisse a Terra, as consequências seriam muito mais desastrosas do que foram para a humanidade no século XIX. Naquela época, o desenvolvimento tecnológico estava em seus primeiros passos, enquanto hoje temos satélites no espaço, computadores, telecomunicações, centrais elétricas e muito mais, e que seriam gravemente danificados em um evento similar. devido ao alcance de uma tempestade solar, causaria um grande impacto em equipamentos em uma grande área. E as tecnologias mais suscetíveis seriam a rede elétrica e as telecomunicações que possuem cabos estendidos por grandes distâncias. Sem as proteções adequadas no local, os transformadores da rede elétrica poderiam ser danificados e milhões de pessoas ficariam sem energia por um longo período de tempo. Com danos substanciais transformadores, levaria anos para substituí-los, já que levam anos para serem fabricados. Frequentemente, esses transformadores são feitos sob medida para a necessidade específica e não são produzidos em massa. Sem energia, os refrigeradores não seriam capazes de impedir que os alimentos se estragassem. E como o sistema de transporte também ficaria inativo, pois os postos de combustível precisam de eletricidade para bombear, a reposição desses alimentos seria problemática. Os sistemas de pagamento eletrônico não funcionariam. Sem energia, não teríamos acesso à internet e os dispositivos alimentados por bateria esgotariam rapidamente. Asções de rádio e TV seriam interrompidas. Os hospitais teriam dificuldades quando os geradores de reserva ficassem sem combustível. estaríamos completamente isolados do mundo exterior. O mundo é simplesmente tão dependente da tecnologia, especialmente da eletricidade, que talvez possamos ter perdido a capacidade de funcionar como uma sociedade sem ela. Basta ver a reação quando TikTok ficou offline nos Estados Unidos da América recentemente e toda a nossa rede de eletricidade é a mais vulnerável a uma grande tempestade solar. Uma iniciativa independente calculou o custo dos danos apenas para os Estados Unidos da América em 2.6 trilhões de dólares, o que em última instância destruiria a economia norte-americana. E isso não cobre o potencial impacto social decorrente de um evento tão devastador. Como costuma ser o caso, em desastres naturais, algumas pessoas, sem dúvida, recorrerão a instintos mais primitivos, com atitudes como cada um por si. pode ocorrer caos, pilhagem e desrespeito à lei, e isso poderia piorar com o tempo a população decidisse ignorar o governo ou organizações de autoridade. Embora seja um cenário possível, esperançosamente, em tal situação, o bem da humanidade prevaleceria. Esta iniciativa independente calculou o tempo de recuperação estimado para reparar os danos de uma injeção de massa coronal poderosa, de quatro a 10 anos e estimou que 2/3 da população dos Estados Unidos da América poderiam morrer de fome, doenças e caos durante esse período. Isso pode parecer um pouco desolador, mas quando se trata do sol, é melhor conhecer os perigos do que esperar que eles não estejam lá. Infelizmente, as rejeções de massa coronal são rápidas. Elas podem chegar à Terra em apenas 17 horas. Isso pode não ser tempo suficiente para alertar toda a população, desligar reatores e transformadores e tomar as precauções necessárias. Na verdade, simplesmente tivemos sorte até este ponto, pois perdemos um evento do tamanho de Carrington que nos atingiu por apenas uma margem de 9 dias em julho de 2012. Se tivesse passado nove dias mais, a Terra estaria um pouco mais longe em sua órbita e exatamente no caminho da injeção de massa coronal. É por isso que é tão importante para nós, como uma espécie delicada, entender a coroa solar para que então possamos prever melhor as tempestades solares, para nos dar um melhor aviso e esperançosamente evitar danos associados a um evento do tamanho de Carrington nos atingindo. É apenas uma questão de quando e não se. Agora, essas duas sondas podem parecer semelhantes e, embora muitos dos seus objetivos se sobreponham, ambas têm alguns recursos exclusivos. A sonda Parker está indo fundo na coroa solar, onde nenhum objeto feito pelo homem esteve antes. Por ter que resistir a altas temperaturas, a espaçonave é limitada em alguns aspectos. Por exemplo, ela não pode tirar nenhuma foto do sol, já que nenhuma tecnologia de câmera atual poderia olhar diretamente para o sol de perto e continuar funcionando. Mas a Sunda Parker tem instrumentos que podem amostrar e coletar dados diretamente sobre as partículas que existem na coroa solar e até estudar de perto as regiões de origem dos ventos solares, algo que realmente não pode ser feito à distância. A sonda Parker é mais leve, menor e possui menos equipamentos quando comparada a sonda Solar Orbiter. Já a Solar Orbiter, por outro lado, carrega detectores de partículas e telescópios. Ela pode registrar imagens em close de fascinantes paisagens solares e, devido à sua órbita, será capaz de rastrear uma região da atmosfera solar por muito mais tempo do que se estivesse aqui na Terra. Isso permite observações nas tempestades se acumulando na atmosfera ao longo de vários dias. Como você pode ver, essas sondas são complementares e ambas ajudarão a aprofundar nossa compreensão da coroa solar à sua maneira. Mas então, o que essas missões alcançaram até agora? Bem, como mencionado, em 24 de dezembro de 2024, a sonda Parker passou a 6,16 milhões de quilômetros da nossa estrela. a mais próxima que qualquer nave espacial já esteve. Além disso, tornou-se o objeto feito pelo homem mais rápido de todos os tempos, viajando a 692.000 1000 km/h em seu mergulho ousado. Os dados enviados de volta da sonda Parker já estão ajudando na nossa compreensão de como o campo magnético do sol e a coroa solar interagem para formar os ventos solares. A sonda também descobriu que alguns campos magnéticos do Sol varrem a atmosfera solar, o que pode aumentar a velocidade do vento em até 500.000 1000 km/h. Além disso, descobriu evidências de uma zona livre de poeira cósmica a 5.6 milhões de km do Sol. Acredita-se que isso seja devido à vaporização de partículas de poeira cósmica pela radiação solar. A Solora Óbiter já enviou de volta suas primeiras imagens do Sol e os cientistas encontraram algo chamado de fogueiras solares que você pode ver aqui. Essas são explosões na superfície do Sol que ocorrem como resultado de distúrbios em pequenos campos magnéticos. A Solar Orbit também obteve as imagens mais próximas da superfície do Sol a 77 milhões de quilômetros de distância. E o exame das partículas em sua órbita nos ajudará a entender melhor os diferentes tipos de clima espacial. Mas talvez uma das descobertas mais incríveis dessas sondas não tenha sido o que elas viram do nosso sol, mas o que elas ouviram. O que nos leva à seguinte pergunta: Como é o som do nosso sol? Uma pergunta bem simples e que vem com uma resposta bastante simples. O sol está em silêncio. Claro. Como o sol não viaja no vácuo, para nós o sol soa como nada. Mas chega de resposta simples. E se o som realmente pudesse se propagar pelo espaço? Sem um silenciador cósmico gigante entre nós e a nossa estrela mais próxima, o que ouviríamos? O sol cantaria para nós uma encantadora melodia em nosso céu? Ou seu ruído seria uma cacofania tão cataclísmica que seria instantaneamente a última coisa que ouviríamos? Na realidade, os cientistas já têm a resposta. Por meio de naves espaciais como a Parker Probe, que atualmente está fazendo órbitas rasantes ao redor do Sol, eles podem detectar os tipos de ondas de pressão e partículas emitidas por nossa estrela que podem converter essas ondas nos sons que ouviríamos se o espaço fosse capaz de tal propagação. E curiosamente, nem todos os sons do sol são iguais. E esses sons podem permitir que os cientistas resolvam dois dos maiores mistérios do sol. Em nosso cenário imaginário, em que o espaço repentinamente ganhou a capacidade de propagar o som, agora podemos começar a ouvir o sol daqui da Terra. Embora a Terra esteja em média a 152 milhões de quilômetros do Sol, talvez não seja surpreendente imaginar o quão alto é o som da nossa estrela, facilmente audível de onde estamos. Issoaria mais ou menos assim. Apenas um lembrete, não há somo. Esta é uma reconstrução do som, transformando amplitudes e frequências em ondas sonoras, criando clipes de como as ondas poderiam soar para o ouvido humano se uma atmosfera estivesse presente. Esse zumbido calmante tem uma sensação quase elétrica. me lembra geradores elétricos ou talvez até algo vagamente radioativo, o que é apropriado, visto que estamos falando do Sol. A fusão nuclear que ocorre dentro do Sol é igual a 3.85 x 10 elevado à potência de 26 W a cada segundo, cerca de 1 milhão de vezes mais energia do que a humanidade produz em um ano inteiro. Toda essa energia liberada tem um efeito de arrastamento nada surpreendente no volume do som que o sol produziria. Para ter uma ideia de como seria, pegue o dispositivo em que você está assistindo a esse vídeo e conecte-o aos alto-ofalantes usados em um concerto de rock. Em seguida, toque esse ruído no máximo volume. Há 110 dbis, um nível de volume até tolerável por curtos períodos, mas que provavelmente acabaria com toda a população do planeta ficando surda se não estivessem usando protetores auriculares enquanto toca em nosso céu sem parar. Na verdade, podemos nos considerar extremamente gratos por não termos de lidar com algo assim. As espécies provavelmente teriam evoluído sem orelhas, já que a audição seria inútil. Se nos aproximarmos da superfície do Sol, esse nível de Sol aumenta exponencialmente com alguns especialistas avaliando em 270 dbis. Lembre-se de que os decibéis têm uma escala logarítmica. Portanto, a cada 10 dB acima, você deve multiplicar o nível de som por 10. Para ter uma noção de quão alto isso seria, 270 db é mais alto do que a nossa própria atmosfera pode transmitir fisicamente. Há um limite de som de 190 db na atmosfera da Terra. Diferentes meios têm diferentes limites de volume devido a algumas complicadas peculiaridades de amplitude de onda e níveis de energia que não abordaremos neste vídeo. O volume do Sol seria 100 milhões de vezes maior do que esse limite. O Sol é estrondoso, o que é uma pena, já que alguns sons do sol só podem ser diferenciados quando entramos nessa ensurdecedora zona. No momento em que o som do sol chega até nós, muitos dos ruídos se confundem em um, o que significa que perdemos algumas de suas fascinantes complexidades. Para conferir uma melhor audição do Sol, precisaríamos chegar bem perto, bem próximo àquela zona de ruído extremamente alto. Portanto, vamos ignorar o volume do Sol por enquanto e, em vez disso, vamos nos concentrar em seus padrões sonoros. Se fôssemos entrar em uma espaçonave e seguir em direção ao sol, logo começaríamos a ouvir uma diferença em sua uniformidade. Em vez de um zumbido constante, ouviríamos algo assim. Este é o som do vento solar. O Sol emite um fluxo constante de partículas carregadas que se espalha por todo o sistema solar e sua existência representa um dos maiores enigmas do Sol até hoje. É tentador pensar nesse fluxo começando dentro do Sol e explodindo sob a incrível força de toda aquela fusão nuclear. No entanto, por meio da observação, uma importante descoberta foi feita a partir de 1960. Empor as partículas dentro da atmosfera do Sol ou Coroa solar estão se movendo a uma velocidade média de 145 m por segundo, as partículas fora da coroa viajam a 618 m/s. Isso significa que as partículas que têm velocidade suficiente para escapar da superfície do Sol estão a deriva no espaço e então algo na coroa solar está hiperacelerando-as de velocidades subsônicas para supersônicas, disparando-as para longe. Que tipo de processo ou mecanismo está fazendo isso permanece um mistério até hoje. A coroa solar também contém um segundo enigma. é muito, muito quente. Embora você possa esperar que o centro do Sol seja a parte mais quente dele e que a temperatura diminua gradualmente quanto mais longe do centro você vai, isso deixa de ser verdade quando você entra na coroa solar. A superfície do Sol tem uma temperatura média de 5600ºC, mas dentro de alguns quilômetros, a coroa solar repentinamente vê a temperatura subir até 2 milhões de grac. Algo na coroa do sol está lançando o vento solar para o espaço e algo está deixando as coisas muito quentes. Os cientistas também não sabem porque isso está acontecendo, embora se pense que tenha algo a ver com campos magnéticos. É aqui que encontraríamos o terceiro som de nosso passeio pelo sol. À medida que nossa nave espacial se aproximasse e passássemos pela fronteira entre a coroa e o espaço vazio, algo conhecido na ciência como a superfície de Alfevan, começaríamos a ouvir algo assim. [Música] Essas ondas são conhecidas como as ondas de Lui, são formadas por minúsculas oscilações de partículas de plasma vibradas pela própria luz, conforme fluindo do sol através de minúsculos funis em sua superfície, um equivalente magnético ao som que uma chaleira faz quando ferve a água. Agora entramos em um desses fluxos inúmeros deles disparam da superfície do Sol. O exterior do sol é coberto por ilhas de material quente que se erguem de seu núcleo, os grânulos que mencionamos anteriormente. Uma vez lá, o material esfria e afunda de volta na massa da estrela ao longo das bordas da ilha. E algo sobre esse processo de ascensão e queda de material ou algo acontecendo dentro do próprio Sol faz essas zonas de afundamento fluir em poderosas linhas de campo magnético. O plasma é captado pela força magnética enviado para o espaço, o ponto de partida do vento solar. Os cientistas não sabem o que causa esse processo, mas o som das ondas de Lamuir é assustadoramente belo. À medida que os ventos se afastam, nem todas as ondas criadas dessa maneira viajam na mesma velocidade. Isso tem o efeito de espalhar os sons à medida que as partes mais rápidas da onda avançam, enquanto as partes mais lentas da onda ficam para trás, criando o que é conhecido como ondas dispersivas. Essas ondas são preenchidas com pequenos redemoinhos de som, onde ondas rápidas de trás encontram ondas lentas que já estão viajando à frente. Eventualmente isso se iguala ao zumbido do que ouvimos no início deste vídeo. Há um último som que pode oferecer um insight para todo esse mistério, um que tem algumas intrigantes implicações aqui. Bem dentro da fervilhante coroa do sol, podemos finalmente começar a detectar ondas em modo assobeador. As ondas Whistler são eco distante de eventos de alta energia que ressoam através do plasma da magnetosfera de um corpo celeste. Nós as captamos da Terra. Sempre que um raio estala, você recebe mais do que apenas um trovão. Uma ondulação viaja pela magnetosfera do planeta, que pode ser detectada a quilômetros de distância se você tiver os detectores certos. Para realmente ter uma noção da escala dessas ondas, veja como elas soam na Terra. Apenas alguns pequenos estalos e açubius. Nada muito especial. Agora aqui está como eles soam no sol. [Música] Ir de cliques esparsos e breves para uma cacofonia de vento e vante indica que a magnetosfera do sol não está apenas experimentando o estranho estalo de um raio. Algo está acontecendo constantemente, por toda parte, fundindo momentos individuais em um incessante rugido. Os cientistas ainda estão tentando descobrir o que está causando esse rugido, mas pelo menos uma teoria para a força por trás desse som pode explicar a dramática aceleração e superaquecimento da matéria dentro da coroa solar, um pequeno e seco evento de som chamado reconexão magnética. A reconexão magnética parece bastante inócua e ainda assim seu nome inocente técnico disfarça um cataclismo. Devido a todo aquele plasma agitado dentro de seu coração, o sol é uma tensa bola enrolada de linhas de campo magnético mutáveis. Não posso deixar de enfatizar o quão poderosos são. Quando as linhas do campo magnético se afastam do sol, às vezes é possível que se fundam com outras linhas de campo, causando a formação de alguns desses icônicos loops que você provavelmente já viu em imagens do sol. No entanto, no momento em que esses arcos são formados, um inferno é liberado. Quando duas linhas paralelas se tocam, criando um arco, há um enorme realeamento da polaridade das linhas de campo em excesso. Tudo acima do arco precisa encontrar um novo lugar para ir e garantir que o equilíbrio magnético seja mantido. desatadas de suas amarras, as linhas de campo mais distantes do sol formam um arco próprio que então é catapultado para o espaço, como a liberação de um gigantesco elástico esticado. Essa força magnética de rápida aceleração é conhecida como nanoflareir e em segundos aquece indiretamente a coroa solar acima para vários milhões de graus C. Os cientistas só recentemente desenvolveram a capacidade de até mesmo ver Nanoflirs e não estão totalmente certos de que são de fato os eventos hipotéticos que esperavam, embora percebam que parecem ser acompanhados pelo esperado superaquecimento. Esta é uma explicação que ainda está sendo elaborada. Muito disso ainda não é compreendido e ainda assim não é totalmente improvável que em tais momentos quando o sol fica tão agitado que está não explique porque sua coroa é tão quente e porque está arremessando ventos solares através do sistema solar com a tremenda força que testemunhamos. Embora para ir de uma única rachadura ao estrondoso lamento que ouvimos e para explicar o constante vento solar viajando para fora em todas as direções do Sol, as nanoflares ou qualquer que seja a força por trás desse fenômeno devem ser extremamente difundidas em toda a coroa solar. O sol continua aguardando muitos mistérios. A Parker Solar Proad, que coletou muitos desses sons, continua sua jornada ao redor do sol, coletando valiosos dados a cada passagem. A sonda Parker está quase no fim de sua missão de 7 anos e então assim esperamos venha a coletar muito mais informações para o escrutínio dos cientistas. Talvez tenha mais sons para nós, cada um como uma pista para o antigo enigma de como o universo funciona. Porque ironicamente, assim como ouvir o tic-tacque de um relógio para tentar descobrir seu funcionamento, os segredos do Sol podem um dia ser resolvidos não pelo que vemos, mas pelo que ouvimos. Você pode pensar que se conseguirmos colocar sondas como a Parker em órbita ao redor do nosso sol, então deve ser fácil o suficiente para levar outras coisas ao nosso Sol também. Você já se perguntou se o Sol poderia ser uma solução para alguns dos problemas de descarte da Terra? A Terra tem um problema de poluição. Plásticos e itens de aterro, os tipos de coisas que você pode jogar fora de sua casa. E há também resíduos industriais perigosos, como subprodutos nucleares, material biológico e toxinas químicas. Estes sufocam os ecossistemas e afetam a saúde de comunidades vulneráveis em todo o mundo. Até agora, a melhor solução que poderíamos encontrar para descartar resíduos nucleares seria enterrá-los no subsolo. Não é o ideal quando você considera que o material permanece perigosamente radioativo por dezenas de milhares de anos. Então, por que não o amarramos a um foguete e o lançamos no sol? Como lançar um míssil contra um alvo? Isso não resolveria todos os nossos problemas? Para começar a responder à nossa pergunta, na verdade é muito difícil lançar qualquer coisa no sol. Suponha que reunimos uma enorme pilha de resíduos tóxicos destinados ao sol. A primeira coisa que precisamos descobrir é como levá-la ao espaço. Fácil, certo? Temos lançado objetos no espaço há quase um século. Para fazer nosso pacote de lixo atravessar a atmosfera e ultrapassar a órbita da Terra, precisaríamos acelerá-lo a uma velocidade de 11,2 km/s é conhecida como velocidade de escape, onde a energia cinética da carga ultrapassa a energia potencial gravitacional da Terra. Uma vez livre da órbita, nossa nave de lixo estará a caminho da colisão solar, certo? errado. Depois que nosso pacote escapa da órbita da Terra, ainda está gravitacionalmente ligado ao Sol, simplificando, a Terra e tudo que nela há está se movendo lateralmente em relação ao Sol a 30 km/s. A combinação desse movimento lateral com a atração gravitacional do Sol é o que nos mantém presos em órbita. Se de alguma forma o Sol perdesse sua atração gravitacional, passaríamos por ele a 30 km/sundo e seguiríamos em frente. Se nós na Terra perdêssemos nosso movimento lateral, seríamos apenas influenciados pela gravidade do Sol e cairíamos direto nele. Mas ainda há esperança para nossa bola de lixo. Como poderíamos perder nosso movimento lateral para que essa queda livre solar acontecesse? Bem, há duas opções. A primeira é levar combustível suficiente para frear no espaço. Agora, tecnicamente falando, você não pode realmente frear no vácuo do espaço, mas a próxima melhor solução seria configurar o sistema de propulsão da nossa carga útil de lixo para gerar impulso oposto à direção do movimento lateral. Isso cancelaria o movimento lateral, desacelerando a nave e deixando a gravidade do Sol agir. A Terra orbita o Sol a 30 km/s? Então, para frear um foguete de lixo lançado da Terra, você precisaria ser capaz de acelerar o pacote a 30 km/sund na direção oposta ao movimento do planeta. E é aqui que fica estranho. Quanto mais próximo você estiver do sol, mais difícil será colir com ele. Deixe me explicar. Quanto mais próximo você estiver no Sol, mais rápida será sua velocidade orbital. Mercúrio orbita a vertiginosos 48 km/s enquanto Plutão navega a frios 4,7 km/s. Quanto mais rápida for sua velocidade orbital, mais você precisará desacelerar para executar uma queda livre no sol. É por isso que é muito mais eficiente em termos de combustível voar até o sistema solar externo, desacelerar e executar uma queda livre no sol a partir daí. Não é inconcebível acelerar uma nave espacial a 30 km/s como já mencionado, a sonda solar park da NASA acelerou muito além disso, tornando a espaçonave mais rápida já feita pelo homem. Mas isso nos traz de volta ao problema do combustível. Para esse método de frear e cair funcionar, primeiro você teria que lançar sua carga de lixo em óbita com a Terra. Em seguida, lançar para a órbita da Terra o combustível necessário para a viagem ao Sol. Quando ambas as peças estiverem orbitando a Terra, você poderá abastecer sua carga e acelerar além da órbita do planeta e entrar em órbita ao redor do Sol. Então você teria que usar o combustível restante para desacelerá-la e executar a queda livre no sol. E você pode se perguntar, por não lançar a carga útil e o combustível ao mesmo tempo? Bem, o problema é que é simplesmente muito combustível. Para contextualizar, o foguete Saturno 5, que levou o homem à lua, precisou de 2 milhões de litros de combustível apenas para deixar a óbita da Terra a 11,2 km/s. Uma missão como essa exigiria muito mais combustível. Nenhuma tecnologia moderna de foguetes chegaria nem perto de ser capaz de transportar a quantidade necessária para uma viagem como esta. OK? Então, o cenário um está fora. Que outras opções temos? Outra maneira de desacelerar no espaço é com o auxílio da gravidade. Normalmente, quando falamos sobre auxílios gravitacionais, estamos pensando em algo como o lançamento das sondas void no sistema solar exterior. No entanto, os auxílios gravitacionais não são usados apenas para acelerar sondas. Eles também podem retardá-las. Se você se aproximasse de um planeta por trás, voasse na frente dele e saísse para trás do planeta, assim, sua espaçonave perderia energia enquanto o planeta ganha energia. As sondas Messenger e Bep Colombo usaram com sucesso essa técnica de assistência gravitacional para perder velocidade e entrar em órbita ao redor de Mercúrio. O problema é que isso leva muito tempo. A BEP Colombo foi lançada em 2018 e só chegará a óbita ao redor de Mercúrio em 2025. Surpreendentemente, seu caminho para chegar lá é maior do que a distância entre a Terra e o Plutão. E isso ocorre porque, para desacelerar o suficiente, uma assistência gravitacional não basta. Na verdade, a BEP Colombo precisa de nove assistências gravitacionais diferentes para desacelerar o suficiente para orbitar Mercúrio. Da mesma forma, jogar nosso lixo no Sol seria um jogo de mecânica orbital cuidadosamente calculada. Se não desacelerado o suficiente, estaria preso na órbita do Sol. Se desacelerado muito abruptamente, seria capturado em outra órbita a qual não desejamos. Ok? E você pode estar pensando, mas Denis tudo isso ainda é viável. É difícil, mas está dentro do reino das possibilidades. Então, por que simplesmente não fazemos isso? Possível sim. Vale o tempo, o esforço, o risco e os desafios técnicos? Provavelmente não. Não quero ser cínico, mas pense no que pode dar errado. Em primeiro lugar, estamos propondo embalar um monte de lixo nuclear, resíduos biológicos e plástico em um foguete e lançá-lo da Terra. Uma falha no lançamento ou explosão pode ser desastrosa para dizer o mínimo. Mesmo a nave espacial mais bem-sucedida do mundo, a Soyos tem uma taxa de falha de 2 a 3%. Não sei você, mas quando a lixa nuclear em jogo, não gosto dessas probabilidades. Mesmo que o lançamento corra bem, o projeto em si seria ridiculamente caro, tanto que nenhuma pessoa em san consciência aprovaria o orçamento. Existem muitas outras missões em jogo que trariam muito mais para a ciência e para a humanidade do que uma missão de eliminação de lixo. E por último, seria mais fácil, rápido e barato, mas ainda bem caro, atirar nosso lixo para fora do sistema solar em direção ao espaço interestelar. Seria muito menos intensivo em combustível, já que a aceleração necessária para escapar da tração gravitacional do Sol é de 42,1 km/s apenas 12,1 km/s de aceleração da velocidade orbital da Terra. Então é isso, não jogamos lixo no sol porque é muito difícil, muito arriscado e muito caro. Provavelmente será melhor estarmos mais conscientes sobre o que consumimos e como reciclamos. Vamos retornar à aquela colina tranquila onde começamos, observando as cores do nascer do sol. O sol é uma parte inspiradora do nosso sistema solar, uma parte crucial da vida aqui na Terra. Espero que o próximo nascer do sol que você veja se torne um pouco mais especial. Espero que os fótons rosa e laranja, espalhados pela última vez nas moléculas da atmosfera da Terra, antes de fluir através de suas pupilas, façam você pensar na incrível viagem que eles suportaram, começando com o colapso de uma colossal nuvem cósmica em uma fornalha de construção de elementos, lutando por centenas de milhares de anos através de um caldeirão de plasma para presenteá-lo com esta bela cena. Espero que essa exploração tenha aprofundado sua apreciação por esse milagre diário que muitas vezes tomamos como certo. E ainda há muito mais a descobrir sobre nossa estrela mais próxima, das formações que ela sofrerá aos impactos profundos que terá no futuro de nosso sistema solar. Muito obrigado por se juntar a mim nesta jornada através do espaço e do tempo. Se você achou esta jornada tão esclarecedora quanto nossa estrela hospedeira, por favor, deixe um like e expresse sua opinião nos comentários abaixo. Muito obrigado a todos que se inscrevem no canal, todos que comentam, que assistem e que curtem o conteúdo. É sempre uma alegria contar com o apoio de vocês. E se deseja ajudar ainda mais o canal, conheça o nosso querido patrocinador Fotton Astro. Além de dispor de atendimento especializado os melhores equipamentos de astronomia e a garantia de quem conhece o assunto, você pode adquirir seu primeiro equipamento ou, quem sabe aprimorar seus recursos na astrofotografia. Clique no primeiro link na descrição desse vídeo e faça parte dessa comunidade. Quer ter acesso antecipado a todos os vídeos do canal? sem nenhuma interrupção ou propaganda. Então, conheça o Clube de Canais aqui no YouTube e também a nossa campanha No Apoia-se. 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