Estrutura Interna do Sol

A estrutura interna do Sol está dividida em três partes, são elas: a) núcleo; b) zona de irradiação (zona radiativa); e c) zona de convecção (zona convectiva).

82 A estrutura externa é mais complexa e se divide em quatro partes, a saber: fotosfera; cromosfera; região de transição e coroa solar. A Figura 4 sintetiza muito bem o que dissemos até agora.

Figura 4. Estrutura do Sol

Fonte:www.astro.iag.usp.br/~aga210 a) Núcleo

O núcleo do Sol é constituído por gás e plasma, nele ocorre uma reação denominada fusão nuclear, na qual átomos de hidrogênio são transformados em átomos de hélio. Tal reação acontece num ambiente onde a pressão, temperatura e densidade são altíssimas. Estima-se que a temperatura do núcleo solar seja de aproximadamente 2.107 K (DELIZOICOV et al, 2011).

A fonte de energia do Sol vem da fusão de átomos de hidrogênio que são transformados em hélio. O nome fusão nuclear11 _{é apropriado porque esse processo}

ocorre no núcleo, mas o termo fusão termonuclear também é adequado.

Delizoicov et al (2011) nos ensina que as reações nucleares mais importantes que ocorrem no Sol podem ser descritas pelo seguinte modelo de cadeias de reações:

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Fusão nuclear é o processo no qual dois ou mais núcleos atómicos se juntam e formam um outro núcleo de maior número atômico. A fusão nuclear requer muita energia para acontecer, e geralmente libera muito mais energia que consome.

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Inicialmente, dois núcleos de hidrogênio – dois prótons ( ) – reagem, formando um átomo de hidrogênio ( ), um pósitron ( , que é um “elétron” de carga positiva, e um neutrino ( _{). Um átomo de hidrogênio funde-se com outro} próton, formando isótopo de hélio _{( ) e fótons . Finalmente esses núcleos de} hélio se fundem, formando o núcleo do isótopo normal (estável) de hélio _{( )e} liberando também prótons _{( ) para novas fusões. A Figura 5 ilustra o que} acabamos de explicar.

Figura 5. Representação esquemática do hidrogênio em hélio.

Fonte: DELIZOICOV et al, 2011, p. 232.

O neutrino ( _{), partícula sem carga elétrica (de massa de repouso nula, à} semelhança do fóton), interage fracamente com a matéria e emerge do Sol, levando cerca de 10% da energia emitida. O pósitron ( , partícula igual ao elétron (com carga de mesmo módulo, porém positiva) pode interagir com o elétron, dando origem a dois fótons e aniquilando-se. Essa é uma reação de partículas produzindo energia de radiação, no interior do Sol. A radiação produzida interage com a matéria solar (que contém átomos até mesmo de elementos pesados, como o ferro, em pequena proporção). Ao chegarem à superfície, os fótons já não são mais do tipo _{, pois perderam energia nas} interações internas. Eles constituem essencialmente frequências na faixa do visível (luz), além do infravermelho e do ultravioleta. Essa radiação atinge a

84 Terra depois de viajar cerca de oito minutos, dando origem a outras formas de energia. (DELIZOICOV et al, 2011, p. 233).

Para Costa Júnior et al (2011), o estudo sobre a fusão nuclear no interior de estrelas foi desenvolvido por Hans Albrecht Bethe (1906-2005). Foi ele que criou, no ano de 1938, a teoria explicando como era possível produzir, a partir da fusão termonuclear, a energia que faz as estrelas brilharem.

Esta teoria lhe rendeu o prêmio Nobel de 1967 e seu trabalho foi publicado num artigo intitulado A Produção de Energia nas Estrelas, de 1938, no Physical Review, vol. 55, p. 434. Hans explicou que, para ocorrer a fusão nuclear, as partículas precisariam vencer uma barreira repulsiva entre elas, a qual denominou de barreira Coulombiana – Charles Augustin de Coulomb (1736-1806) – obtida pela expressão,

A distância entre as partículas é da ordem de _{(1 fermi ou}

fentometro), enquanto a energia cinética delas corresponde à energia térmica. Essa energia térmica é determinada pela Lei de Distribuição de Velocidades de Maxwell- Boltzmann, cujo valor é,

Em 1937, Hans Albrecht propôs a fonte aceita para a energia do Sol, as reações termonucleares, onde basicamente quatro prótons são fundidos em um núcleo de hélio, liberando energia. (COSTA JÚNIOR et al, 2011, p. 2-3).

No núcleo do Sol ocorrem vários processos de fusão termonuclear, mas o que predomina mesmo é aquele em que dois núcleos leves, um de deutério e outro de trítio, reagem e formam um núcleo mais pesado, o núcleo do átomo de hélio. Esse processo é denominado ciclo próton-próton como se nota logo abaixo.

85 Para obter energia a partir da fusão é preciso aquecer os nuclídeos a uma temperatura suficientemente elevada para que as reações de fusão ocorram em consequência de colisões aleatórias. (TIPLER; LLEWELLYN, 1999, p. 383).

A energia liberada, por quilograma, nessa reação é superior àquela liberada numa reação de fissão nuclear. Porém, a tecnologia necessária para fazer da fusão uma fonte prática de energia ainda não está disponível. (TIPLER; LLEWELLYN, 1999).

De acordo com Rosa (2004), sabe-se atualmente que a temperatura média da nossa estrela é praticamente constante. Daí alguns cientistas afirmarem estar o Sol em equilíbrio térmico. Esse equilíbrio é mantido por causa da energia gerada constantemente no núcleo da estrela, conforme já descrevemos anteriormente.

No entendimento de Ricci e Carneiro (2005), a energia do Sol é gerada sob pressão que pode chegar a bilhões de atmosferas, mas à medida que nos afastamos do núcleo em direção à superfície, os valores da temperatura e da pressão decrescem exponencialmente, devido ao transporte de energia durante os processos de convecção e irradiação no interior da estrela.

b) Zonas de Irradiação _{– Processo Radiativo}

Para Machado e Brito (2006), no Sol existem mecanismos que facilitam o transporte de energia entre o núcleo e às partes externas. Os principais mecanismos são o radiativo (radiação) e o convectivo (convecção). Zona radiativa é aquela que envolve o núcleo, nela ocorre transporte de energia por radiação. O transporte é feito por meio dos fenômenos de absorção e reemissão de energia. A matéria existente nesse local não impede a propagação, ela apenas atenua a intensidade da energia irradiada.

A temperatura na zona de radiação varia significativamente entre as partes, inferior e superior. À medida que subimos nessa zona verificamos um decréscimo de temperatura. Na região inferior a temperatura pode chegar a 7000.000 de graus Celsius _{, enquanto na região superior esse} valor diminui para 2000.000 de graus Celsius _{. A densidade varia} entre 20 g/cm3, similar à densidade do ouro, e 0,2 g/cm3,inferior à densidade da água, [...] Entre a zona radiativa e a zona convectiva existe uma região chamada de tacóclina, na qual ocorrem mudanças abruptas no padrão de velocidade do plasma. É nesta interface que parte do processo do dínamo

86 solar opera e, consequentemente, o campo magnético do Sol é gerado (PINHEIRO, 2010, p. 1).

c) Zona de Convecção _{– Zona Convectiva}

Na zona convectiva ou zona de convecção ocorre o transporte de energia por meio da convecção. O gás aquecido, portanto, menos denso, deixa a base da zona convectiva e se desloca até à superfície do Sol. Ao perder calor esse gás se torna mais denso e retorna à base, iniciando todo o processo. Veja a Figura 6.

Figura 6. Estrutura do Sol, mostrando as principais camadas: núcleo e zonas radiativa e convectiva.

Fonte: sandcarioca.wordpress.com

Pesquisadores como Pinheiro (2001) e Baccaro (2009) dizem que é dessa forma que o Sol vem emitindo energia desde a sua formação há, aproximadamente, 4,5 bilhões de anos e deverá continuar por mais 5 bilhões de anos até que todo o combustível (hidrogênio) se esgote de suas reservas naturais.

87 Para Machado e Brito (2006), cinco bilhões de anos é uma estimativa, uma vez que o Sol não emite energia em fluxo constante. Esse fluxo varia de valores mínimos a valores máximos comparados ao valor médio do fluxo de energia. É o que se chama, respectivamente, de “Sol calmo e Sol ativo”.

O estudo sobre a estrutura interna do Sol é importante para que o estudante aprenda como a energia solar é gerada e o quanto essa energia é importante para que exista vida, unicelular e pluricelular, no planeta Terra. Além disso, é possível também estudar os processos de transferência de calor, principalmente por radiação e convecção.