O Interior do Sol

A metade superior do Sol consiste de três áreas principais: o núcleo e as zonas radiativa e convectiva.

Núcleo
O núcleo começa no centro e ocupa 25% do raio de circunferência do Sol. Ali, a gravidade puxa toda a massa para o interior e cria uma pressão intensa. A pressão é forte o bastante para forçar os átomos de hidrogênio a se unirem em reações de fusão nuclear. Quatro átomos de hidrogênio se combinam para criar hélio-4 e energia em várias etapas:

1. dois prótons se combinam para formar um deutério (um átomo de hidrogênio com um nêutron), um pósitron (semelhante a um elétron, mas com carga positiva) e um neutrino;
2. um próton e um átomo de deutério se combinam para formar um átomo de hélio 3 (dois prótons com um nêutron) e um raio gama;
3. dois átomos de hélio 3 se combinam para formar um hélio 4 (dois prótons e dois nêutrons) e dois prótons.

Essas reações são responsáveis por 85% da energia do sol, os outros 15% vêm das seguintes reações:

1. um hélio-3 e um hélio-4 se combinam para formar o berílio 7 (quatro prótons e três nêutrons) e um raio gama;
2. um berílio-7 captura um elétron para se tornar um lítio-7 (três prótons e quatro nêutrons) e um neutrino;
3. o lítio-7 se combina a um próton para formar dois átomos de hélio-4.

Os átomos de hélio-4 têm menos  massa que os quatro átomos de hidrogênio que iniciaram o processo. A diferença de massa foi convertida em energia conforme descreve a teoria da relatividade de Einstein: (E=mc²). A energia é emitida em diversas formas de luz (raio ultravioleta, raios X, luz visível, infra-vermelho, microondas e ondas de rádio). O Sol também emite partículas energizadas (neutrinos e prótons) que compõem o vento solar. Esta energia chega à Terra, aquecendo o planeta, definindo o clima e fornecendo energia para que haja vida. A maior parte da radiação solar ou do vento solar é inofensiva para nós porque a atmosfera terrestre nos protege. Segundo ilustra a Figura 2, podemos utilizar telescópios especiais que estão a bordo do satélite SOHO para ver os vários comprimentos de onda da luz que o sol emite e captar imagens para que os cientistas possam estudar.

Foto cedida pelo consórcio SOHO. O SOHO é um projeto de cooperação internacional entre a ESA e a NASA. Figura 2. Imagem composta de todos os instrumentos do SOHO. A imagem interior do Michelson Doppler Imager (MDI) ilustra os rios de plasma que estão debaixo da superfície. A imagem da superfície foi capturada com o extreme ultraviolet imaging telescope (EIT) em 304 ângstroms. Ambas as imagens foram sobrepostas em uma imagem do Large Angle Spectroscopic Coronograph (LASCO) C2, que bloqueia o Sol para que seja possível visualizar a coroa. A imagem mostra a abrangência da pesquisa do SOHO desde o interior do Sol até a coroa externa.

Zona radiativa
A zona radiativa compõe 55% do raio de circunferência do Sol, desde o núcleo. Nesta zona, a energia do núcleo é conduzida para fora pelos fótons. Depois de criado o fóton, ele viaja cerca de 1 mícron (1 milionésimo de metro) antes de ser absorvido por uma molécula de gás. Depois da absorção, a molécula de gás é aquecida e emite novamente outro fóton no mesmo comprimento de onda, esse fóton reemitido viaja mais um mícron antes de ser absorvido por outra molécula de gás e o ciclo se repete, cada interação entre fóton e a molécula de gás leva tempo. Cerca de 10²⁵absorções e reemissões acontecem nesta zona antes que o fóton chegue à superfície. Há um longo intervalo de tempo entre o fóton criado no núcleo e o que alcança a superfície.

Zona convectiva
A zona convectiva, que são os 30% finais do raio de circunferência do Sol, é dominada por correntes de condução de calor que levam a energia para o lado externo da superfície. Essas correntes de condução de calor são movimentos ascendentes de gás quente ao lado dos movimentos descendentes de gás frio, como se colocasse purpurina em uma panela de água em fervura lenta. As correntes de convecção de calor carregam fótons para o lado externo da superfície com mais velocidade do que a transferência radiativa que ocorre no núcleo e na zona radiativa. Com tantas interações ocorrendo entre fótons e moléculas de gás nas zonas radiativa e de convecção de calor, um fóton leva cerca de 100 mil a 200 mil anos para chegar à superfície!

Segue o Link da Matéria:

http://ciencia.hsw.uol.com.br/sol2.htm