Nesta foto do Sol vemos uma grande mancha solar. Num corte mostramos suas camadas interiores: a zona convectiva em laranja, a zona radiativa em amarelo e o núcleo em branco. (NASA)

O interior do Sol é constituído por quatro camadas: o núcleo, onde ocorrem as reações de fusão, a zona radiativa, onde a energia é conduzida através do processo de radiação, a camada interfaceadora onde provavelmente é gerado o campo magnético do Sol e a zona convectiva onde o processo de condução da energia é convectivo.

O núcleo ocupa a parte mais interna do Sol tendo mais de 175.000 km de raio. Nessa região a temperatura atinge 15.600.000 K e a força da gravidade puxa para o centro toda a massa, criando uma pressão da ordem de 250 milhões de atmosfera. A densidade chega a 150 g/cm3. A pressão é tão elevada que força os átomos de hidrogênio a se combinarem através de reações de fusão nuclear de tal forma que dois átomos de hidrogênio se combinam dando origem a um átomo de hélio-4. Como o átomo de hélio-4 é menos maciço que os dois átomos de hidrogênio que deram início ao processo, a diferença em massa é convertida em energia, como é descrito pela teoria da relatividade de Einstein (E=mc2). A cada segundo 700.000.000 de toneladas de hidrogênio são convertidas em aproximadamente 695.000.000 de toneladas de hélio e 5.000.000 de toneladas de massa convertida em energia. Isso equivale a 3,86 10^33 ergs ou 386 bilhões de bilhões de MW de energia que escapam na forma de raios de gama. Desde seu nascimento, há 4,5 bilhões de anos, ele já consumiu metade do hidrogênio que havia em seu núcleo. A 175.000 km do núcleo a temperatura já é de 7.000.000 K e a densidade cai para 20 g/cm3.

Este corte do Sol nos mostra suas diferentes velocidades de rotação, tanto na superfície como no seu interior. As cores vermelha e amarela representam regiões que giram muito mais depressa que as verde e azul. As de cor laranja representam regiões que se movem mais depressa de todas. Observações feitas pelo satélite SOHO (Observatório Solar e Heliosférico) mostraram que os valores de velocidade encontrados na superfície do Sol se estendem até 20.000 km de profundidade. Os dados transmitidos pelo satélite também indicaram que as manchas solares tendem a se formar nas regiões limítrofes das faixas de diferentes rotações. (SOHO/NASA/ESA)

A zona radiativa se estende por cerca de 325.000 km, a partir do fim do núcleo. Nesta zona a energia produzida no núcleo é conduzida para cima através de fótons que se movem à velocidade da luz. Assim que o fóton é produzido ele percorre 1 micron (a milésima parte do milímetro) e é absorvido por uma molécula de gás. A molécula ao absorver o fóton se aquece e emite um outro fóton que caminha 1 micron antes de ser absorvido por outra molécula de gás e assim sucessivamente. O número de interações nessa zona é tão grande que um fóton demora cerca de um milhão de anos para atravessar esta zona. No topo da zona radiativa a temperatura já é de 2.000.000 K.

A camada interfaceadora (Tachocline) está situada entre a zona radiativa e a zona convectiva. Os movimentos calmos da zona radiativa de sua base se alteram para os movimentos turbulentos da zona convectiva de seu topo. Hoje acredita-se que o dínamo magnético responsável pela geração do campo magnético solar se situa nes-ta camada.

A zona convectiva se estende por 200.000 km e é dominada por correntes convectivas que transportam a energia da zona radiativa até a superfície. Esse processo convectivo nada mais é do que correntes ascendentes de gás quente transportando fótons para a superfície e correntes descendentes levando gás mais frio de volta às camadas interiores. Esse processo de transporte dos fótons é muito mais rápido do que os processos de transporte no núcleo e na zona radiativa. A temperatura no topo desta zona é de 5.800 K e a densidade de apenas 0,0000002 g/cm3.

Chegando na superfície a energia do fóton é liberada sob várias formas de radiação: luz ultravioleta, raios-X, luz visível, infravermelho, microondas e ondas de rádio.

Nascimento do Sol

O Sol se originou de uma nuvem de escura e fria cujo principal constituinte era o hidrogênio. Inicialmente constituiu-se num glóbulo de gás que colapsou lentamente sob ação da força gravitacional e se aqueceu à medida em que a densidade aumentou. O processo todo foi lento, estando concluído em 50 milhões de anos. Quando a tem-peratura no seu núcleo chegou a 15 milhões de graus as reações de fusão tiveram início, o Sol se ascendeu e o vento criado pela estrela soprou o material da nuvem que ainda não havia sido utilizado tanto para formá-lo como para formar os planetas e constituintes menores do sistema.

Quando se formou o Sol já dispunha de combustível suficiente para que durasse mais de 11 bilhões de anos. Ele não era igual ao Sol de hoje. Ele era um pouco menor e tinha 0,9 Raio solar ou cerca de 625.000 km. Tinha apenas 70% da luminosidade de hoje e sua temperatura de superfície era de apenas 5.586K.

Vida do Sol

Dessa época até hoje já se passaram 4,5 bilhões de anos. O que aconteceu com o Sol durante todo esse tempo? Seu raio aumentou para 695.000 km, sua luminosidade para 3,83 10^26 Watts, a temperatura de sua superfície subiu para 5.800K e já consumiu 50% do hidrogênio existente no seu núcleo.

Nos próximos milênios o Sol pouco mudará mas dentro de 1,1 bilhões de anos, quando ele estiver com 5,6 bilhões de anos seu brilho aumentará 10% e isso causará um efeito catastrófico com a Terra pois ela ficará muito seca, perdendo o vapor d'água de sua atmosfera. Será o fim de grande parte da vida atual no planeta. Quando o Sol tiver 9 bilhões de anos, dentro de 3,5 milhões de anos ele estará 40% mais brilhante que hoje, na Terra os oceanos terão evaporado e toda a forma de vida não existirá mais no planeta.

Fim do Sol

Quando estiver com 10,9 bilhões de anos todo o hidrogênio de seu núcleo já estará extinto. Com 12,2 bilhões de anos terá expandido muito e seu raio terá aumentado 166 vezes, chegando a 0,775 UA, sendo classificado como uma estrela Gigante Vermelha. Sua luminosidade será 2.350 vezes a atual e sua temperatura de superfície será de apenas 3.100K. O planeta Mercúrio já não existirá mais pois foi queimado pelo gigantesco Sol. Nessa ocasião a temperatura no seu interior terá atingido 100 milhões de graus e terá início a queima do hélio. Essa queima durará apenas 100 milhões de anos e nesse período o Sol encolherá para 18 raios solares. Com o fim do hélio o Sol voltará acrescer tornando-se novamente uma Gigante Vermelha. Num processo de perdas sucessivas de seu envelope externo se tornará no final deste estágio uma Nebulosa Planetária. Com uma massa final de 0,54 massa solar, agora do tamanho da Terra e sem combustível para queimar começará a esfriar. O que restou dos planetas, com exceção de Mercúrio que já havia sido destruído, continua orbitando um Sol já morto que é classificado agora como Anã Branca. O resfriamento será muito lento e até esfriar totalmente terão passados trilhões de anos. Quando esfriar totalmente será classificado como uma Anã Negra.