Do Núcleo à Superfície — A Transferência de Energia nas Estrelas

A energia produzida pelas reacções nucleares no interior de uma estrela tem o papel fundamental de mantê-la em equilíbrio hidrostático, suportando o peso das suas camadas exteriores. Mas como é que a energia libertada no núcleo chega ao resto da estrela?

O tipo de processo responsável pela transferência de energia depende fundamentalmente da densidade do gás ionizado (plasma) e da forma como varia a temperatura do centro da estrela até à fotosfera. Em estrelas como o Sol, com uma temperatura nuclear na ordem dos 14 milhões de Kelvin, a transferência de energia é feita por dois processos distintos.

As regiões radiativa e convectiva do Sol.

Do núcleo até cerca de 70% do raio do Sol, existe uma zona “radiativa” em que a energia é transferida através do fluxo de fotões de alta energia, raios gama e X provenientes do núcleo, que transferem parte da sua energia para as partículas e núcleos atómicos que formam o plasma desta região. A densidade nesta região, apesar de bastante inferior à do núcleo, é suficientemente elevada para fazer a vida difícil aos fotões que tentam chegar à superfície (fotosfera) solar. De facto, em média, um fotão demora cerca de 3 milhões de anos a atravessar esta região até transferir a sua energia para o plasma da região adjacente.

Por cima da região radiativa, nos 30% mais exteriores do raio solar, existe uma região “convectiva” em que a energia é transferida através da colisão entre átomos, resultando em movimentos de convecção do plasma. O plasma, aquecido pela radiação que chega do interior, sobe em direcção à fotosfera arrefecendo na viagem e voltando a afundar-se subsequentemente. É um processo semelhante ao que observamos quando fervemos água numa panela no fogão.

Células de convecção na superfície solar trazem plasma aquecido no interior até à superfície, onde liberta parte da energia que transporta. Neste processo, o plasma arrefece e afunda-se de novo. O tamanho típico de uma destas células é de 1500 quilómetros! Crédito: Swedish Solar Telescope (SST).

Podemos agora pensar no que se passa com as estrelas na sequência principal menos maciças do que o Sol. À medida que a massa da estrela diminui, o seu tipo espectral atravessa os tipos G, K e finalmente M. A diminuição da massa tem outra consequência que é a diminuição da temperatura do núcleo da estrela. O resultado é surpreendente em termos da estrutura interna da estrela. A zona radiativa, que no Sol ocupa 70% do seu raio, encolhe cada vez mais à medida que a temperatura no núcleo diminui até que desaparece por completo em estrelas com cerca de 50% da massa do Sol.

Assim, nas estrelas de tipo M, também chamadas de “anãs vermelhas”, a transferência de energia dá-se quase exclusivamente por convecção, desde o núcleo até à fotosfera. Uma movimentação tão vigorosa do plasma produz uma actividade magnética muito intensa com grandes manchas estelares e erupções intensas, fenómenos típicos das estrelas deste tipo espectral. Também as estrelas jovens semelhantes ao Sol no início da sua vida na sequência principal têm regiões convectivas mais profundas o que, em parte, explica a sua maior actividade magnética. À medida que envelhecem, a zona convectiva torna-se menos profunda (e a velocidade de rotação diminui) reduzindo a actividade magnética.

O tipo espectral (e portanto a temperatura superficial) de uma estrela na sequência principal depende quase exclusivamente da sua massa. Massas elevadas correspondem a estrelas muito quentes e luminosas como as de tipo B e O. Massas pequenas às “frias” estrelas de tipo K e M. O Sol, e a maior parte das estrelas que observamos no céu nocturno, apresentam uma gama intermédia de temperaturas, correspondendo ao tipos espectrais G, F e A. Crédito: Wikipedia.

No outro sentido da sequência principal, no sentido das massas mais elevadas, acontece algo mais interessante ainda. Estrelas como o Sol e menos maciças transformam hidrogénio em hélio quase exclusivamente pela “cadeia protão-protão”. No entanto, para massas a partir de 1.3 vezes a massa do Sol, uma outra sequência de reacções torna-se dominante: o “ciclo CNO”. Este conjunto de reacções utiliza núcleos de carbono (C), nitrogénio (N) e oxigénio (O) como “catalizadores” na produção de núcleos de hélio. A figura seguinte mostra a sequência de reacções em causa (há outras variantes com peso inferior na produção de hélio ou mais importantes em estrelas muito maciças, com núcleos muito quentes).

O Ciclo CNO. Crédito: Wikipedia.

O ciclo começa com um núcleo de carbono-12 e um protão (na imagem, em cima, ao centro). Notem como o produto (do lado direito da seta) de cada passo é utilizado no passo seguinte, em cadeia, até que no passo final o produto é um núcleo de hélio e um átomo de carbono-12, o catalizador com que iniciamos a sequência e que pode portanto ser re-utilizado. Nos passos 2 e 5 os núcleos de nitrogénio-13 e oxigénio-15, respectivamente, são radioactivos e decaem ao fim de pouco tempo libertando positrões (a antipartícula do electrão), neutrinos e um fotão gama. Nos restantes passos também se dá a adição de um protão (4 protões no total, nos passos 1, 3, 4, e 6). Nestes casos a energia libertada através de um fotão gama corresponde à energia de ligação libertada na formação dos novos núcleos.

A eficiência energética dos processos “cadeia protão-protão” (linha verde) e “ciclo-CNO” (linha azul). A partir dos 17 milhões de Kelvin, o ciclo-CNO torna-se dominante e cresce rapidamente em eficiência. O processo “triplo-Alfa” (linha vermelha) transforma hélio em carbono e não ocorre na sequência principal. Crédito: Wikipédia.

O “ciclo CNO” tem uma eficiência que é extremamente sensível à temperatura nuclear. Assim, a sequência de reacções torna-se possível aos 13 milhões de Kelvin (sim, o núcleo do Sol é mais quente e por isso 1.7% do hélio nele produzido provém deste ciclo — não parece na figura). A partir de temperaturas nucleares de 17 milhões de Kelvin o “ciclo-CNO” torna-se mais eficiente que a “cadeia protão- protão” e esta transição dá-se na sequência principal para estrelas com 1.3 vezes a massa solar. As consequências na estrutura interna destas estrelas são interessantes: as zonas radiativas e convectivas invertem as suas localizações. Uma tal estrela tem uma zona nuclear em que a energia é transferida de forma muito eficiente por convecção. As reacções do “ciclo-CNO” no núcleo fazem com que a temperatura nas zonas adjacentes diminua rapidamente transformando o resto da estrela numa enorme zona radiativa, calma e em equilíbrio térmico.

Transferência de energia por processos radiativos e convectivos em estrelas de massas distintas. Crédito: Pearson Education Inc.

Assim, por exemplo, uma estrela de tipo A na sequência principal como Sirius tem uma pequena zona nuclear em que energia produzida pelo “ciclo-CNO”, muito eficiente, é transferida por convecção para as regiões adjacentes. O núcleo convectivo funciona como um dínamo gerando um intenso campo magnético. No resto da estrela, a vasta maioria do seu volume, a energia é transferida pela radiação até à fotosfera. Os seus interiores são tão calmos que em algumas delas elementos como metais e terras raras são levitados até à fotosfera por acção da radiação e de campos magnéticos intensos.

Este artigo foi originalmente publicado no blog AstroPT.

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