Processos de nascimento e Energia

Estrutura interna do Sol

Struttura interna del Sole

(Regiões internas do Sol)
Vamos começar agora a compreender, de uma forma muito simples e intuitiva, como ocorrem os processos energéticos que ocorrem todos “dentro do nosso Sol Bem, para resolver este problema é necessário fazer uma viagem de volta no tempo há 4,5 bilhões de anos, período em que estava se formando o Sol, e com ele  ‘todo o Sistema Solar.

Falando do Sistema Solar, ele é formado pelo colapso de uma nuvem de gás e poeira interestelar, durante este processo, no centro dessa nuvem, conhecida como a nebulosa solar, que criou uma área em que tanto a alta pressão que “temperatura elevada (15 milhões de ° C) levou à abertura de processos termonucleares, processos que deram origem à fusão de” hidrogênio em hélio, reação conhecida como reação próton-próton. A energia produzida é imensa, para todos os núcleos de hélio formado iria produzir cerca de 600 bilhões de calorias. Isso não deveria nos surpreender muito, basta olhar para a famosa equação de Einstein, formulada em 1905:
E = mc2
Nos casos em que está contido na equivalência de massa e energia, de facto, mesmo uma pequena quantidade de matéria “m” é suficiente para ser convertida em energia, basta pensar que só “c” representa a velocidade da luz é um número agradável: 3 x 108 [m / s].

Alguém pode dizer, ok, o Sol funciona através de processos de fusão nuclear, mas porque o Sol está em repouso, por assim dizer, como a força produzida pelo tipo de fusão é repulsivo? A resposta é muito simples, não devemos esquecer que as partículas que compõem o exercício Sol, com a sua massa, a força gravitacional necessária para compensar a fusão. O que une o Sol com outras estrelas, então, é um delicado equilíbrio entre essas duas forças.

Todo ‘no interior do núcleo, onde se originam reações, o cenário é apresentado como uma contínua e violenta  colisão de partículas  que impede que a existência de átomos completos.

A energia produzida  começa uma subida que levará 10 milhões de anos para chegar à superfície e, durante este período, a energia emitida antes em todo o Sistema Solar vai sofrer alterações à medida que passam através das diversas camadas da estrela.

Podemos facilmente imaginar-se as camadas do Sol como as camadas de uma cebola, a área que cobre o núcleo é chamado zona de radiação. Aqui, a “energia a partir do núcleo, sob a forma de raios gama, se propaga rastreio caminhos irregulares variando, no caso a sua direção de cada vez que atinge um átomo. Nesta situação, os átomos excitados vai levar a um nível de energia mais elevado, mas o que acontece é que os átomos, quando estão a esse nível, tenderá a haver um nível de energia mais baixo, mas ao fazê-lo o ‘ átomo emite um fóton. Os fotões, que na linguagem física são definidos como mediadores do campo electromagnético quantum de energia, são então emitidos e absorvidos pela matéria circundante e perdem   um fragmento da sua energia. O termo é radiativo para indicar um dos três processos de transferência de energia dos fotões que é então radiativa, outros são conveção e condução.

A radiação electromagnética, em seguida, pode ser descrita em termos de ondas em termos de pacotes de energia, conhecidos como quanta de energia.

A teoria quântica nos diz que a energia associada a um o que é igual a:
E = hv
Onde h é a constante de Planck e é 6,62 x 10-34 [J ∙ s] e, ν é a frequência da radiação.

Uma diminuição de energia corresponde a uma diminuição na frequência e, portanto, a um aumento do comprimento de onda λ, dado que:
v = c / λ
A conseqüência deste “aumento do comprimento de onda, a radiação eletromagnética atribuída a movimentos dos fótons na faixa de raios-x até, mais tarde, as ondas ainda mais do que a luz visível.
Composição espectro Elettomagnetico

Composizione spettro Elettomagnetico

(Espectro eletromagnético)
Durante sua trajetória, o fóton continuará a vagar nas regiões com sempre menor densidade e temperatura até chegar a um nível de cerca de 200.000 km abaixo da superfície, à distância, que termina a zona de radiação e a zona de conveção começa.

Aqui os fotões têm uma energia térmica próxima à da matéria circundante, por conseguinte, é o material de transporte de energia através de um processo de conveção, e não precisamente a radiação electromagnética.

Como o termo sugere, nesta área, como o material que remonta perde energia e esfria, tornando-se mais denso e, portanto, mais pesado. Sob estas condições, o material desce recuperar a energia, tal como acontece durante a conveção das massas ‘no ar’ da atmosfera da Terra.

O processo de convecção é visível a partir da terra, ou seja, os seus efeitos podem ser observados na sua superfície conhecida como fotosfera. Fotos em alta ampliação, também realizados com equipamentos não-profissional, apresentam peculiaridades na forma de grãos de trigo que surgem e desaparecem em cerca de 8 minutos.

Granulazione fotosferica sulla superficie solare
Granulação fotosfera na superfície solar

(Granulação fotosfera)
É claro, portanto, que as áreas mais claras são as mais quentes e mais alto, enquanto as mais escuras são as mais frias e inferior.

Para quem quiser saber mais sobre os processos químicos e físicos do Sol e das estrelas em geral, visite o guia

https://sandcarioca.wordpress.com/category/conhecimento-basico-di-sol/

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