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DE ONDE VEM A ENERGIA DAS ESTRELAS?

O Sol, nossa fonte de luz e calor (e portanto vida), é a estrela mais próxima de nós e a que melhor conhecemos. Por estar a "apenas" 150 milhões de quilômetros, o seu estudo se torna mais acessível e todos os conhecimentos adquiridos podem ser usados no estudo de estrelas mais distantes.


Uma estrela é basicamente composta por um gás incandescente cuja fonte de energia é a fusão termonuclear que ocorre em seu núcleo.



Estrutura interna do Sol. Imagem disponível em: https://www.todamateria.com.br/sol/


O sol, por exemplo, pode ser dividido basicamente em seis regiões:

  • Núcleo, com temperatura média de 10 milhões de Kelvin e 175.000 km de raio.

  • Zona Radioativa, onde a energia flui por radiação, possui raio de 300.000 km e seu limite exterior com temperaturas de até 2 milhões de Kelvin.

  • Zona Convectiva, onde a energia flui por convecção, com diâmetro aproximado de 200.000 km.

  • Fotosfera, camada visível do Sol, com temperaturas em torno de 5875 K e com 330 km de espessura.

  • Cromosfera, com cor avermelhada, é visível durante os eclipses solares totais, estende-se até 10 mil km acima da fotosfera e sua temperatura aumenta com a altura, com valor médio de 15 mil K.

  • Coroa, constituída por átomos de ferro, níquel, neônio e cálcio, altamente ionizados, indicando que sua temperatura necessariamente precisa ser alta, em torno de 1 milhão de K. Possui brilho muito fraco se comparado à fotosfera, portanto só é observada em eclipses solares totais.


A energia produzida no Sol que chega à Terra é tão grande que equivale à aproximadamente 14 lâmpadas de 100W iluminando 1 m² (constante solar = 1367,5 W/m²). Mas qual a fonte de tanta energia? Inicialmente se achava que o Sol era movido à combustível tradicional, porém todas a reservas que caberiam dentro do Sol retornavam um tempo de queima entre 6.000 e 10.000 anos. Outra hipótese era a de que a gravidade agia comprimindo a estrela sobre o próprio núcleo, transformando energia gravitacional em térmica e luminosa. Essa teoria daria um tempo de vida para o Sol de 20 a 100 milhões de anos, muito maior que a do combustível tradicional, porém insuficiente frente aos dados geológicos e evolucionistas já conhecidos na época. Em 1920, Arthur Eddington fundou a teoria moderna da estrutura estelar, onde uma pressão interna contrabalança o peso das camadas superiores, o que deixa a estrela estabilizada por vários bilhões de anos.





Ganhador do prêmio Nobel em 1967, pelo seu trabalho sobre a energia nas estrelas, Hans A. Bethe mostrou em detalhes como quatro prótons poderiam ser unidos e transformados em um núcleo de Hélio, liberando a energia sugerida por Eddington.

O núcleo de uma estrela tem energia suficiente para manter a fusão de elementos leves, onde a energia é liberada pela diferença de massa entre os núcleos envolvidos. No caso do Sol, com temperaturas de 10 Milhões de Kelvin (0°C = 273,15 Kelvin) em seu interior, o ciclo próton-próton é dominante. Nesse caso, a energia liberada pela reação é igual a diferença de massa dos quatro núcleos iniciais e a massa total do núcleo de Hélio, ou partícula Alfa, que é o resultado final da reação. A diferença na energia de ligação é ∆ mc² = 26, 371 MeV, o que corresponde a uma diminuição de 0,71% da massa inicial. A energia total por reação, onde Q = ∆ mc² - ѵe,(0,263 MeV), para ѵe sendo o neutrino do elétron, é Q = 26,20 MeV.


Para estrelas com temperatura interna de 18 milhões de Kelvin, o ciclo CNO é dominante. Nesse tipo de reação, a queima de Hidrogênio se dá usando Carbono e Nitrogênio como catalisadores. A energia média liberada por essa reação é de Q = 25,02 MeV. Outro tipo de reação, agora para temperaturas acima de 10 bilhão de Kelvin, é a reação Triplo-α. Nessa reação são fundidos três núcleos de Hélio em um núcleo de Carbono, liberando uma energia Q = 7,367 MeV. Quando temos estrelas com mais de 10 massas solares, a temperatura interior chega a 5 – 10 x10 bilhões de Kelvin, temos a queima do carbono, onde são gerados Neônio, Silício, Oxigênio e Magnésio. Essas reações continuam conforme o tamanho da estrela e, consequentemente, sua temperatura aumenta. Neônio reage e transmuta em O e Mg, em temperaturas superiores a 12 bilhões de Kelvin K. Oxigênio queima e produz Si, S e P em temperaturas de 15 bilhões de Kelvin. Silício produz os elementos entre o Níquel e o Ferro, para temperaturas de 27 bilhões de Kelvin. Após sintetizar Fe em seu núcleo, as estrelas pode ter diferentes fins. Podem comprimir-se em Anãs Brancas, explodir em Supernovas e, se tiverem massa suficiente, virarem Buracos Negros.



Fonte:

http://www.prof2000.pt/users/angelof/af16/ts_sol/bigsol23.htm  http://astro.if.ufrgs.br/esol/esol.htm

http://ecologicalview.blogspot.com.br/2010/09/nuclear-energy-is-it-worth-it.html

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