Núcleo solar - Solar core

Considera-se que o núcleo do Sol se estende do centro a cerca de 0,2 a 0,25 do raio solar . É a parte mais quente do Sol e do Sistema Solar . Tem uma densidade de 150 g / cm ³ no centro e uma temperatura de 15 milhões de kelvins (15 milhões de graus Celsius, 27 milhões de graus Fahrenheit).

O núcleo é feito de plasma quente e denso (íons e elétrons), a uma pressão estimada em 265 bilhões de bar (3,84 trilhões de psi ou 26,5 peta pascal (PPa)) no centro. Devido à fusão, a composição do plasma solar cai de 68-70% de hidrogênio em massa no núcleo externo para 34% de hidrogênio no núcleo / centro solar.

O núcleo dentro de 0,20 do raio solar contém 34% da massa do Sol, mas apenas 0,8% do volume do Sol. Dentro do raio solar de 0,24 está o núcleo que gera 99% da energia de fusão do Sol. Existem duas reações distintas nas quais quatro núcleos de hidrogênio podem eventualmente resultar em um núcleo de hélio : a reação em cadeia próton-próton - que é responsável pela maior parte da energia liberada pelo Sol - e o ciclo CNO .

Composição

O Sol na fotosfera tem cerca de 73–74% em massa de hidrogênio , que é a mesma composição da atmosfera de Júpiter , e a composição primordial de hidrogênio e hélio na formação estelar mais antiga após o Big Bang . No entanto, à medida que a profundidade do Sol aumenta, a fusão diminui a fração de hidrogênio. Viajando para dentro, a fração de massa de hidrogênio começa a diminuir rapidamente após o raio do núcleo ser alcançado (ainda é cerca de 70% em um raio igual a 25% do raio do Sol) e dentro disso, a fração de hidrogênio cai rapidamente conforme o núcleo é atravessado , até atingir um mínimo de cerca de 33% de hidrogênio, no centro do Sol (raio zero). Todos, exceto 2% da massa de plasma restante (ou seja, 65%) é hélio, no centro do sol.

Conversão de energia

Aproximadamente 3,7 × 10 ³⁸ prótons ( núcleos de hidrogênio ), ou cerca de 600 milhões de toneladas de hidrogênio, são convertidos em núcleos de hélio a cada segundo, liberando energia a uma taxa de 3,86 × 10 ²⁶ joules por segundo.

O núcleo produz quase todo o calor do Sol por meio da fusão : o resto da estrela é aquecido pela transferência externa de calor do núcleo. A energia produzida pela fusão no núcleo, exceto uma pequena parte realizada pelos neutrinos , deve viajar por muitas camadas sucessivas até a fotosfera solar antes de escapar para o espaço como luz solar , ou então como energia cinética ou térmica de partículas massivas. A conversão de energia por unidade de tempo (potência) de fusão no núcleo varia com a distância do centro solar. No centro do Sol, a potência de fusão é estimada pelos modelos em cerca de 276,5 watts / m ³ . Apesar de sua temperatura intensa, o pico de densidade de geração de energia do núcleo em geral é semelhante a uma pilha de composto ativo e é menor do que a densidade de energia produzida pelo metabolismo de um ser humano adulto. O Sol é muito mais quente do que uma pilha de composto devido ao seu enorme volume e à limitada condutividade térmica.

As saídas de baixa potência ocorrendo dentro do núcleo de fusão do Sol também podem ser surpreendentes, considerando a grande potência que pode ser prevista por uma simples aplicação da lei de Stefan-Boltzmann para temperaturas de 10 a 15 milhões de kelvins. No entanto, as camadas do Sol estão irradiando para as camadas externas apenas ligeiramente mais baixas em temperatura, e é essa diferença nos poderes de radiação entre as camadas que determina a geração e transferência de energia líquida no núcleo solar.

A 19% do raio solar, próximo à borda do núcleo, as temperaturas são de cerca de 10 milhões de kelvins e a densidade da energia de fusão é de 6,9 ​​W / m ³ , que é cerca de 2,5% do valor máximo do centro solar. A densidade aqui é cerca de 40 g / cm ³ , ou cerca de 27% daquela no centro. Cerca de 91% da energia solar é produzida dentro deste raio. Dentro de 24% do raio (o "núcleo" externo por algumas definições), 99% da energia do Sol é produzida. Além de 30% do raio solar, onde a temperatura é de 7 milhões de K e a densidade caiu para 10 g / cm ^3, a taxa de fusão é quase nula.

Existem duas reações distintas nas quais 4 núcleos H podem eventualmente resultar em um núcleo He: "reação em cadeia próton-próton" e o "ciclo CNO" (veja abaixo) .

Reação em cadeia próton-próton

A primeira reação em que 4 núcleos H podem eventualmente resultar em um núcleo He, conhecida como reação em cadeia próton-próton, é:

${\ displaystyle \ left \ {{\ begin {align} && {} ^ {1} \! \ mathrm {H} + ^ {1} \! \ mathrm {H} & \ rightarrow {} ^ {2} \! \ mathrm {D} + e ^ {+} + \ nu _ {e} \\ {\ text {then}} && {} ^ {2} \! \ mathrm {D} + {} ^ {1} \! \ mathrm {H} & \ rightarrow {} ^ {3} \! \ mathrm {He} + \ gamma \\ {\ text {then}} && {} ^ {3} \! \ mathrm {He} + {} ^ {3} \! \ Mathrm {He} & \ rightarrow {} ^ {4} \! \ Mathrm {He} + {} ^ {1} \! \ Mathrm {H} + {} ^ {1} \! \ mathrm {H} \\\ end {alinhado}} \ direita.}$

Esta sequência de reação é considerada a mais importante no núcleo solar. O tempo característico para a primeira reação é de cerca de um bilhão de anos, mesmo nas altas densidades e temperaturas do núcleo, devido à necessidade da força fraca causar o decaimento beta antes que os núcleons possam aderir (o que raramente acontece no tempo em que eles fazem um túnel em direção um ao outro, para estar perto o suficiente para fazê-lo). O tempo que o deutério e o hélio-3 duram nas próximas reações, em contraste, é de apenas 4 segundos e 400 anos. Essas reações posteriores ocorrem por meio da força nuclear e, portanto, são muito mais rápidas. A energia total liberada por essas reações ao transformar 4 átomos de hidrogênio em 1 átomo de hélio é de 26,7 MeV.

Ciclo CNO

A segunda sequência de reação, na qual 4 núcleos H podem eventualmente resultar em um núcleo He, é chamada de ciclo CNO e gera menos de 10% da energia solar total . Isso envolve átomos de carbono que não são consumidos no processo geral. Os detalhes deste ciclo CNO são os seguintes:

${\ displaystyle \ left \ {{\ begin {align} && {} ^ {12} \! \ mathrm {C} + {} ^ {1} \! \ mathrm {H} & \ rightarrow {} ^ {13} \! \ mathrm {N} + \ gamma \\ {\ text {then}} && {} ^ {13} \! \ mathrm {N} & \ rightarrow {} ^ {13} \! \ mathrm {C} + e ^ {+} + \ nu _ {e} \\ {\ text {then}} && {} ^ {13} \! \ mathrm {C} + {} ^ {1} \! \ mathrm {H} & \ rightarrow {} ^ {14} \! \ mathrm {N} + \ gamma \\ {\ text {then}} && {} ^ {14} \! \ mathrm {N} + {} ^ {1} \! \ mathrm {H} & \ rightarrow {} ^ {15} \! \ mathrm {O} + \ gamma \\ {\ text {then}} && {} ^ {15} \! \ mathrm {O} & \ rightarrow {} ^ {15} \! \ Mathrm {N} + e ^ {+} + \ nu _ {e} \\ {\ text {then}} && {} ^ {15} \! \ Mathrm {N} + {} ^ {1} \! \ Mathrm {H} & \ rightarrow {} ^ {12} \! \ Mathrm {C} + {} ^ {4} \! \ Mathrm {He} + \ gamma \\\ end {alinhado}} \ à direita.}$

Esse processo pode ser mais bem compreendido pela figura à direita, partindo de cima no sentido horário.

Equilíbrio

A taxa de fusão nuclear depende fortemente da densidade. Portanto, a taxa de fusão no núcleo está em um equilíbrio de autocorreção: uma taxa ligeiramente maior de fusão faria com que o núcleo se aquecesse mais e se expandisse ligeiramente contra o peso das camadas externas. Isso reduziria a taxa de fusão e corrigiria a perturbação ; e uma taxa ligeiramente mais baixa faria com que o núcleo esfriasse e encolhesse ligeiramente, aumentando a taxa de fusão e novamente revertendo-o ao seu nível atual.

No entanto, o Sol se torna gradualmente mais quente durante seu tempo na sequência principal, porque os átomos de hélio no núcleo são mais densos do que os átomos de hidrogênio dos quais foram fundidos. Isso aumenta a pressão gravitacional no núcleo, que é resistida por um aumento gradual na taxa de fusão. Este processo acelera com o tempo, à medida que o núcleo se torna gradualmente mais denso. Estima-se que o Sol se tornou 30% mais brilhante nos últimos quatro bilhões e meio de anos e continuará aumentando seu brilho em 1% a cada 100 milhões de anos.

Transferencia de energia

Os fótons de alta energia ( raios gama ) liberados nas reações de fusão seguem caminhos indiretos para a superfície do Sol. De acordo com os modelos atuais, o espalhamento aleatório de elétrons livres na zona radiativa solar (a zona dentro de 75% do raio solar, onde a transferência de calor é por radiação) define a escala de tempo de difusão do fóton (ou "tempo de viagem do fóton") a partir do núcleo para a borda externa da zona radiativa em cerca de 170.000 anos. De lá, eles cruzam para a zona de convecção (os 25% restantes da distância do centro do Sol), onde o processo de transferência dominante muda para convecção, e a velocidade com que o calor se move para fora torna-se consideravelmente mais rápida.

No processo de transferência de calor do núcleo para a fotosfera, cada fóton gama no núcleo do Sol é convertido durante o espalhamento em vários milhões de fótons de luz visível antes de escapar para o espaço. Os neutrinos também são liberados pelas reações de fusão no núcleo, mas, ao contrário dos fótons, eles raramente interagem com a matéria, então quase todos são capazes de escapar do Sol imediatamente. Por muitos anos, as medições do número de neutrinos produzidos no Sol foram muito menores do que as teorias previam , um problema que foi recentemente resolvido por meio de um melhor entendimento da oscilação dos neutrinos .

Veja também

• Região ativa
• Núcleo estelar

Referências

links externos

• Explicação animada do núcleo do Sol (University of South Wales).
• núcleo do sol (University of South Wales).
• Explicação animada da temperatura e densidade do núcleo do Sol (University of South Wales).