16.3: O Interior Solar - Teoria

Objetivos de

Ao final desta seção, você poderá:

• Descreva o estado de equilíbrio do Sol
• Entenda o equilíbrio energético do Sol
• Explique como a energia se move para fora através do Sol
• Descreva a estrutura do interior solar

A fusão de prótons pode ocorrer no centro do Sol somente se a temperatura ultrapassar 12 milhões de K. Como sabemos que o Sol está realmente tão quente? Para determinar como seria o interior do Sol, é necessário recorrer a cálculos complexos. Como não podemos ver o interior do Sol, temos que usar nossa compreensão da física, combinada com o que vemos na superfície, para construir um modelo matemático do que deve estar acontecendo no interior. Os astrônomos usam observações para criar um programa de computador contendo tudo o que eles acham que sabem sobre os processos físicos que ocorrem no interior do Sol. O computador então calcula a temperatura e a pressão em cada ponto dentro do Sol e determina quais reações nucleares, se houver, estão ocorrendo. Para alguns cálculos, podemos usar observações para determinar se o programa de computador está produzindo resultados que correspondam ao que vemos. Dessa forma, o programa evolui com observações cada vez melhores.

O programa de computador também pode calcular como o Sol mudará com o tempo. Afinal, o Sol deve mudar. Em seu centro, o Sol está lentamente esgotando seu suprimento de hidrogênio e criando hélio. O sol vai ficar mais quente? Refrigerador? Maior? Menor? Mais brilhante? Mais fraco? Em última análise, as mudanças no centro podem ser catastróficas, já que, eventualmente, todo o combustível de hidrogênio quente o suficiente para a fusão se esgotará. Ou uma nova fonte de energia deve ser encontrada, ou o Sol deixará de brilhar. Descreveremos o destino final do Sol em capítulos posteriores. Por enquanto, vamos dar uma olhada em algumas das coisas que devemos ensinar ao computador sobre o Sol para realizar esses cálculos.

O Sol é um Plasma

O Sol está tão quente que todo o material nele está na forma de um gás ionizado, chamado plasma. O plasma age como um gás quente, que é mais fácil de descrever matematicamente do que líquidos ou sólidos. As partículas que constituem um gás estão em movimento rápido, frequentemente colidindo umas com as outras. Esse bombardeio constante é a pressão do gás (Figura\(\PageIndex{1}\)).

Figura\(\PageIndex{1}\): Pressão do gás. As partículas em um gás estão em movimento rápido e produzem pressão por meio de colisões com o material circundante. Aqui, partículas são mostradas bombardeando as laterais de um contêiner imaginário.

Mais partículas dentro de um determinado volume de gás produzem mais pressão porque o impacto combinado das partículas em movimento aumenta com seu número. A pressão também é maior quando as moléculas ou átomos estão se movendo mais rápido. Como as moléculas se movem mais rápido quando a temperatura está mais quente, temperaturas mais altas produzem maior pressão.

O sol está estável

O Sol, como a maioria das outras estrelas, é estável; não está se expandindo nem se contraindo. Diz-se que essa estrela está em uma condição de equilíbrio. Todas as forças dentro dela são equilibradas, de forma que em cada ponto dentro da estrela, a temperatura, a pressão, a densidade e assim por diante sejam mantidas em valores constantes. Veremos nos capítulos posteriores que até mesmo essas estrelas estáveis, incluindo o Sol, estão mudando à medida que evoluem, mas essas mudanças evolutivas são tão graduais que, para todos os efeitos, as estrelas ainda estão em um estado de equilíbrio a qualquer momento.

A atração gravitacional mútua entre as massas de várias regiões do Sol produz forças tremendas que tendem a derrubar o Sol em direção ao seu centro. No entanto, sabemos pela história da Terra que o Sol vem emitindo aproximadamente a mesma quantidade de energia há bilhões de anos, então claramente ele conseguiu resistir ao colapso por muito tempo. As forças gravitacionais devem, portanto, ser contrabalançadas por alguma outra força. Essa força é devida à pressão dos gases dentro do Sol (Figura\(\PageIndex{2}\)). Os cálculos mostram que, para exercer pressão suficiente para evitar que o Sol entre em colapso devido à força da gravidade, os gases em seu centro devem ser mantidos a uma temperatura de 15 milhões de K. Pense no que isso nos diz. Só pelo fato de o Sol não estar se contraindo, podemos concluir que sua temperatura deve, de fato, estar alta o suficiente no centro para que os prótons sofram fusão.

Figura\(\PageIndex{2}\): Equilíbrio hidrostático. No interior de uma estrela, a força interna da gravidade é exatamente equilibrada em cada ponto pela força externa da pressão do gás.

O Sol mantém sua estabilidade da seguinte maneira. Se a pressão interna em tal estrela não fosse grande o suficiente para equilibrar o peso de suas partes externas, a estrela colapsaria um pouco, se contraindo e aumentando a pressão interna. Por outro lado, se a pressão fosse maior que o peso das camadas sobrepostas, a estrela se expandiria, diminuindo assim a pressão interna. A expansão pararia e o equilíbrio seria novamente alcançado quando a pressão em cada ponto interno fosse igual ao peso das camadas estelares acima desse ponto. Uma analogia é um balão inflado, que se expandirá ou se contrairá até que um equilíbrio seja alcançado entre a pressão do ar interno e externo. O termo técnico para essa condição é equilíbrio hidrostático. As estrelas estáveis estão todas em equilíbrio hidrostático; assim como os oceanos da Terra, bem como a atmosfera da Terra. A própria pressão do ar impede que ele caia no chão.

O sol não está esfriando

Como todo mundo que já deixou uma janela aberta em uma noite fria de inverno sabe, o calor sempre flui de regiões mais quentes para regiões mais frias. À medida que a energia se filtra para fora em direção à superfície de uma estrela, ela deve estar fluindo de regiões internas mais quentes. Normalmente, a temperatura não pode ficar mais fria à medida que entramos em uma estrela, ou a energia fluiria para dentro e aqueceria essas regiões até que elas estivessem pelo menos tão quentes quanto as externas. Os cientistas concluem que a temperatura é mais alta no centro de uma estrela, caindo para valores cada vez mais baixos em direção à superfície estelar. (A alta temperatura da cromosfera e da coroa do Sol pode, portanto, parecer um paradoxo. Mas lembre-se de The Sun: A Garden-Variety Star que essas altas temperaturas são mantidas por efeitos magnéticos, que ocorrem na atmosfera do Sol.)

O fluxo externo de energia através de uma estrela rouba seu calor interno, e a estrela esfriaria se essa energia não fosse substituída. Da mesma forma, um ferro quente começa a esfriar assim que é desconectado de sua fonte de energia elétrica. Portanto, uma fonte de energia fresca deve existir dentro de cada estrela. No caso do Sol, vimos que essa fonte de energia é a fusão contínua de hidrogênio para formar hélio.

Transferência de calor em uma estrela

Como as reações nucleares que geram a energia do Sol ocorrem no fundo dela, a energia deve ser transportada do centro do Sol até sua superfície, onde a vemos na forma de calor e luz. Há três maneiras pelas quais a energia pode ser transferida de um lugar para outro. Na condução, átomos ou moléculas transmitem sua energia colidindo com outros próximos. Isso acontece, por exemplo, quando o cabo de uma colher de metal esquenta enquanto você mexe uma xícara de café quente. Na convecção, as correntes de material quente aumentam, levando sua energia consigo para camadas mais frias. Um bom exemplo é o ar quente saindo de uma lareira. Na radiação, os fótons energéticos se afastam do material quente e são absorvidos por algum material para o qual eles transmitem parte ou toda a sua energia. Você pode sentir isso ao colocar a mão perto das bobinas de um aquecedor elétrico, permitindo que os fótons infravermelhos aqueçam sua mão. A condução e a convecção são importantes no interior dos planetas. Nas estrelas, que são muito mais transparentes, a radiação e a convecção são importantes, enquanto a condução geralmente pode ser ignorada.

Nota adicionada à edição LibreTexts

Além disso, as ondas acústicas desempenham um papel na transferência de energia nas estrelas. As ondas sonoras viajam pelo interior do sol [possibilitando ver manchas solares do outro lado do sol], mas não são geradas no núcleo. Ao contrário da crença comum, o núcleo é um lugar muito tranquilo e tranquilo. As pessoas costumam dizer que milhões de bombas atômicas explodem no núcleo. Isso está errado. A energia gerada no núcleo é tão “violenta” quanto a que ocorre em uma pilha comum de compostagem de jardim. A energia é transportada por radiação [como quando você se senta em frente a uma fogueira] e a matéria é estável e estratificada, ou seja, não “vira” como a água fervente faz [por convecção]. Você pode ouvir a água fervendo, mas não pode ouvir a radiação, então, não: não há componente acústico no núcleo. Por outro lado, cerca de 3/4 do caminho até a superfície, o transporte de energia é mais eficiente se a matéria estiver “fervendo” e “agitando”, então há ondas sonoras resultantes disso, talvez como um zumbido constante, mas é sobrecarregada pelo som gerado na superfície. Na superfície, a energia é uma mistura de calor, luz e energia acústica.

A convecção estelar ocorre quando correntes de gás quente fluem para cima e para baixo através da estrela (Figura\(\PageIndex{3}\)). Essas correntes viajam a velocidades moderadas e não perturbam a estabilidade geral da estrela. Eles nem mesmo resultam em uma transferência líquida de massa para dentro ou para fora porque, à medida que o material quente sobe, o material frio cai e o substitui. Isso resulta em uma circulação convectiva de células ascendentes e decrescentes, conforme visto na Figura\(\PageIndex{3}\). Da mesma forma, o calor de uma lareira pode provocar correntes de ar em uma sala, algumas subindo e outras caindo, sem direcionar nenhum ar para dentro ou para fora da sala. As correntes de convecção transportam calor de forma muito eficiente para fora através de uma estrela. No Sol, a convecção acaba sendo importante nas regiões centrais e próximas à superfície.

Figura\(\PageIndex{3}\): Convecção. As correntes de convecção crescentes transportam calor do interior do Sol para sua superfície, enquanto o material mais frio afunda para baixo. Obviamente, nada em uma estrela real é tão simples quanto os diagramas dos livros didáticos sugerem.

A menos que ocorra convecção, o único meio significativo de transporte de energia através de uma estrela é por radiação eletromagnética. A radiação não é um meio eficiente de transporte de energia nas estrelas porque os gases em interiores estelares são muito opacos, ou seja, um fóton não vai longe (no Sol, normalmente cerca de 0,01 metro) antes de ser absorvido. (Os processos pelos quais átomos e íons podem interromper o fluxo externo de fótons, como a ionização, foram discutidos na seção sobre Formação de Linhas Espectrais.) A energia absorvida é sempre reemitida, mas pode ser reemitida em qualquer direção. Um fóton absorvido ao viajar para fora de uma estrela tem uma chance quase tão boa de ser irradiado de volta para o centro da estrela quanto em direção à sua superfície.

Uma quantidade específica de energia, portanto, ziguezagueia de maneira quase aleatória e leva muito tempo para chegar do centro de uma estrela até sua superfície (Figura\(\PageIndex{4}\)). As estimativas são um tanto incertas, mas no Sol, como vimos, o tempo necessário é provavelmente entre 100.000 e 1.000.000 de anos. Se os fótons não fossem absorvidos e reemitidos ao longo do caminho, eles viajariam à velocidade da luz e poderiam alcançar a superfície em pouco mais de 2 segundos, assim como os neutrinos (Figura\(\PageIndex{5}\)).

Figura\(\PageIndex{4}\): Fótons nas profundezas do sol. Um fóton que se move através dos gases densos no interior solar viaja apenas uma curta distância antes de interagir com um dos átomos circundantes. O fóton geralmente tem uma energia menor após cada interação e pode então viajar em qualquer direção aleatória.

Figura\(\PageIndex{5}\): Caminhos de fótons e neutrinos no sol. (a) Como os fótons gerados por reações de fusão no interior solar viajam apenas uma curta distância antes de serem absorvidos ou dispersos pelos átomos e enviados em direções aleatórias, as estimativas são de que são necessários entre 100.000 e 1.000.000 de anos para que a energia chegue do centro do Sol até sua superfície. (b) Em contraste, os neutrinos não interagem com a matéria, mas atravessam diretamente o Sol na velocidade da luz, atingindo a superfície em apenas pouco mais de 2 segundos.

TRANSFERÊNCIA DE CALOR E COZIMENTO

As três maneiras pelas quais a energia térmica se move de regiões de alta temperatura para regiões mais frias são todas usadas na culinária, e isso é importante para todos nós que gostamos de fazer ou comer alimentos.

A condução é a transferência de calor por contato físico durante a qual o movimento energético das partículas em uma região se espalha para outras regiões e até mesmo para objetos adjacentes em contato próximo. Um exemplo saboroso disso é cozinhar um bife em uma frigideira de ferro quente. Quando uma chama aquece o fundo de uma frigideira, as partículas nela vibram ativamente e colidem com as partículas vizinhas, espalhando a energia térmica por toda a frigideira (a capacidade de espalhar o calor uniformemente é um critério fundamental para selecionar materiais para utensílios de cozinha). Um bife sentado na superfície da frigideira capta energia térmica pelas partículas na superfície da frigideira colidindo com partículas na superfície do bife. Muitos cozinheiros colocam um pouco de óleo na panela, e essa camada de óleo, além de evitar que grude, aumenta a transferência de calor ao preencher as lacunas e aumentar a área da superfície de contato.

A convecção é a transferência de calor pelo movimento da matéria que sobe porque é quente e menos densa. O aquecimento de um fluido faz com que ele se expanda, o que o torna menos denso, então ele sobe. Um forno é um ótimo exemplo disso: o fogo fica no fundo do forno e aquece o ar lá embaixo, fazendo com que ele se expanda (ficando menos denso), então ele sobe até onde está a comida. O aumento do ar quente transporta o calor do fogo para a comida por convecção. É assim que os fornos convencionais funcionam. Você também pode estar familiarizado com os fornos de convecção que usam um ventilador para circular o ar quente para um cozimento mais uniforme. Um cientista se oporia a esse nome porque os fornos normais sem ventilador que dependem do ar quente subindo para circular o calor são fornos de convecção; tecnicamente, os fornos que usam ventiladores para ajudar a mover o calor são fornos de “advecção”. (Você pode não ter ouvido falar sobre isso porque os cientistas que reclamam em voz alta do uso indevido dos termos convecção e advecção não saem muito.)

A radiação é a transferência de energia térmica por radiação eletromagnética. Embora os fornos de microondas sejam um exemplo óbvio de uso de radiação para aquecer alimentos, um exemplo mais simples é um forno de brinquedo. Os fornos de brinquedo são alimentados por uma lâmpada muito brilhante. Os chefs infantis preparam uma mistura para brownies ou biscoitos, colocam em uma bandeja e colocam no forno de brinquedo sob a lâmpada brilhante. A luz e o calor da lâmpada atingem a mistura de brownie e cozinham. Se você já colocou a mão perto de uma luz forte, sem dúvida notou que ela estava sendo aquecida pela luz.

Estrelas modelo

Os cientistas usam os princípios que acabamos de descrever para calcular como é o interior do Sol. Essas ideias físicas são expressas como equações matemáticas que são resolvidas para determinar os valores de temperatura, pressão, densidade, eficiência com que os fótons são absorvidos e outras quantidades físicas em todo o Sol. As soluções obtidas, com base em um conjunto específico de suposições físicas, fornecem um modelo teórico para o interior do Sol.

A figura ilustra\(\PageIndex{6}\) esquematicamente as previsões de um modelo teórico para o interior do Sol. A energia é gerada por meio da fusão no núcleo do Sol, que se estende apenas cerca de um quarto do caminho até a superfície, mas contém cerca de um terço da massa total do Sol. No centro, a temperatura atinge um máximo de aproximadamente 15 milhões de K e a densidade é quase 150 vezes a da água. A energia gerada no núcleo é transportada para a superfície por radiação até atingir um ponto a cerca de 70% da distância do centro até a superfície. Nesse ponto, a convecção começa e a energia é transportada pelo resto do caminho, principalmente por colunas crescentes de gás quente.

Figura\(\PageIndex{6}\): Estrutura interior do sol. A energia é gerada no núcleo pela fusão do hidrogênio para formar hélio. Essa energia é transmitida para fora por radiação, ou seja, pela absorção e reemissão de fótons. Nas camadas mais externas, a energia é transportada principalmente por convecção.

A figura\(\PageIndex{7}\) mostra como a temperatura, densidade, taxa de geração de energia e composição variam do centro do Sol até sua superfície.

Figura\(\PageIndex{7}\): Interior do sol. Diagramas mostrando como a temperatura, a densidade, a taxa de geração de energia e a porcentagem (em massa) de abundância de hidrogênio variam dentro do Sol. A escala horizontal mostra a fração do raio do Sol: a borda esquerda é o centro e a borda direita é a superfície visível do Sol, que é chamada de fotosfera.

Conceitos principais e resumo

Mesmo que não possamos ver o interior do Sol, é possível calcular como deve ser seu interior. Como entrada para esses cálculos, usamos o que sabemos sobre o Sol. É feito inteiramente de gás quente. Além de algumas mudanças muito pequenas, o Sol não está se expandindo nem se contraindo (está em equilíbrio hidrostático) e emite energia a uma taxa constante. A fusão do hidrogênio ocorre no centro do Sol, e a energia gerada é transportada para a superfície por radiação e depois por convecção. Um modelo solar descreve a estrutura do interior do Sol. Especificamente, ele descreve como a pressão, a temperatura, a massa e a luminosidade dependem da distância do centro do Sol.

Glossário

condução

processo pelo qual o calor é transmitido diretamente através de uma substância quando há uma diferença de temperatura entre regiões adjacentes causada por colisões atômicas ou moleculares

convecção

movimento causado dentro de um gás ou líquido pela tendência de um material mais quente e, portanto, menos denso, subir e um material mais frio e denso de afundar sob a influência da gravidade, o que consequentemente resulta na transferência de calor

equilíbrio hidrostático

equilíbrio entre os pesos de várias camadas, como em uma estrela ou na atmosfera da Terra, e as pressões que as sustentam

radiação

emissão de energia como ondas eletromagnéticas ou fótons (também a própria energia transmitida)