Transporte da energia no SOL

As reacções responsáveis pela produção de energia da estrela ocorrem num núcleo central com cerca de 140 000 quilómetros de raio, onde a temperatura ultrapassa os 15 milhões de graus e a densidade atinge valores da ordem de 150 000 kg m-3. Nestas, 0,7 % da massa afectada é transformada em radiação gama, fotões com um comprimento de onda curtíssimo e, portanto, muito energéticas e penetrantes. Esta energia escapa-se a um ritmo imposto pela opacidade da matéria estelar. No “coração” do Sol, um fotão não percorre mais de um centímetro antes de sofrer uma interacção e, em média, um fotão sofre cerca de 1020 interacções antes de atingir a superfície, o que não demora menos de vários milhões de anos.

Produção e transporte de energia No Sol, as reacções responsáveis pela produção de energia ocorrem no núcleo e o transporte de energia faz-se por radiação (desde o centro até cerca de 200 mil quilómetros da superfície) e por convecção (nas camadas superiores).

Logo a seguir, há um estrato de 356 000 quilómetros de espessura (envelope radiativo), onde os fotões ( perdem gradualmente energia no seu caminho até à superfície, porque são continuamente absorvidos e reemitidos pelos átomos de gás, que nestas profundidades é transparente. Neste caso, diz-se que o transporte de energia é radiativo (ou por radiação) o que significa que, em média, os fotões se deslocam de zonas mais quentes para zonas com menor temperatura, onde cedem parte da sua energia ao gás.

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.

Este tipo de transporte de energia resulta até cerca de 200 000 quilómetros sob a fotosfera, onde a temperatura desce para os 2 milhões de graus e a densidade para cerca de 140 kg m-3. Nestas condições, o gás torna-se opaco; consequentemente, absorve os fotões procedentes dos estratos inferiores e aquece-se à custa da sua energia. Gera-se então uma instabilidade que leva o fluído como um todo a deslocar-se: “bolhas” de gás quente e mais ligeiro sobem até à fotosfera (superfície), onde cedem a sua energia em forma de luz visível, arrefecendo antes de descer novamente para zonas mais quentes, voltando a absorver a energia do gás circundante. Esta forma de transporte denomina-se convecção e ocorre em todo este estrato denominado envelope convectivo, que constitui apenas 1,7 % da massa da estrela. O efeito médio de tais deslocações é haver um fluxo de energia das camadas quentes para as de temperatura inferior.

Simulação da convecção A figura mostra as flutuações de temperatura num camada de gás turbulento e instável (metade superior) em convecção com uma camada de gás mais estável (metade inferior).

Regista-se assim à superfície do Sol, ao nível da fotosfera, uma temperatura da ordem de 5 800 K e menos de 10-9 kg m-2 de pressão.

SAND-RIO

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