A PRODUÇÃO DE ENERGIA DO SOL

O Sol tem produzido continuamente uma enorme quantidade de energia nos últimos 4,5 mil milhões de anos. Para descrever a estrutura interna é necessário encontrar um método de obtenção de energia capaz de “alimentar” o Sol por um período de tempo tão longo, emitindo aproximadamente a energia por segundo (luminosidade – L) que emite hoje: L= 3,86 x 10 (33) erg s (-1)
Desta energia, aquela que é captada na Terra por segundo corresponde a:

onde RT é o raio da Terra e “a” a distância Terra-Sol.

Tendo em conta o tempo de vida conhecido para o Sol (por evidência geológica) e a eficiência dos diferentes processos de obtenção de energia a partir da massa de matéria disponível,

onde “c” corresponde à velocidade da luz no vácuo.

Conclui-se que a opção mais viável será a da fusão nuclear, que consiste em juntar núcleos de elementos leves, fundindo-os num núcleo mais pesado. A massa deste núcleo final será inferior à soma das massas dos núcleos fundidos, sendo a “excedente” convertido numa quantidade de energia dada por:

Nas reacções de fusão, para que dois núcleos se aproximem precisam primeiro de vencer a força eléctrica de repulsão, pois têm ambos carga eléctrica positiva. Tal é conseguido se estes possuírem uma elevada energia cinética, ou seja, o gás deverá encontrar-se a temperaturas muito elevadas para que estes núcleos interajam: aproximando-se o suficiente, a força nuclear forte torna-se suficientemente importante, compensando parcialmente o efeito repulsivo da força electromagnética, levando assim os nucleões (protões + neutrões) de ambos os núcleos a agruparem-se num só núcleo.

Produção de energia no centro do Sol No centro do Sol, a pressão e a temperatura atingem valores que permitem a fusão do hidrogénio em hélio, produzindo a energia que irradia.

Libertação da energia A energia gerada no centro do Sol é libertada à sua superfície e recebida pela Terra.

Esquema simplificado da fusão do hidrogénio em hélio

Fusão do hidrogénio em hélio Esquema simplificado da fusão de quatro núcleos de hidrogénio (1 núcleo de H = 1 protão) convertendo-se em hélio

Ciclo pp Este esquema representa em sequência as etapas do processo de fusão de núcleos de hidrogénio (protões) com produção de hélio, fotões (energia) e neutrinos. A esta cadeia de reacções dás-se o nome de ciclo pp.

Dado que, na estrela, o núcleo é o único local onde a temperatura e a densidade têm valores que permitam que as reacções de fusão possam ocorrer, é aí de facto que se produz toda esta energia. Por outro lado, como a dificuldade de aproximar dois núcleos se deve à sua carga eléctrica e que quanto menos protões tiverem esses núcleos mais fácil se torna fundi-los, a mais provável e eficiente reacção de fusão que terá lugar no Sol é a fusão de átomos de hidrogénio. Visto que, em termos de massa, o hidrogénio representa cerca de 75 % da estrela, este processo de produção de energia poderá “alimentar” o Sol por um período superior àquele que já viveu.
Os produtos resultantes do conjunto de reacções de fusão que ocorrem no núcleo do Sol são, além do hélio, fotões (energia) e neutrinos (partículas neutras desprovidas de massa). Para os neutrinos, com uma secção eficaz muito baixa, é “fácil” atravessar o interior do Sol. Dessa forma, os neutrinos produzidos no núcleo são de imediato perdidos pela estrela, pois não interagem com o gás. No entanto tal não acontece com os fotões, pois o gás é opaco à radiação, sendo “extremamente difícil” a estes deslocarem-se de forma a conseguirem chegar à superfície. Por este motivo, o gás ao interagir com os fotões “recebe” a energia produzida aquecendo, o que lhe permite manter o chamado equilíbrio hidrostático, pois esta pressão da radiação contraria a contracção gravitacional, permanecendo neste estado enquanto tiver energia disponível para manter o gradiente de pressão necessário. As estrelas que, tal como o Sol, se encontram neste estado de evolução dizem-se estar na fase da Sequência principal.
A dificuldade dos fotões em se deslocarem vai determinar a estrutura, isto é, o comportamento da temperatura, pressão e densidade, no interior do Sol.

Produção e transporte da energia
A energia que é libertada no interior do Sol é, na proporção de 98 %, importada pelos fotões gama, o resto é-o pelos neutrinos. A radiação visível do Sol, que nos provém da fotosfera, é constituída por fotões que emitidos sob a forma de radiação gama no centro da estrela, demoram vários milhões de anos para atingir a superfície, perdendo a pouco e pouco a sua energia em cada difusão. Em contrapartida, os neutrinos atravessam o Sol sem dificuldade, em apenas dois segundos.

SAND-RIO

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