No
começo, o Sol era uma nuvem gigantesca de gás e poeira, muitas vezes maior que
o sistema solar hoje. Está nuvem foi se contraindo e girando e ficando mais
densa até se transformar em uma estrela como conhecemos hoje, mas este processo
só ocorreu por decorrência da explosão de uma estrela (uma Supernova) próxima a
nuvem todo este processo demorou cerca de 50 milhões de anos e que consumiu
aproximadamente 99% da nuvem e 1% que restou transformou nos planetas que
conhecemos.
A
partir de então, o Sol entrou em uma fase bem tranquila, na qual ainda se
encontra. Seu tamanho e sua temperatura quase não mudam. Pouco variou a
quantidade de energia que emite para o espaço em cada segundo, o que chamamos
de “luminosidade”. Isso nos interessa muito, porque a vida na Terra depende da
energia que vem do Sol: se ela aumentar ou diminuir muito, mudanças profundas e
até catastróficas vão acontecer.
Essa
fase de “tranquilidade” deve durar, no total, cerca de 11 bilhões de anos. Como
ela se iniciou há cerca de 4,5 bilhões de anos, o Sol ainda tem pela frente
aproximadamente 6,5 bilhões de anos de tranquilidade.
Mas,
para nós na Terra, está fase não será tão calma assim, porque a luminosidade do
Sol sempre aumenta, ainda que de forma lenta, e deverá dobrar ao final dos 11
bilhões de anos. Ficando mais brilhante, o Sol vai aquecer mais a Terra.
Com
mais calor, toda a água do nosso planeta vai evaporar. Não sabemos exatamente
quando isso vai acontecer, mais poderá ser em pouco mais de 3 bilhões de anos,
dependendo da quantidade de nuvens, porque elas absorvem parte da energia que
vai para a Terra.
O
que mantém o Sol nesta fase em que está “tranquila” é a queima de um elemento
que está em seu núcleo, chamado hidrogênio. Após 11 bilhões de anos, esse
elemento irá acabar. Com a interrupção da produção de energia, o núcleo não
conseguirá suportar o peso das camadas mais externas e sofrerá um colapso, o
que aumentará muito a sua temperatura. Então, a “fornalha” funcionará outra
vez, queimando o hidrogênio que existe nas camadas mais próximas ao núcleo.
Esse processo é tão violento que empurrará as camadas externas do Sol para
fora, transformando-o em uma estrela gigante (Gigante Vermelha).
Essa
fase é mais rápida que a anterior e irá durar “apenas” pouco mais de 1 bilhão
de anos. Nesta fase o Sol alcançará uma luminosidade de cerca de 2 mil vezes
maior que a atual e um diâmetro de quase 200 vezes maior que o presente. Com um
diâmetro tão grande, a superfície total por onde escapa a energia emitida pelo
Sol fica enorme, de modo que essa superfície esfria um pouco, mesmo que a
luminosidade do Sol esteja aumentando. A temperatura da superfície ficará,
então, próxima dos 3 mil graus, quase a metade do valor que tem hoje. Muito grande,
avermelhado e frio, o Sol será, então, uma estrela gigante vermelha.
A
fase gigante vermelha não será muito sossegada: o hidrogênio das camadas
próximas ao núcleo também se esgotará e o Sol passará a queimar um novo elemento,
o hélio. Essa queima ocorre por meio de pulsos, ou seja, por episódios rápidos.
O brilho e o tamanho do Sol vão variar muito, sempre em valores mais altos que
os atuais.
Nesta
fase do Sol, os planetas vão sofrer varias alterações. Por exemplo, Mercúrio,
que é o planeta mais próximo do Sol (cerca de 60 milhões de quilômetros), será
completamente engolido. Quanto aos planetas seguintes, Vênus e Terra, não temos
certeza do que irá acontecer. O destino desses dois planetas dependerá
basicamente da quantidade de matéria que o Sol irá perder daqui para frente. A
perda de matéria é algo que acontece com todas as estrelas, mais ou menos como
em um regime de emagrecimento. Por exemplo, atualmente podemos observar
partículas muito pequenas vindas do Sol, que formam o chamado "vento
solar". Outras estrelas, como as gigantes vermelhas, perdem uma quantidade
muito grande de matéria.
Existem
várias causas para que as estrelas percam massa. No caso do Sol, os astrônomos
sabem há muito tempo que ele tem uma região muito quente, com temperaturas de
milhões de graus, chamada "coroa solar". Sendo tão quente, essa coroa
está se evaporando, e o resultado é o vento solar. Já as estrelas gigantes são
muito luminosas e a própria luz pode empurrar parte da massa para fora da
estrela.
E
o que tem a ver a perda de matéria com as órbitas (caminho que os planetas
fazem em torno do Sol) dos planetas? A resposta é simples: os planetas, como
Vênus e Terra, têm órbitas situadas a uma distância que depende da massa do
Sol. Quanto menor essa massa, maior a distância do planeta em relação ao Sol.
Assim, se o Sol perder muita matéria na fase gigante, Vênus e Terra
"fugirão" para órbitas mais distantes e não serão destruídos. Caso
contrário, um processo semelhante ao de Mercúrio ocorrerá com esses dois
planetas. Para poder esclarecer melhor essa questão, os astrônomos precisam
ainda pesquisar muito sobre o processo de perda de massa e sua influência na
evolução das estrelas.
Essa
fase dura menos que a anterior. Em apenas 100 mil anos o Sol passa de uma
estrela gigante fria a uma estrela pequena e quente, uma "anã
branca". Então, esgotados seus principais combustíveis nucleares, o
hidrogênio e o hélio, não haverá mais produção de energia. O Sol irá esfriar
calmamente até se transformar em uma "anã negra", espécie de cinza
invisível no céu.
