O Sol Por Dentro

Por PGAPereira

O interior solar é dividido em quatro regiões cada uma apresentando um porcesso particular característico. A energia é gerada no núcleo, os 25% da região central no interior do Sol. Esta energia se difunde para fora por radiação (principalmente raios gama e raios-x) através da zona radiativa e por fluxos de fluido convectivo (movimento de ebulição), através da zona de convecção, os 30% ultraperiféricos. Supõe-se que o campo magnético do Sol seja gerado na fina camada de interface (o "tachocline") entre a zona radiativa e a zona de convecção.

O Núcleo

O Núcleo do Sol é a região central, onde as reações nucleares consomem hidrogênio para formar hélio. Essas reações liberam a energia que finalmente deixa a superfície como, por exemplo, luz visível. Estas reacções são altamente sensíveis à temperatura e densidade. Os núcleos de hidrogênio individuais devem colidir com energia suficiente para dar uma probabilidade razoável de vencer a força de repulsão elétrica entre estas duas partículas carregadas positivamente. A temperatura no centro do Sol é de 15 milhões °C  e a densidade é de 150 g / cm ³ (cerca de 10 vezes a densidade do ouro ou chumbo). Tanto a temperatura como a densidade diminuem quando se move para fora do centro do Sol. A combustão nuclear é quase completamente extinta além da borda externa do núcleo (cerca de 25% da distância até a superfície ou 175.000 km do centro). Naquele momento a temperatura é  apenas metade do seu valor central e a densidade cai para cerca de 20 g / cm ³.

Em estrelas como o Sol a combustão nuclear tem lugar através de um processo de três passos chamado de próton-próton ou cadeia pp. Na primeira etapa dois prótons colidem para produzir um deutério, um pósitron e um neutrino. Na segunda etapa um próton colide com um deutério para produzir um núcleo de hélio-3 e um raio-gama. Na terceira etapa dois núcleos de hélio-3 colidem para produzir um núcleo de hélio-4 normal com o lançamento de dois prótons.

Neste processo de fusão de hidrogênios para formar hélio, as reações nucleares produzem partículas elementares chamadas neutrinos. Estas partículas elusivas passam através das camadas sobrepostas do Sol e, com algum esforço, podem ser detectadas aqui na Terra. O número de neutrinos que detectamos é apenas uma fração do número que esperávamos. Este problema da falta de  neutrinos foi um dos grandes mistérios da astronomia solar, mas agora parece estar resolvido pela descoberta da massa do neutrino.

Zona Radiativa  

A zona radiativa estende-se da borda exterior do núcleo para a camada de interface ou tachocline na base da zona de convecção (de 25% da distância à superfície a 70% dessa distância). A zona radiativa é caracterizada pelo método de transporte de energia - a radiação. A energia gerada no núcleo é transportada pela luz (fótons) que se alterna entre  partículas através da zona radiativa.Embora os fótons viagem à velocidade da luz, eles saltam tantas vezes através deste material denso que um fóton individual leva cerca de um milhão de anos para finalmente alcançar a camada de interface. A densidade das gotas que é de 20 g / cm ³ (sobre a densidade do ouro) cai para 0,2 g / cm ³ (menos que a densidade da água) a partir da base para o topo da zona radiativa. A temperatura cai de 7.000.000°C para 2.000.000 °C à mesma distância.

A camada de interface (Tachocline)

A camada de interface encontra-se entre a zona radiativa e a zona de convecção. Os movimentos de fluidos encontrados na zona de convecção desaparecem lentamente a partir do topo dessa camada para seu fundo, onde as condições correspondem aos da zona calma radiativa. Esta fina camada tornou-se mais interessante nos últimos anos, pois mais detalhes foram descobertos sobre ela. Acredita-se agora que o campo magnético do Sol é gerado por um dínamo magnético nesta camada. As mudanças nas velocidades de fluxo de fluido através da camada (fluxos de cisalhamento) podem esticar linhas do campo de força magnético e torná-los mais fortes. Esta mudança na velocidade do fluxo dá a esta camada o seu nome alternativo - a tachocline. Também parece haver mudanças bruscas na composição química através desta camada.

A Zona de Convecção

A zona de convecção é a camada mais externa do interior solar. Se estende a partir de uma profundidade de 200.000 km até a superfície visível. Na base da zona de convecção a temperatura é de 2.000.000°C. Esta é "fria" o suficiente para os íons mais pesados ​​(como carbono, nitrogênio, oxigênio, cálcio e ferro) captar alguns de seus elétrons. Isso torna o material mais opaco para tornar mais difícil a passagem da radiação. Estas armadilhas de calor acaba tornando o líquido instável e ele começa a "ferver" ou convectar.A convecção ocorre quando o gradiente de temperatura (a taxa com que a temperatura cai com a altura ou o raio) é maior do que o gradiente adiabático (a taxa com que a temperatura cai se um volume de material fosse mais elevado movido sem a adição de calor). Quando isso ocorre um volume de material deslocado para cima será mais quente que seu entorno e vai continuar a subir ainda mais. Estes movimentos convectivos transportam calor muito rapidamente para a superfície. O líquido se expande e se resfria à medida que sobe. Na superfície visível a temperatura cai para 5.700 K e a densidade é apenas de 0,0000002 g / cm³ (cerca de 1 / 10. 000 a densidade do ar ao nível do mar). Os movimentos convectivos em si são visíveis na superfície como grânulos e supergrânulos.