Como sabemos do que o Sol é feito se o homem nunca foi até lá?
Passo 1
O que o problema pergunta: “Como sabemos do que o Sol é feito se o homem nunca foi até lá?”
Informações disponíveis que podemos usar (tudo aquilo que observamos ou medimos sem viajar ao Sol): luz do Sol (espectro), neutrinos solares, partículas do vento solar, composição de meteoritos primitivos, medições por sondas e modelos físicos do interior solar. A resolução vai explicar, passo a passo, como usamos essas informações para deduzir a composição do Sol.
Informações disponíveis que podemos usar (tudo aquilo que observamos ou medimos sem viajar ao Sol): luz do Sol (espectro), neutrinos solares, partículas do vento solar, composição de meteoritos primitivos, medições por sondas e modelos físicos do interior solar. A resolução vai explicar, passo a passo, como usamos essas informações para deduzir a composição do Sol.
Passo 2
Primeiro conceito fundamental: a luz como fonte de informação química. Quando olhamos para a luz do Sol dividida por cor (espectro) vemos uma curva contínua com linhas escuras sobre ela (linhas de Fraunhofer). Essas linhas não são “sujeira” no telescópio: são assinaturas das transições eletrônicas de átomos e íons que absorvem luz em comprimentos de onda bem definidos. Um exemplo simples para fixar a ideia: a série Balmer do hidrogênio tem linhas fortes visíveis, por exemplo
em
) e
em
). Se eu vejo uma linha escura exatamente em
), isso me diz: “há hidrogênio absorvendo nessa altura de energia”.
Como sabemos qual elemento gerou cada linha? Laboratório. Cada elemento tem um conjunto de comprimentos de onda onde absorve ou emite luz — é como uma impressão digital. Na Terra, em laboratório, excitamos átomos e medimos exatamente essas linhas; depois comparamos com as linhas observadas no Sol. Se coincidem (mesmo padrão de linhas), o elemento está presente. Exemplo prático: as linhas duplas do sódio (linhas D) aparecem em ) e ); sua presença no espectro solar indica sódio na atmosfera solar.
Como sabemos qual elemento gerou cada linha? Laboratório. Cada elemento tem um conjunto de comprimentos de onda onde absorve ou emite luz — é como uma impressão digital. Na Terra, em laboratório, excitamos átomos e medimos exatamente essas linhas; depois comparamos com as linhas observadas no Sol. Se coincidem (mesmo padrão de linhas), o elemento está presente. Exemplo prático: as linhas duplas do sódio (linhas D) aparecem em ) e ); sua presença no espectro solar indica sódio na atmosfera solar.
Passo 3
Identificar elementos é uma coisa; determinar quanto há de cada um é outra. A intensidade de uma linha depende de três coisas principais: (a) a abundância do elemento, (b) a temperatura e densidade da camada que absorve (fotosfera), (c) o estado de ionização e excitação dos átomos. Para separar essas causas usamos modelos da atmosfera solar e física de transições atômicas. Dois conceitos que aparecem nesses modelos são:
- A distribuição de níveis de energia (Boltzmann), que diz quantos átomos estão em um certo nível excitado a uma dada temperatura.
- A ionização (Saha), que diz quantos átomos estão ionizados em função da temperatura e da densidade eletrônica.
A equação de Saha, mostrada de forma compacta, é:
onde
é a densidade de átomos no estado de ionização
,
a do próximo estado,
a densidade eletrônica,
a massa do elétron,
a constante de Boltzmann,
a constante de Planck,
funções geradoras (fatores de degenerescência) e
energia de ionização. Usando essas fórmulas e um modelo de temperatura da fotosfera (cerca de
)), calculamos como a abundância de cada elemento se traduz em intensidade de linhas e ajustamos o modelo até corresponder ao espectro observado. Assim obtemos abundâncias relativas.
Passo 4
Outras ferramentas independentes reforçam e refinam esses números: heliosismologia. O Sol vibra (ondas acústicas internas) e essas vibrações geram modos que medimos como pequenas variações na superfície. A velocidade das ondas depende da densidade, temperatura e composição do interior. Ao comparar observações das frequências dos modos com modelos teóricos, conseguimos restringir a fração de hélio no interior e testar a consistência das abundâncias determinadas pela espectroscopia. Isso é uma prova indireta, mas muito poderosa, porque fala do interior do Sol, não só da superfície.
Passo 5
Medição direta do processo energético: neutrinos solares. Reações de fusão no núcleo do Sol produzem neutrinos com energias características. Experimentos na Terra (por exemplo Homestake, Super-Kamiokande, SNO) detectaram o fluxo e o espectro desses neutrinos. A taxa medida e a energia dos neutrinos confirmam que o Sol funde hidrogênio em hélio no núcleo e que a potência liberada é compatível com modelos que usam as abundâncias deduzidas. A resolução do “problema dos neutrinos solares” (diferença inicial entre o que se previa e o que se detectava) também trouxe a física das oscilações de neutrinos como peça do quebra-cabeça — mas o ponto principal aqui é: neutrinos provam que a fusão do hidrogênio está ocorrendo como previsto.
Passo 6
Fontes complementares para elementos pesados: vento solar, meteoritos e amostras. O vento solar (partículas que escapam do Sol) e amostras de meteoritos primitivos (principalmente condritos CI) contêm muitos elementos pesados com abundâncias que costumam representar bem a composição do sistema solar primitivo. Medições laboratoriais de meteoritos dão abundâncias relativas de metais (elementos mais pesados que hélio) com grande precisão; combinando isso com as abundâncias solares deduzidas por espectroscopia, temos um mapa coerente da composição química.
Passo 7
Combinação de evidências e resultado final. Todas essas linhas de evidência (espectroscopia, laboratórios, modelos atmosféricos com Saha/Boltzmann, helioseismologia, neutrinos, meteoritos e amostras de vento solar) convergem para um resultado consistente: o Sol é composto majoritariamente de hidrogênio e hélio, com uma pequena fração de elementos mais pesados (chamados “metais” em astronomia). Valores aproximados por massa são:
Isso significa, em porcentagem aproximada,
de hidrogênio,
de hélio e
de elementos mais pesados.