Manchas Solares

Porém, tal catástrofe não deverá ocorrer por muito tempo. Como assinalei, as estrelas se movem muito lentamente, em comparação com as vastas distâncias entre elas, e demorará muito até que estrelas atualmente distantes se aproximem de nós significativamente.

O astrônomo americano CarI Sagan (1935-) calcula que uma supernova pode explodir num raio de até 100 anos-luz da Terra a intervalos de 750 milhões de anos em média. Se assim for, explosões desse tipo podem já ter ocorrido talvez seis vezes na história do sistema solar, e podem ocorrer mais nove vezes antes de o Sol abandonar a seqüência principal.

Mas esse evento não deve nos pegar de surpresa. Não é difícil distinguir as estrelas que estão se aproximando. Temos meios de detectar uma gigante vermelha até a distância muitíssimo acima de 100 anos-luz. É bem provável que obtenhamos informações acerca da possibilidade de uma explosão com uma margem prévia de, pelo menos, 1 milhão de anos, o que nos permitirá planejar ações com o intuito de minimizar a explosão ou a ela escapar.

MANCHAS SOLARES

A questão seguinte é: podemos confiar totalmente no Sol? Será que algo errado poderá acontecer enquanto o Sol estiver na seqüência principal?

Será que num futuro próximo poderia ocorrer alguma coisa inesperada, de modo que não tivéssemos com que nos defender, ou nos faltasse tempo para empregar o que quer que nos pudesse defender?

A menos que haja algo de terrivelmente errado em nossas opiniões atuais relativas à evolução estelar, nada de muito ruim pode acontecer ao Sol.

As coisas agora são como foram há muito tempo e assim continuarão.

Qualquer mudança em seu comportamento deverá ser tão pequena a ponto de não trazer conseqüências na escala solar.

Contudo, será que variações sem conseqüências a nível solar não podem ser desastrosas a nível terrestre? Claro que sim. Um pequeno soluço no comportamento do Sol pode representar nada para ele e passar despercebido se o Sol for contemplado mesmo à distância das estrelas mais próximas. O efeito de tão pequena mudança sobre a Terra, no entanto, pode bastar para alterar drasticamente suas propriedades; se o estranho espasmo durasse bastante tempo, defrontar-nos-íamos com verdadeira catástrofe.

Como sabemos, em termos cósmicos, a vida é uma coisa um tanto frágil. Não é necessário que haja grande mudança de temperatura para ferver ou congelar os oceanos — e cada um desses casos provocaria a inviabilidade da vida. Mudanças relativamente pequenas no rendimento solar bastariam para produzir um desses extremos. Conclui-se, pois, que a vida só pode continuar se o Sol brilhar com minúsculas variações, no máximo, em seu estado geral.

A medida em que a história da vida tem sido basicamente a mesma durante mais de 3 bilhões de anos, pelo que se sabe, podemos nos reassegurar de que o Sol realmente é uma estrela confiável. Ainda assim, o Sol poderia ser invariável a ponto de permitir a existência da vida em geral e, por outro lado, variável o suficiente para submetê-la a terríveis opressões. Na história da vida houve realmente épocas em que, aparentemente, surgiram catástrofes biológicas, e não podemos ter certeza se o Sol não foi o responsável por elas. Isso nós consideraremos mais adiante.

Se nos limitarmos aos tempos históricos, o Sol terá sempre parecido perfeitamente estável, pelo menos para observadores casuais e astrônomos menos favorecidos com instrumentos tão sofisticados quanto os presentemente utilizados. Estaremos bancando os tolos ao supor que isso persistirá?

Poderíamos responder a essa questão através da observação de outras estrelas. Se todas as outras estrelas são perfeitamente constantes em brilho, então por que não deveríamos admitir que o Sol também continuará sendo o mesmo nunca nos dando radiação a mais ou a menos?

Entretanto, o que ocorre é que algumas estrelas visíveis a olho nu não brilham de forma uniforme; pelo contrário, elas variam, escurecendo, às vezes, e brilhando mais, outras vezes. Uma delas é a estrela Algol, da constelação de Perseu. Nenhum astrônomo das idades antiga e medieval parece ter feito qualquer referência à sua variabilidade, talvez por causa da força da crença grega de que os céus eram imutáveis. Mas há evidências indiretas de que os astrônomos podem ter-se apercebido dessa variabilidade, mesmo não gostando de se referir a ela. Perseu, na constelação, era geralmente mostrado segurando a cabeça decepada da Medusa, o monstro demoníaco cujo cabelo se compunha de cobras vivas e cujo olhar fatal transformava homens em pedras. Dizia-se que Algol representava a cabeça e, por isso, ela era às vezes chamada de “estrela do demônio”. Na verdade, a própria palavra “Algol” é uma distorção do árabe “al ghul” , que significa “o demônio que se alimenta da carne dos mortos”.

É grande a tentação para se supor que os gregos estavam perturbados demais pela variabilidade de Algol para se referirem a ela abertamente, mas exorcizavam-na através da transformação de Algol num demônio. Sua variabilidade foi explicitamente mencionada pela primeira vez em 1669, pelo astrônomo italiano Geminiano Montanari (1632-87).

Em 1782, um surdo-mudo de dezoito anos, o astrônomo anglo-holandês John Goodricke (1764-86), mostrou que a variabilidade de Algol era absolutamente regular e sugeriu que ela não era verdadeiramente variável. Em vez disso, segundo ele, ela era circundada por uma estrela opaca, que periodicamente a eclipsava em parte. Descobriu-se mais tarde que ele estava totalmente correto.

Anteriormente, contudo, em 1596, o astrônomo alemão David Fabricius (1564-1617) já havia notado uma estrela variável que era muito mais admirável do que Algol. Era Mira, a estrela que mencionei antes como sendo uma gigante vermelha próxima de nós. “Mira” é uma palavra latina que significa “motivo para embevecimento”, e assim é, na medida em que ela varia em brilho muito mais que Algol, chegando, às vezes, a obscurecer, tanto que fica invisível a olho nu. Mira também tem um período de variação muito mais longo e irregular do que Algol. (Assim, é grande a certeza de que isso deve ter sido observado antes, mas pode ter sido deliberadamente ignorado por ser perturbador demais para ser aceito.) Podemos ignorar estrelas como Algol, que sofrem eclipses e apenas parecem variar em luz. Seus casos não indicam qualquer sinal de variabilidade desastrosa numa estrela como o Sol. Podemos também ignorar as supernovas, que ocorrem somente nas convulsões de uma estrela que está passando pela contração final, e as novas, que são anãs brancas que já sofreram contração e estão absorvendo uma quantidade incomum de matéria de uma estrela companheira normal.

Isso nos deixa com estrelas como Mira ou Betelgeuse, que são “estrelas variáveis intrínsecas”, quer dizer, estrelas que apresentam variabilidade na luz que emitem por causa das mudanças cíclicas em suas estruturas. Elas pulsam, regularmente em alguns casos e, em outros, irregularmente, ficando mais frias e maiores na porção em expansão de seu ciclo, e mais quentes e menores na porção em contração.

Se o Sol fosse uma estrela variável intrínseca, a vida na Terra seria impossível, pois a diferença de radiação emitida pelo Sol em diferentes ocasiões em seu ciclo iria, periodicamente, banhar a Terra com calor insuportável e sujeitá-la a um frio igualmente insuportável. Poderíamos argumentar que os seres humanos poderiam proteger-se de tais extremos de temperatura, porém parece improvável que a vida teria sequer surgido sob tais condições, ou que teria evoluído até o ponto em que qualquer espécie estivesse bastante avancada tecnologicamente para lidar com tais variações.

Obviamente, o Sol não é uma estrela desse tipo, mas será que poderia transformar-se em tal, fazendo do mundo em que vivemos um horror intolerável?

Felizmente, isso não deve acontecer. Em primeiro lugar, estrelas variáveis intrínsecas não são comuns. Conhecem-se cerca de 14 000 delas.

Mesmo admitindo-se que muitas estrelas desse tipo passem despercebidas por estarem excessivamente distantes ou ocultas por nuvens de poeira, continua valendo o fato de que elas representam uma porcentagem muito pequena da totalidade das estrelas. A grande maioria das estrelas parecem ser tão estáveis e invariáveis quanto os gregos da Antigüidade criam que elas eram.

Além do mais, algumas estrelas intrinsecamente variáveis são grandes e brilhantes e estão terminando o seu ciclo na seqüência principal. Outras, como Mira e Betelgeuse, já deixaram a seqüência principal e parecem estar perto do fim de suas vidas como gigantes vermelhas. Provavelmente, a vibração representa o tipo de instabilidade que indica o fim de um certo estágio na vida de uma estrela e a passagem para outro.

Na medida em que o Sol é uma estrela de meia-idade, com bilhões de anos à frente do fim do estágio atual, aparentemente não há chance de que ele se torne uma estrela variável antes de passado muitíssimo tempo. Mesmo assim, há graus de variabilidade, e o Sol poderia ser ou tornar-se variável num grau muito pequeno que, ainda assim, nos causaria problemas.

Que dizer, por exemplo, das manchas solares? Será que sua presença em quantidades variáveis, de vez em quando, indica uma certa pequena variabilidade na produção de radiação solar? Sabe-se que as manchas são significativamente mais frias que as porções sem manchas da superfície solar. Um Sol manchado não seria então mais frio que um Sol sem manchas?

E, nesse caso, não experimentaríamos os efeitos aqui na Terra?

Essas questões se revestiram de maior importância com o trabalho de um farmacêutico alemão, Heínrich Samuel Schwabe (1789-1875), cujo hobby era a astronomia. Como só podia dedicar-se a seu telescópio durante o dia, ele observava as vizinhanças do Sol, tentando detectar um planeta desconhecido que, acreditavam algumas pessoas, poderia estar girando em torno do Sol dentro da órbita de Mercúrio.

Se isso fosse verdade, ele poderia cruzar o disco solar periodicamente; era isso o que Schwabe aguardava.

Ele iniciou sua pesquisa em 1825 e, ao vasculhar o disco do Sol, percebeu a existência das manchas solares. Passado certo tempo, abandonou o planeta e começou a fazer esboços das manchas. Fê-lo todos os dias ensolarados durante dezessete anos. Em 1843, estava pronto para anunciar que as manchas do Sol aumentavam e diminuíam em número num ciclo de dez anos.

Em 1908, o astrônomo americano George Ellery Hale (1868-1938) conseguiu detectar fortes campos magnéticos no interior das manchas solares. A direção do campo magnético é uniforme num dado ciclo e se inverte no ciclo seguinte. Levando em conta os campos magnéticos, o tempo para que o ponto máximo de intensidade de um campo numa dada direção venha a se repetir é de 21 anos.

Aparentemente, o campo magnético do Sol se fortalece e enfraquece por alguma razão, e as manchas solares estão associadas a essa mudança.

Assim também quanto aos outros efeitos. Há “chamas solares”, brilhos temporários repentinos da superfície do Sol, aqui e ali, que parecem estar associadas ao fortalecimento local do campo magnético. Eles se tornam mais comuns à medida em que aumenta o número de manchas solares, já que ambos refletem o campo magnético. Conseqüentemente, no auge de

uma mancha solar falase de um “Sol ativo” e, no nível zero, de um “Sol inativo”{27} .

E, também, o Sol está sempre desprendendo fluxos de núcleos atômicos (especialmente núcleos de hidrogênio, que são simples prótons), os quais se afastam do Sol em todas as direções, a grandes velocidades. Esse fenômeno foi batizado de “vento solar” em 1958 pelo astrônomo americano Eugene Norman Parker (1927-).

O vento solar alcança a Terra e interage com a camada mais alta da atmosfera, produzindo uma série de efeitos, como a aurora boreal (ou “luzes do norte”). As chamas solares cospem enormes quantidades de prótons e temporariamente fortalecem o vento solar. Dessa maneira, a Terra é afetada muito mais fortemente por altos e baixos na atividade solar do que por qualquer simples mudança de temperatura, associada com o ciclo de manchas solares.

Esse ciclo, quaisquer que sejam seus efeitos sobre a Terra, certamente não interfere na vida de forma evidente. Permanece, contudo, uma dúvida: o ciclo de manchas solares pode perder suas características estáveis, de modo que o Sol começaria a oscilar tão violentamente a ponto de provocar uma catástrofe? Poderíamos argumentar que, na medida em que, pelo que se sabe, jamais o fez, igualmente não deverá fazê-lo no futuro. Poderíamos confiar nesse argumento se o ciclo fosse perfeitamente regular, mas não o é.

Encontraram-se, por exemplo, variações entre pontos máximos de ocorrência de manchas solares de sete e de dezessete anos.

E mais: a intensidade desses pontos máximos não é fixa. Mede-se o quanto o Sol se apresenta manchado pelo “número de manchas solares de Zurique”. Para se calcular esse número, atribui-se 1 para cada mancha individual e 10 para cada grupo delas, e multiplica-se o total por uma unidade que depende dos instrumentos usados e das condições de observação. Caso se meça o número de manchas solares de Zurique anualmente, observar-se-á que, enquanto, no início dos séculos XVIII e XIX, os máximos foram de 50, em 1959, o máximo atingiu seu maior expoente: 200.

É claro que, pelo fato de só existirem relatos cuidadosos e freqüentes a partir de 1843 com Schwabe, os dados que usamos para os anos anteriores àquele talvez não sejam inteiramente confiáveis, e os relatórios do primeiro século depois da descoberta de Galileu geralmente foram desconsiderados por serem muito fragmentários.

Em 1893, entretanto, o astrônomo inglês Edward Walter Maunder (1851-1928), enquanto pesquisava velhos relatórios, surpreendeu-se com a descoberta de que nenhuma das observações da superfície solar feitas entre 1645 e 1715 falava de manchas solares. O número total de manchas detectadas durante aquele período era menor que o aplicável a qualquer ano da época atual. A descoberta foi ignorada em seu tempo, pois parecia fácil supor que os dados do século XVII eram demasiadamente fragmentários e não sofisticados para serem significativos; pesquisas recentes, porém, vieram corroborar suas exposições e, conseqüentemente, o período entre 1645 e 1715 é hoje chamado de “mínimo Maunder”.

Naquele período, as manchas solares não só estavam praticamente ausentes, como também os relatos de ocorrência de auroras (especialmente comuns no ponto máximo de ocorrência de manchas solares, quando as chamas incendeiam todo o Sol) se tornaram raros. Mais importante ainda é o fato de que, a julgar pelas descrições de desenhos da época, o formato do halo durante os eclipses solares totais era característico de sua aparição no ponto mínimo de ocorrência de manchas solares.

Indiretamente, as variações no campo magnético do Sol — evidentes no ciclo de manchas solares — afetam a quantidade de carbono 14 (tipo de carbono radioativo) na atmosfera. O carbono 14 é formado por raios cósmicos que atingem a atmosfera da Terra. Quando o campo magnético do Sol está em expansão durante o ponto máximo de ocorrência de manchas solares, ele ajuda a proteger a Terra do influxo de raios cósmicos. No ponto mínimo, o campo magnético encolhe, e os raios cósmicos não são desviados.

Conseqüentemente, o nível de carbono 14 na atmosfera é alto no ponto mínimo e baixo, no máximo.

O carbono (inclusive o 14) é absorvido pelos vegetais sob a forma de dióxido de carbono na atmosfera. O carbono (inclusive o 14) é incorporado às moléculas constituintes da madeira das árvores. Felizmente, é possível detectar o carbono 14 e determinar sua quantidade com grande precisão.

Analisando-se árvores muito velhas, pode-se identificar o nível de carbono 14 em cada anel anual e determinar a variação de seu nível de ano para ano.

Ele é alto no ponto mínimo de ocorrência de manchas solares e baixo no ponto máximo; mais: foi alto durante todo o mínimo Maunder.