Qualquer pessoa que já se sentou ao redor de uma fogueira conhece a regra: quanto mais longe das chamas, mais frio. É assim com o fogão, com o motor do carro, com o corpo de um animal, com qualquer fonte de calor que já tenhamos tocado ou medido. O calor flui do quente para o frio e se dilui pelo caminho. A estrela que ilumina este texto, porém, desobedece a essa lei com descaramento. A superfície visível do Sol brilha a cerca de 6.000 kelvins. Alguns milhares de quilômetros acima dela, num gás tão rarefeito que seria tomado por vácuo em qualquer laboratório terrestre, a temperatura dispara para um milhão de graus, e em certas regiões passa de dois milhões. Afastando-se do fogo, o gás solar esquenta. Esse enigma tem nome, idade e, depois de mais de oito décadas de disputa, um começo de solução.

O enigma se chama problema do aquecimento coronal, e ele ocupa o centro de uma reportagem especial da edição de novembro de 2026 da revista Sky & Telescope, assinada pela editora de ciência Camille M. Carlisle, que ouviu alguns dos físicos solares mais experientes do mundo para entender em que pé está a investigação. O balanço que eles apresentam pode ser resumido numa frase que soa quase decepcionante para quem esperava um culpado único: a coroa do Sol é aquecida por dois mecanismos diferentes, que atuam em regiões diferentes e em proporções que ainda ninguém sabe medir com segurança. O trabalho da próxima década, dizem eles, é justamente essa contabilidade. E para fazê-la, duas espaçonaves estão a caminho da rampa de lançamento.

Para compreender por que a coroa quente é um escândalo físico, é preciso descer até o coração da estrela. Ali, a cerca de 700 mil quilômetros abaixo da superfície, núcleos de hidrogênio se fundem em hélio a uma temperatura próxima de 15 milhões de kelvins. A energia liberada nessas reações leva um tempo enorme para escapar; ela é absorvida e reemitida inúmeras vezes antes de alcançar a camada externa do Sol, onde o transporte muda de natureza. Nos 30% finais do raio solar, o gás passa a se mover em grandes correntes de convecção, como a água numa panela fervente: bolhas de plasma quente sobem, irradiam energia, esfriam e afundam de novo. Na superfície, essas células convectivas aparecem como grânulos de aproximadamente 1.000 quilômetros de diâmetro que nascem e morrem em cinco a dez minutos.

Essa camada visível é a fotosfera, e é dela que vem praticamente toda a luz que recebemos. Sua temperatura, da ordem de 5.800 a 6.000 kelvins, é bem conhecida desde o século XIX. O que a fotosfera também produz, sem que isso seja óbvio a olho nu, é magnetismo em escala monumental. O plasma em movimento é um condutor elétrico, e cargas em movimento geram campos magnéticos. As linhas desse campo brotam da superfície em arcos e feixes que se erguem entre 1.000 e 100.000 quilômetros, e os maiores alcançam uma altura próxima de um quarto da distância entre a Terra e a Lua. O borbulhar da superfície arrasta os pés dessas linhas, empurrando-os para as frestas entre as células, sacudindo-os, torcendo-os e trançando-os sem descanso.

Acima da fotosfera a temperatura primeiro cai um pouco, atingindo um mínimo de pouco mais de 4.000 kelvins algumas centenas de quilômetros acima da superfície, e então começa a subir. A cerca de 1.000 quilômetros de altura, na camada chamada cromosfera, o gás já está em torno de 10.000 kelvins. Mais acima, enquanto a densidade despenca, a curva de temperatura vira quase vertical: em poucas centenas de quilômetros o plasma salta para meio milhão de graus e, logo depois, para um milhão ou mais. Essa é a coroa, a atmosfera externa do Sol, visível a olho nu apenas durante eclipses totais. Os íons mais pesados que flutuam nela, como o oxigênio despojado de cinco elétrons, exibem energias cinéticas equivalentes a 100 milhões de kelvins, temperatura superior à do núcleo onde a fusão acontece.

É preciso deter-se um instante no significado dessa temperatura, porque ela engana a intuição. Temperatura mede a agitação média das partículas, não a quantidade de calor armazenada. A coroa é algo como um bilhão de vezes mais rarefeita que a fotosfera; um astronauta hipotético que a atravessasse não seria carbonizado pelo gás coronal, pois há partículas de menos para transferir energia significativa a um corpo sólido. O que a temperatura revela é que algo acelera cada partícula daquele gás a velocidades enormes. E esse algo precisa agir o tempo todo. Cálculos simples mostram que, sem uma fonte contínua de energia depositada ali mesmo, a coroa irradiaria seu calor e esfriaria em cerca de meia hora. Quem a mantém a um milhão de graus trabalha em turno integral.

Uma maneira de enxergar o problema é pensar num circuito elétrico. O Sol tem a fonte e tem a fiação, mas o mistério está no resistor. A fonte é a convecção: o movimento do plasma na superfície contém energia de sobra para aquecer a atmosfera, pois a coroa inteira consome uma parcela ínfima da luminosidade solar, bem menos de um centésimo de um por cento. A fiação é o campo magnético, que liga a superfície turbulenta às alturas rarefeitas e conduz energia para cima. Falta o componente que converte essa energia em calor onde ele é observado. Numa torradeira, a eletricidade só vira calor ao atravessar o filamento de alta resistência. Na coroa, o filamento equivalente precisa estar em toda parte e funcionar o tempo inteiro. A natureza desse resistor cósmico é o que se discute há oitenta anos.

A história começa com um erro produtivo. Em 7 de agosto de 1869, um eclipse total cruzou a América do Norte, e os astrônomos Charles Young e William Harkness apontaram espectroscópios para a coroa durante os poucos minutos em que a Lua escondeu a fotosfera. Ambos registraram uma linha de emissão verde que não correspondia a nenhum elemento conhecido. Convencidos de que haviam encontrado uma substância nova, batizaram-na de corônio. Por setenta anos a hipótese sobreviveu, cada vez mais desconfortável à medida que a tabela periódica se completava sem deixar vaga para o suposto elemento. Era a mesma década em que o hélio, identificado no espectro da cromosfera em 1868, ganhara seu nome do Sol, e a ideia de um segundo elemento solar não parecia absurda.

A solução veio no fim dos anos 1930, quando o astrônomo alemão Walter Grotrian e o espectroscopista sueco Bengt Edlén, trabalhando sobre a física atômica que a mecânica quântica havia tornado possível, mostraram que as linhas da coroa eram emitidas por átomos perfeitamente comuns em estados absurdamente violentos. A linha verde, cujo comprimento de onda é 530,3 nanômetros, vem de átomos de ferro que perderam treze dos seus 26 elétrons. Outras linhas pertenciam a cálcio e níquel igualmente mutilados. Arrancar tantos elétrons de um átomo exige colisões de energia altíssima, e a conclusão era inescapável: a coroa estava a cerca de um milhão de kelvins. O corônio morreu, e nasceu o problema do aquecimento coronal. Isso foi há mais de oitenta anos, e a pergunta formulada então continua aberta.

Quase ao mesmo tempo, o físico sueco Hannes Alfvén descrevia um tipo de onda que só existe em plasmas magnetizados. Quando uma linha de campo magnético imersa num gás condutor é deslocada, ela reage como uma corda esticada: a tensão magnética a puxa de volta, ela ultrapassa o ponto de equilíbrio e passa a oscilar, transmitindo a perturbação ao longo de sua extensão. Alfvén propôs em 1947 que essas ondas, geradas pela agitação da fotosfera e viajando pelas linhas de campo até a coroa, poderiam ser o mecanismo que deposita calor lá em cima. A proposta era elegante e rendeu ao autor, por esse e outros trabalhos, o Prêmio Nobel de Física de 1970. Como lembra à Sky & Telescope o físico solar James Klimchuk, do Centro de Voos Espaciais Goddard da NASA, no começo todos achavam que a coroa era aquecida por ondas.

Havia um obstáculo embaraçoso: ninguém via onda alguma na coroa. E não era por falta de atenção. A coroa emite a maior parte da sua energia no ultravioleta extremo e nos raios X, faixas que a atmosfera terrestre bloqueia por completo. O halo perolado que se vê durante um eclipse total é outra coisa: trata-se da luz da fotosfera espalhada por elétrons livres e por grãos de poeira, não da emissão própria do gás quente. Para enxergar a coroa como ela é, era preciso sair da atmosfera. Os primeiros foguetes de sondagem com detectores de raios X, nos anos 1950 e 1960, e depois o laboratório orbital Skylab, em 1973 e 1974, começaram a mostrar o que o eclipse apenas insinuava.

As imagens em raios X revelaram que o plasma coronal não flutua livremente: ele está preso às linhas do campo magnético, desenhando arcos luminosos de todos os tamanhos. As regiões mais brilhantes da coroa ficavam exatamente acima dos pontos de campo mais intenso na fotosfera, onde surgem as manchas solares. E a coroa piscava. Clarões de raios X apareciam por toda parte, com uma regularidade estatística reveladora: para cada explosão grande havia muitas pequenas, e a contagem seguia crescendo em direção aos eventos menores até o limite em que os instrumentos deixavam de distingui-los. Essa escada de frequências, em que o pequeno é sempre mais comum que o grande, obedece a uma lei de potência, o mesmo tipo de distribuição que governa terremotos e avalanches.

Foi nessa escada que Eugene Parker enxergou uma hipótese. O físico americano, famoso por ter previsto o vento solar em 1958, propôs no fim dos anos 1980 que a sequência de explosões cada vez menores não parava no limite de detecção. Haveria eventos tão minúsculos e tão numerosos que nenhum telescópio os veria individualmente, mas cuja soma bastaria para manter a coroa fervendo. Ele os chamou de nanoflares, nanoexplosões: cada uma com cerca de um bilionésimo da energia de uma explosão solar de grande porte, o que ainda equivale, em números redondos, a um milhar de bombas de Hiroshima. O mecanismo seria o mesmo das explosões grandes, a reconexão magnética, aplicado em miniatura e em quantidade industrial.

Reconexão magnética é o nome do processo pelo qual linhas de campo que apontam em direções conflitantes se rompem e se religam numa configuração nova, de menor energia, liberando a diferença de forma abrupta. Klimchuk descreve o preparo do fenômeno com uma imagem doméstica: a convecção torce as linhas de campo como quem gira um elástico, volta após volta, até que a tensão acumulada não tenha mais para onde ir e o elástico arrebente. As linhas recém-conectadas nascem curvadas e tentam se esticar, afastando-se umas das outras num tranco. O plasma, que no gás altamente condutor da coroa está colado às linhas de campo como roupa presa num varal, vai junto. Quando o varal se rompe e chicoteia, a roupa voa.

O tranco é violento. O plasma arrastado pelas linhas que se reorganizam atinge velocidades da ordem de 1.000 quilômetros por segundo, o suficiente para cobrir a distância entre São Paulo e o Rio de Janeiro em menos de meio segundo, antes de colidir com o material vizinho. A colisão converte a energia de movimento em energia térmica, e o gás esquenta. É assim que uma estrutura ordenada, o campo magnético trançado, vira calor desordenado. Tudo isso acontece em todas as escalas que a coroa permite, da nanoexplosão invisível à erupção que arremessa bilhões de toneladas de plasma ao espaço. Numa única região ativa podem coexistir cerca de 100 mil fios magnéticos distintos, cada um aquecendo e esfriando por conta própria, enquanto o conjunto mantém o arco brilhante.

Essa é a parte da história que a comunidade abraçou nos anos 1980 e 1990, atraída pelo fato de que nanoexplosões eram versões em miniatura de algo conhecido. A reviravolta veio no fim do século, com o satélite TRACE, o Transition Region and Coronal Explorer, lançado em 1998 para fotografar a coroa com resolução sem precedentes. Suas imagens no ultravioleta extremo mostraram arcos coronais vibrando como cordas de violão depois de uma explosão solar, oscilando de um lado para o outro com períodos de alguns minutos. Pela primeira vez havia ondas visíveis na coroa. O interesse coletivo girou de novo, lembra à revista o físico Iñigo Arregui, do Instituto de Astrofísica das Canárias: de repente todo mundo queria estudar ondas, e a reconexão saiu de moda.

As duas décadas seguintes derrubaram a ideia de que fosse preciso escolher. O japonês Hinode, lançado em 2006, o Solar Dynamics Observatory da NASA, em órbita desde 2010, e o telescópio Hi-C, que voou em foguetes suborbitais em 2012 e 2018 para registrar alguns minutos de imagens de nitidez extrema, revelaram uma atmosfera em permanente contorção. Os campos magnéticos mudam de configuração em questão de horas; onde o magnetismo é mais intenso, clarões e jatos acompanham cada rearranjo. O Hi-C chegou a flagrar fios magnéticos visivelmente trançados, a assinatura que Parker havia previsto. E as ondas, antes invisíveis, passaram a aparecer em toda parte. Hoje, diz o físico das Canárias, os pesquisadores estão totalmente convencidos de que ambos os processos ocorrem, e a disputa entre mecanismos excludentes deixou de fazer sentido.

Os dois mecanismos, aliás, conversam entre si. Uma reconexão súbita sacode as linhas de campo e dispara ondas; ondas que percorrem fios vizinhos podem aproximá-los até o ponto em que a reconexão se torna inevitável. O debate contemporâneo é mais sutil e mais difícil: saber onde e quando cada processo domina, e que fração do orçamento energético da coroa cabe a cada um. Sobre isso há um consenso de grão grosso. Onde o campo é intenso e enrolado em arcos fechados, a reconexão manda. Onde as linhas de campo se abrem para o espaço interplanetário, as ondas assumem o comando. O problema é que essas duas situações cobrem uma fração pequena da superfície solar. O resto é terreno disputado.

Para entender a geografia, convém separar a coroa em três paisagens. A primeira é a coroa magneticamente fechada das regiões ativas: feixes de campo que sobem da fotosfera e voltam a afundar nela, formando arcos presos por dois pés. Lá embaixo, nos pés desses arcos, costumam aparecer manchas solares, escuras porque o campo intenso inibe a convecção e esfria a superfície local. Lá em cima ocorre o oposto: as regiões ativas são os pontos mais quentes da coroa, com núcleos a alguns milhões de kelvins, e brilham com força no ultravioleta e em raios X. Os astrônomos observam ondas nesses arcos, mas a energia que elas transportam fica muito aquém do necessário para explicar tanto calor. Nas regiões ativas, portanto, a reconexão em pequena escala precisa ser o motor principal.

As observações mais recentes mostram esse motor em funcionamento com um nível de detalhe inédito. Usando o imageador EUI da sonda Solar Orbiter, da Agência Espacial Europeia, Lakshmi Pradeep Chitta, do Instituto Max Planck de Pesquisa do Sistema Solar, na Alemanha, e seus colaboradores acompanharam a preparação de uma grande explosão solar num emaranhado de arcos coronais. Durante meia hora, fios individuais se romperam e brilharam a cada poucos segundos, como se o conjunto estivesse se desfiando lentamente. Então uma das extremidades de uma corda magnética espessa se soltou, girou por alguns segundos e acendeu numa cascata de reconexões que produziu a explosão propriamente dita. Chitta chama o processo de explosão controlada: os arcos trançados não estouram de uma vez, eles vão se reconectando progressivamente, num frenesi de rédea curta.

Esse comportamento em avalanche é uma peça importante do quebra-cabeça, porque conecta o invisível ao espetacular. Um fio magnético instável que se reconecta pode desestabilizar os vizinhos, desencadeando uma sequência de pequenas liberações de energia que aquece um arco inteiro e o faz saltar aos olhos, mais brilhante que o entorno. Em escala menor, essa mesma cascata seria a nanoexplosão de Parker atuando em grupo; em escala maior, seria o prelúdio de uma explosão de classe X capaz de perturbar as comunicações terrestres. O que a Solar Orbiter forneceu foi a filmagem do estágio intermediário, aquele que nenhum instrumento anterior conseguia resolver no tempo e no espaço ao mesmo tempo. Mais de uma observação da equipe aponta na mesma direção, segundo Chitta.

A segunda paisagem é a coroa magneticamente aberta, visível nas imagens em ultravioleta e raios X como manchas escuras chamadas buracos coronais. Ali, em vez de formar arcos, as linhas de campo se esticam para o espaço interplanetário e não voltam. Elas funcionam como autoestradas para partículas, alimentando o vento solar, a corrente contínua de plasma que sopra da estrela e envolve todos os planetas. E funcionam igualmente como autoestradas para ondas: as oscilações do tipo Alfvén viajam ao longo dessas linhas praticamente infinitas, levando energia a distâncias enormes e aquecendo o vento no caminho. Os buracos coronais aparecem escuros justamente porque o plasma deles escapa, deixando para trás um gás mais rarefeito e menos luminoso que o das regiões fechadas.

Nessa geografia aberta, a receita das nanoexplosões não funciona, e Klimchuk explica o porquê com uma analogia de barbante. A convecção continua a empurrar os pés das linhas de campo, tentando torcê-las e enrolá-las, mas a torção aplicada a uma linha que se estende por milhões de quilômetros simplesmente se propaga e se dilui ao longo dela. Gire uma vez um pedaço curto de barbante e a torção é dramática; gire uma vez um barbante de cem metros e nada acontece. Não há como enrolar um campo aberto até o ponto de ruptura. O que sobra, então, é a energia das ondas. E aqui aparece um segundo enigma dentro do primeiro: as ondas de Alfvén são notoriamente difíceis de dissipar.

Uma corda de violão para de vibrar em poucos segundos porque o atrito interno e a transferência de energia para o ar e para o corpo do instrumento esgotam a oscilação. Uma onda de Alfvén num plasma quase perfeitamente condutor não tem esse luxo; ela poderia viajar por distâncias imensas sem perder quase nada. Para que a energia da onda vire calor, algo precisa quebrá-la em escalas cada vez menores, onde finalmente a viscosidade e a resistividade do plasma conseguem agir. O candidato favorito é a turbulência. A imagem da cozinha é a mais honesta: a colher que gira o café cria um redemoinho grande, que se desmancha em redemoinhos menores, que geram outros menores ainda, até que os movimentos se tornem tão pequenos que a viscosidade do líquido os transforma em calor imperceptível.

O físico britânico Lewis Fry Richardson resumiu essa cascata em versos, em 1922, dizendo que os grandes turbilhões têm turbilhões menores que se alimentam da sua velocidade, e estes têm outros menores ainda, e assim por diante até a viscosidade. No plasma solar a história tem um ingrediente a mais, porque o gás e o campo magnético estão congelados um no outro: quando um se torna turbulento, o outro vai junto. O diagrama que acompanha a reportagem da Sky & Telescope ilustra uma versão disso. Um fio coronal não é uma linha, e sim um cilindro feito de camadas concêntricas, cada uma com densidade e frequência de ressonância próprias. Uma onda que sacode o fio faz cada camada responder de modo diferente, e o atrito entre camadas que deslizam umas sobre as outras cria cisalhamento, depois turbulência e, ao cabo, calor.

Ondas que correm em sentidos opostos pelo mesmo fio interagem entre si e geram redemoinhos menores, cheios de cisalhamento e de correntes elétricas, e são essas pequenas estruturas que acabam dissipando a energia. Esse é o quadro aceito pela maioria para o aquecimento das regiões abertas, afirma Klimchuk. Arregui, que trabalha no problema há mais de vinte anos, admite que a dissipação por turbulência acontece com clareza pelo menos nas simulações de computador, e vê na turbulência o verdadeiro prêmio da área. Se ele conseguir resolver como a energia desce das escalas grandes para as pequenas, a turbulência cuidará do resto, ainda que a humanidade continue sem uma teoria geral para ela.

Essa visão ganhou um reforço de peso em 2024, quando uma equipe combinou medições feitas pela Parker Solar Probe, da NASA, e pela Solar Orbiter sobre a mesma corrente de vento solar rápido, amostrada primeiro perto do Sol e depois mais longe. Segundo o estudo, publicado na revista Science, as ondas de Alfvén de grande amplitude observadas perto da estrela carregavam energia suficiente para explicar tanto o aquecimento quanto a aceleração do vento registrados dias depois a maior distância. A Parker, que desde 2021 atravessa regularmente a coroa e em dezembro de 2024 passou a apenas 6,1 milhões de quilômetros da superfície solar, vem acumulando exatamente o tipo de dado que faltava: medidas feitas dentro do laboratório, e não a 150 milhões de quilômetros dele.

Resta a terceira paisagem, e ela é a maior de todas. Regiões ativas e buracos coronais ocupam apenas uma fração pequena da atmosfera solar. O restante é a chamada coroa fechada quieta, ou simplesmente Sol quieto: um território onde o campo magnético sobe e desce em arcos, como nas regiões ativas, mas é relativamente fraco. O Sol quieto é mais frio que as regiões ativas e precisa de bem menos energia para se manter aquecido. Ainda assim ninguém sabe que mistura de mecanismos o sustenta. O problema do Sol quieto, resume Arregui com certo humor, é que ele é quieto. Chitta corrige a impressão: não é que nada mude ali; é que acontece tanta coisa ao mesmo tempo que não se consegue isolar mudança alguma.

As contas feitas até agora não encerram a questão. Em tese, as ondas conseguiriam suprir, por pouco, o orçamento energético do Sol quieto, mas Klimchuk considera essas estimativas otimistas demais e aposta numa combinação de nanoexplosões e ondas em proporções desconhecidas. A própria Solar Orbiter deu uma pista intrigante em suas primeiras imagens, em 2020, ao revelar no Sol quieto uma miríade de clarões minúsculos, de 400 a 4.000 quilômetros, com duração de segundos a minutos, que a equipe apelidou de campfires, fogueiras. Com energias na faixa prevista para as nanoexplosões ou pouco acima, as fogueiras são candidatas naturais a assinatura visível do mecanismo de Parker no Sol quieto, embora ainda não esteja demonstrado que respondam por uma fração relevante do aquecimento.

Há ainda uma zona que complica tudo, e ela fica embaixo da coroa. Logo acima da fotosfera estende-se a cromosfera, uma camada de gás a cerca de 10.000 kelvins, com espessura aproximada de 2.000 quilômetros, que recebe esse nome por causa do anel rosado que surge na borda do disco eclipsado. A cor vem do hidrogênio excitado, e o rosa fica ainda mais evidente nas proeminências e nos jatos finos chamados espículas, que se lançam a vários milhares de quilômetros acima da camada. A cromosfera é fria o bastante para abrigar átomos neutros e densa o bastante para que o plasma empurre o campo magnético em vez de ser empurrado por ele. Por ser tão densa, aquecê-la exige mais energia do que aquecer a coroa rarefeita acima.

Ela é também uma esponja de energia e uma péssima condutora de calor. O que entra na cromosfera tende a ficar nela, irradiado localmente em vez de transportado para cima ou para baixo. A região é dinâmica, atravessada por surtos de gás quente e frio e por movimentos caóticos, e, como na coroa, qualquer aquecimento ali precisa acontecer no local. Pouco acima dela fica uma fronteira finíssima, a região de transição, onde em algumas centenas de quilômetros a temperatura sobe de 10.000 para 500.000 kelvins. Paola Testa, do Centro de Astrofísica Harvard & Smithsonian, descreve a passagem como a travessia de várias fronteiras ao mesmo tempo: do frio para o quente, do denso para o rarefeito e, sobretudo, de uma região onde o plasma manda para outra onde o campo magnético dita as regras.

Esse interruptor de comando tem nome técnico: é a razão entre a pressão do gás e a pressão magnética, o parâmetro beta. Na fotosfera o gás vence e arrasta o campo; na coroa o campo vence e aprisiona o gás. A região de transição é onde a troca de guarda acontece, e Klimchuk a considera uma camada extraordinariamente especial. Ela funciona como depósito de calor da coroa: cerca de metade da energia depositada lá em cima, seja qual for o mecanismo, é irradiada diretamente para o espaço, mas a outra metade é conduzida para baixo e aquece a região de transição. Quando fios magnéticos se reconectam na coroa, o calor desce pelas novas linhas, infla a pressão do plasma ali e o faz esguichar de volta para cima, no fenômeno chamado evaporação cromosférica, que abastece a alta atmosfera de gás.

Toda essa contabilidade de aquecimento, resfriamento, mistura caótica e condução frustrada é que define a temperatura final da coroa. E ela leva a uma inversão provocadora. Se a cromosfera não absorvesse tanta energia, a coroa seria muito mais quente do que é, quente a ponto de parecer absurda, nas palavras de Chitta. A pergunta de oitenta anos talvez esteja mal formulada. Em vez de perguntar por que a coroa é tão quente, diz ele, deveríamos perguntar por que ela é tão fria. A fonte de energia é farta, os mecanismos de liberação existem e operam sem parar; o que mantém a atmosfera solar no patamar de um ou dois milhões de graus, e não de dez, é a eficiência com que as camadas de baixo drenam o calor.

Para fechar essas contas, os físicos solares precisam de um tipo de dado que as imagens não dão. Testa se define como espectroscopista de coração, e explica a razão: uma imagem mostra a forma do plasma, mas um espectro mede sua temperatura, sua densidade e sua composição química. Cada linha de emissão nasce numa faixa estreita de temperatura; ver uma linha específica é saber que há gás a uma temperatura específica no campo de visão. A espectroscopia, resume ela, é o que coloca a física dentro da astrofísica. O problema é que os espectrógrafos solares em operação pagam essa precisão com lentidão. O Hinode, por exemplo, precisa de vários minutos para varrer uma região com sua fenda estreita e montar um mapa espectral, tempo mais que suficiente para borrar processos que se desenrolam em segundos.

Os instrumentos também costumam enxergar apenas algumas camadas de cada vez. O Interface Region Imaging Spectrograph da NASA, o IRIS, lançado em 2013, vê sobretudo gás nas temperaturas da cromosfera e da região de transição. Com ele, Testa e colegas flagraram jatos breves e ocasionais em plasma coronal relativamente frio, estruturas que parecem exatamente o que se esperaria de reconexões minúsculas. Esses nanojets, nanojatos, são talvez a evidência mais direta já obtida da assinatura individual de uma nanoexplosão. Mas o IRIS não enxerga o plasma mais quente, e por isso não há como saber se os nanojatos também ocorrem nos núcleos a vários milhões de graus das regiões ativas, onde o mecanismo deveria ser dominante.

É essa lacuna que duas missões se propõem a fechar. A primeira é o Multi-slit Solar Explorer da NASA, o MUSE, cujo espectrógrafo de alta resolução combina 35 fendas em vez de uma, concentradas em três linhas de emissão que cobrem a região de transição e a coroa. Com um campo de visão comparável ao tamanho de uma região ativa, o instrumento conseguirá obter espectros de todo esse campo em dez a vinte segundos, cadência equivalente à das imagens do Solar Dynamics Observatory. É como trocar uma câmera que fotografa a cidade janela por janela por outra que a fotografa inteira a cada piscar de olhos, sem perder a capacidade de ler a temperatura de cada tijolo. Um imageador de campo mais amplo fornecerá o contexto. A equipe planeja o lançamento já em 2027.

A segunda é a japonesa Solar-C, com nitidez e campo de visão semelhantes, mas filosofia oposta. Em vez de muitas fendas, o instrumento terá uma só, cobrindo uma faixa muito larga de comprimentos de onda, o que lhe permitirá detectar gás entre aproximadamente 10.000 e 15 milhões de kelvins num único olhar: da cromosfera à coroa, passando pelas explosões solares. Os cientistas da missão esperam lançá-la em 2028. Juntas, as duas sondas devem mostrar como o gás se move, aquece e esfria em cada camada da atmosfera solar e por que, de tempos em tempos, essa atmosfera perde a estabilidade e arremessa contra nós explosões de radiação e nuvens de plasma superaquecido.

Porque viver ao lado de uma estrela tem consequências práticas. A tempestade geomagnética de maio de 2024, a mais intensa em duas décadas, pintou auroras em latitudes onde elas quase nunca aparecem, mas também corrompeu os sinais de GPS que guiam tratores autônomos em plena temporada de plantio, com prejuízo estimado em mais de 500 milhões de dólares para a agricultura do Meio-Oeste americano. Variações no brilho cotidiano do Sol em diferentes faixas do espectro alteram a ionosfera terrestre, e distúrbios ali, nas palavras de Klimchuk, bagunçam a propagação dos sinais de rádio, afetando desde os sistemas de posicionamento até os de orientação de armas. Satélites e astronautas vivem numa vizinhança perigosa, exposta a surtos que ainda não sabemos prever.

As implicações vão além do Sistema Solar. A radiação ultravioleta e os raios X de uma estrela corroem as atmosferas dos planetas que a orbitam, e quem estuda exoplanetas precisa saber quanto dessa radiação cada estrela emite. Mas a faixa mais importante, no ultravioleta extremo, é inobservável para quase todas as estrelas: o hidrogênio do meio interestelar absorve essa luz antes que ela chegue aos nossos telescópios. Apenas o Sol e um punhado de vizinhas muito próximas tiveram essa parte do espectro medida. Os astrônomos extrapolam a partir do que sabem sobre a emissão solar e ficam reféns do que não sabem. Testa, que integra a equipe científica do MUSE, admite que ao estender esse conhecimento para estrelas em condições ligeiramente distintas ninguém consegue ter confiança de estar fazendo a coisa certa.

Há, para além da utilidade, um motivo mais antigo. Os seres humanos cutucam o que é estranho, e poucas coisas no céu são tão estranhas quanto uma atmosfera que esquenta ao se afastar do fogo. Oitenta e tantos anos depois de Grotrian e Edlén terem lido no ferro mutilado a febre da coroa, sabemos que a fonte dessa febre é a mesma panela fervente da superfície, que a energia sobe pela fiação magnética e que ela é liberada por fios que arrebentam e por ondas que se despedaçam em turbulência. O que ainda não sabemos é a proporção da receita, região por região, segundo por segundo. Quando o MUSE e a Solar-C abrirem seus olhos, dentro de poucos anos, a fogueira que nunca obedeceu às nossas regras finalmente terá de explicar as suas.