16.4: O Interior Solar - Observações

Objetivos de

Ao final desta seção, você poderá:

• Explique como o sol pulsa
• Explique o que é helioseismologia e o que ela pode nos dizer sobre o interior solar
• Discuta como estudar neutrinos do Sol ajudou a entender os neutrinos

Lembre-se de que quando observamos a fotosfera do Sol (a camada superficial que vemos de fora), não estamos vendo muito profundamente nossa estrela, certamente não nas regiões onde a energia é gerada. É por isso que o título desta seção — observações do interior solar — deveria parecer muito surpreendente. No entanto, os astrônomos realmente criaram dois tipos de medições que podem ser usadas para obter informações sobre as partes internas do Sol. Uma técnica envolve a análise de pequenas mudanças no movimento de pequenas regiões na superfície do Sol. O outro depende da medição dos neutrinos emitidos pelo Sol.

Pulsações solares

Os astrônomos descobriram que o Sol pulsa — ou seja, ele se expande e contrai alternadamente — assim como seu peito se expande e se contrai à medida que você respira. Essa pulsação é muito pequena, mas pode ser detectada medindo a velocidade radial da superfície solar — a velocidade com que ela se move em nossa direção ou para longe de nós. Observa-se que as velocidades de pequenas regiões do Sol mudam de forma regular, primeiro em direção à Terra, depois para longe, depois em direção e assim por diante. É como se o Sol estivesse “respirando” por milhares de pulmões individuais, cada um com um tamanho na faixa de 4000 a 15.000 quilômetros, cada um flutuando para frente e para trás (Figura\(\PageIndex{1}\)).

Figura\(\PageIndex{1}\): Oscilações no sol. Novas técnicas observacionais permitem aos astrônomos medir pequenas diferenças de velocidade na superfície do Sol para inferir como é o interior solar profundo. Nesta simulação computacional, o vermelho mostra as regiões da superfície que estão se afastando do observador (movimento para dentro); o azul marca regiões se movendo em direção ao observador (movimento externo). Observe que as mudanças de velocidade penetram profundamente no interior do Sol.

A velocidade típica de uma das regiões oscilantes do Sol é de apenas algumas centenas de metros por segundo, e leva cerca de 5 minutos para completar um ciclo completo da velocidade máxima para a mínima e vice-versa. A mudança no tamanho do Sol medida em qualquer ponto não passa de alguns quilômetros.

O mais notável é que essas pequenas variações de velocidade podem ser usadas para determinar como é o interior do Sol. O movimento da superfície do Sol é causado por ondas que o alcançam das profundezas do interior. O estudo da amplitude e da duração do ciclo das mudanças de velocidade fornece informações sobre a temperatura, densidade e composição das camadas pelas quais as ondas passaram antes de chegarem à superfície. A situação é um pouco análoga ao uso de ondas sísmicas geradas por terremotos para inferir as propriedades do interior da Terra. Por esse motivo, estudos de oscilações solares (movimentos de ida e volta) são chamados de helioseismologia.

Demora pouco mais de uma hora para que as ondas atravessem o Sol do centro à superfície, então as ondas, como os neutrinos, fornecem informações sobre como é o interior solar atualmente. Em contraste, lembre-se de que a luz solar que vemos hoje emergindo do Sol foi, na verdade, gerada no núcleo há várias centenas de milhares de anos.

A helioseismologia mostrou que a convecção se estende para dentro da superfície 30% do caminho em direção ao centro; usamos essas informações\(16.3.6\) no desenho da Seção 16.3. As medições de pulsação também mostram que a rotação diferencial que vemos na superfície do Sol, com a rotação mais rápida ocorrendo no equador, persiste na zona de convecção. Abaixo da zona de convecção, no entanto, o Sol, embora seja totalmente gasoso, gira como se fosse um corpo sólido como uma bola de boliche. Outra descoberta da helioseismologia é que a abundância de hélio dentro do Sol, exceto no centro onde as reações nucleares converteram hidrogênio em hélio, é quase a mesma de sua superfície. Esse resultado é importante para os astrônomos porque significa que estamos corretos quando usamos a abundância dos elementos medidos na atmosfera solar para construir modelos do interior solar.

A helioseismologia também permite que os cientistas observem sob uma mancha solar e vejam como ela funciona. Em The Sun: A Garden-Variety Star, dissemos que as manchas solares são frias porque campos magnéticos fortes bloqueiam o fluxo externo de energia. A figura\(\PageIndex{2}\) mostra como o gás se move sob uma mancha solar. O material frio da mancha solar flui para baixo, e o material ao redor da mancha solar é puxado para dentro, carregando o campo magnético e, assim, mantendo o campo forte necessário para formar uma mancha solar. À medida que o novo material entra na região das manchas solares, ele também esfria, se torna mais denso e afunda, criando assim um ciclo de autoperpetuação que pode durar semanas.

Figura\(\PageIndex{2}\): Estrutura da mancha solar. Este desenho mostra nossa nova compreensão, da helioseismologia, do que está sob uma mancha solar. As setas pretas mostram a direção do fluxo do material. O intenso campo magnético associado à mancha solar interrompe o fluxo ascendente de material quente e cria uma espécie de tampão que bloqueia o gás quente. À medida que o material acima do plugue esfria (mostrado em azul), ele se torna mais denso e mergulha para dentro, atraindo mais gás e mais campo magnético atrás dele para o local. O campo magnético concentrado causa mais resfriamento, estabelecendo assim um ciclo de autoperpetuação que permite que um local sobreviva por várias semanas. Como o plugue impede que o material quente flua para a mancha solar, a região abaixo do plugue, representada pelo vermelho nesta imagem, fica mais quente. Esse material flui lateralmente e depois para cima, chegando eventualmente à superfície solar na área ao redor da mancha solar.

O material frio que flui para baixo atua como uma espécie de tampão que bloqueia o fluxo ascendente de material quente, que é então desviado lateralmente e, eventualmente, atinge a superfície solar na região ao redor da mancha solar. Esse fluxo externo de material quente explica o paradoxo que descrevemos em The Sun: A Garden-Variety Star, ou seja, que o Sol emite um pouco mais de energia quando mais de sua superfície está coberta por manchas solares frias.

A helioseismologia se tornou uma ferramenta importante para prever tempestades solares que podem impactar a Terra. As regiões ativas podem aparecer e crescer em apenas alguns dias. O período de rotação solar é de cerca de 28 dias. Portanto, regiões capazes de produzir explosões solares e ejeções de massa coronal podem se desenvolver no outro lado do Sol, onde, por muito tempo, não pudemos vê-las diretamente.

Felizmente, agora temos telescópios espaciais monitorando o Sol de todos os ângulos, então sabemos se há manchas solares se formando no lado oposto do Sol. Além disso, as ondas sonoras viajam um pouco mais rápido em regiões de alto campo magnético, e as ondas geradas em regiões ativas atravessam o Sol cerca de 6 segundos mais rápido do que as ondas geradas em regiões tranquilas. Ao detectar essa diferença sutil, os cientistas podem fornecer avisos de uma semana ou mais aos operadores de concessionárias de energia elétrica e satélites sobre quando uma região ativa potencialmente perigosa pode aparecer. Com esse aviso, é possível planejar interrupções, colocar instrumentos-chave no modo de segurança ou reagendar caminhadas espaciais para proteger os astronautas.

Neutrinos solares

A segunda técnica para obter informações sobre o interior do Sol envolve a detecção de alguns desses neutrinos elusivos criados durante a fusão nuclear. Lembre-se de nossa discussão anterior de que os neutrinos criados no centro do Sol saem diretamente do Sol e viajam para a Terra quase à velocidade da luz. No que diz respeito aos neutrinos, o Sol é transparente.

Cerca de 3% da energia total gerada pela fusão nuclear no Sol é levada pelos neutrinos. Tantos prótons reagem e formam neutrinos dentro do núcleo do Sol que, calculam os cientistas, 35 milhões de bilhões (\(3.5 × 10^{16}\)) de neutrinos solares passam por cada metro quadrado da superfície da Terra a cada segundo. Se pudermos criar uma maneira de detectar até mesmo alguns desses neutrinos solares, poderemos obter informações diretamente sobre o que está acontecendo no centro do Sol. Infelizmente para aqueles que estão tentando “capturar” alguns neutrinos, a Terra e tudo o que há nela também são quase transparentes aos neutrinos que passam, assim como o Sol.

Em ocasiões muito, muito raras, no entanto, um dos bilhões e bilhões de neutrinos solares interagirá com outro átomo. A primeira detecção bem-sucedida de neutrinos solares fez uso do fluido de limpeza (\(\ce{C2Cl4}\)), que é a maneira mais barata de reunir muitos átomos de cloro. O núcleo de um átomo de cloro (Cl) no fluido de limpeza pode ser transformado em um núcleo radioativo de argônio por meio de uma interação com um neutrino. Como o argônio é radioativo, sua presença pode ser detectada. No entanto, como a interação de um neutrino com o cloro acontece tão raramente, é necessária uma grande quantidade de cloro.

Raymond Davis Júnior (Figura\(\PageIndex{3}\)) e seus colegas do Laboratório Nacional de Brookhaven colocaram um tanque contendo quase 400.000 litros de fluido de limpeza a 1,5 km abaixo da superfície da Terra em uma mina de ouro em Lead, Dakota do Sul. Uma mina foi escolhida para que o material circundante da Terra impedisse que os raios cósmicos (partículas de alta energia do espaço) alcançassem o fluido de limpeza e criassem sinais falsos. (As partículas de raios cósmicos são detidas por espessas camadas da Terra, mas os neutrinos as consideram insignificantes.) Os cálculos mostram que os neutrinos solares devem produzir cerca de um átomo de argônio radioativo no tanque a cada dia.

Figura\(\PageIndex{3}\): Experimento de Davis. (a) Raymond Davis recebeu o Prêmio Nobel de Física em 2002. (b) O experimento de Davis no fundo de uma mina de ouro abandonada revelou pela primeira vez problemas com nossa compreensão dos neutrinos.

Esse foi um projeto incrível: eles contavam átomos de argônio cerca de uma vez por mês — e lembre-se, estavam procurando por um pequeno punhado de átomos de argônio em um enorme tanque de átomos de cloro. Quando tudo foi dito e feito, o experimento de Davis, iniciado em 1970, detectou apenas cerca de um terço dos neutrinos previstos pelos modelos solares! Esse foi um resultado chocante porque os astrônomos acharam que tinham uma compreensão muito boa dos neutrinos e do interior do Sol. Por muitos anos, astrônomos e físicos lutaram com os resultados de Davis, tentando encontrar uma saída para o dilema dos neutrinos “perdidos”.

Eventualmente, o resultado de Davis foi explicado pela surpreendente descoberta de que na verdade existem três tipos de neutrinos. A fusão solar produz apenas um tipo de neutrino, o chamado neutrino eletrônico, e os experimentos iniciais para detectar neutrinos solares foram projetados para detectar esse tipo. Experimentos subsequentes mostraram que esses neutrinos mudam para um tipo diferente durante sua jornada do centro do Sol pelo espaço até a Terra em um processo chamado oscilação de neutrinos.

Um experimento, conduzido no Observatório de Neutrinos de Sudbury, no Canadá, foi o primeiro projetado para capturar todos os três tipos de neutrinos (Figura\(\PageIndex{4}\)). O experimento foi localizado em uma mina a 2 quilômetros de profundidade. O detector de neutrinos consistia em uma esfera de plástico acrílico transparente de 12 metros de diâmetro, que continha 1000 toneladas métricas de água pesada. Lembre-se de que um núcleo de água comum contém dois átomos de hidrogênio e um átomo de oxigênio. Em vez disso, a água pesada contém dois átomos de deutério e um átomo de oxigênio, e os neutrinos entrantes podem ocasionalmente quebrar o próton e o nêutron frouxamente ligados que compõem o núcleo do deutério. A esfera de água pesada era cercada por um escudo de 1700 toneladas métricas de água muito pura, que por sua vez era cercada por 9600 fotomultiplicadores, dispositivos que detectam flashes de luz produzidos após neutrinos interagirem com a água pesada.

Figura\(\PageIndex{4}\): Detector de neutrinos de Sudbury. A esfera de 12 metros do Detector de Neutrinos de Sudbury fica a mais de 2 quilômetros de profundidade e contém 1000 toneladas métricas de água pesada.

Para o enorme alívio dos astrônomos que fazem modelos do Sol, o experimento de Sudbury detectou cerca de 1 neutrino por hora e mostrou que o número total de neutrinos que chegam à água pesada é exatamente o que os modelos solares preveem. Apenas um terço deles, no entanto, são neutrinos de elétrons. Parece que dois terços dos neutrinos de elétrons produzidos pelo Sol se transformam em um dos outros tipos de neutrinos à medida que avançam do núcleo do Sol para a Terra. É por isso que os experimentos anteriores viram apenas um terço do número esperado de neutrinos.

Embora não seja intuitivamente óbvio, essas oscilações de neutrinos só podem acontecer se a massa do neutrino eletrônico não for zero. Outros experimentos indicam que sua massa é pequena (mesmo em comparação com o elétron). O Prêmio Nobel de Física de 2015 foi concedido aos pesquisadores Takaaki Kajita e Arthur B. McDonald por seu trabalho estabelecendo a natureza mutável dos neutrinos. (Raymond Davis dividiu o Prêmio Nobel de 2002 com o japonês Masatoshi Koshiba pelos experimentos que levaram à nossa compreensão do problema dos neutrinos em primeiro lugar.) Mas o fato de o neutrino ter massa tem implicações profundas tanto para a física quanto para a astronomia. Por exemplo, veremos o papel que os neutrinos desempenham no inventário da massa do universo em The Big Bang.

O experimento Borexino, um experimento internacional conduzido na Itália, detectou neutrinos vindos do Sol que foram identificados como provenientes de diferentes reações. Enquanto a cadeia p-p é a reação que produz a maior parte da energia do Sol, ela não é a única reação nuclear que ocorre no núcleo do Sol. Existem reações colaterais envolvendo núcleos de elementos como berílio e boro. Ao sondar o número de neutrinos provenientes de cada reação, o experimento Borexino nos ajudou a confirmar em detalhes nossa compreensão da fusão nuclear no Sol. Em 2014, o experimento de Borexino também identificou neutrinos que foram produzidos pela primeira etapa da cadeia p-p, confirmando os modelos dos astrônomos solares.

É incrível que uma série de experimentos que começaram com fluido de limpeza suficiente para encher uma piscina derrubou os poços de uma antiga mina de ouro agora esteja nos ensinando sobre a fonte de energia do Sol e as propriedades da matéria! Este é um bom exemplo de como experimentos em astronomia e física, juntamente com os melhores modelos teóricos que podemos criar, continuam a levar a mudanças fundamentais em nossa compreensão da natureza.

Conceitos principais e resumo

Estudos de oscilações solares (helioseismologia) e neutrinos podem fornecer dados observacionais sobre o interior do Sol. A técnica da helioseismologia mostrou até agora que a composição do interior é muito parecida com a da superfície (exceto no núcleo, onde parte do hidrogênio original foi convertido em hélio) e que a zona de convecção se estende cerca de 30% da superfície do Sol até o centro. A helioseismologia também pode detectar regiões ativas no outro lado do Sol e fornecer melhores previsões de tempestades solares que podem afetar a Terra. Os neutrinos da chamada solar nos falam sobre o que está acontecendo no interior solar. Um experimento recente mostrou que os modelos solares preveem com precisão o número de neutrinos de elétrons produzidos por reações nucleares no núcleo do Sol. No entanto, dois terços desses neutrinos são convertidos em diferentes tipos de neutrinos durante sua longa jornada do Sol à Terra, um resultado que também indica que os neutrinos não são partículas sem massa.

Glossário

helioseismologia

estudo das pulsações ou oscilações do Sol para determinar as características do interior solar