O Sol produz energia por fusão nuclear em seu núcleo, onde a temperatura excede 15 milhões de kelvins. Cada fusão de quatro prótons (núcleos de hidrogênio) gera um núcleo de hélio e libera energia na forma de partículas elementares, incluindo fótons gama. No entanto, esses fótons não viajam em linha reta até a Terra. Eles começam uma longa jornada através do interior solar, denso e opaco, onde são constantemente absorvidos e reemitidos. Esse processo aleatório, chamado de caminhada aleatória radiativa, leva em média entre 10.000 e 170.000 anos para alcançar a fotosfera.
Na zona radiativa (≈ 0,2 a 0,7 raios solares), o plasma é tão denso que o caminho livre médio de um fóton é de apenas alguns milímetros a alguns centímetros. A cada interação, ele perde energia, passando gradualmente do domínio gama para o visível e o infravermelho. O fóton, portanto, não mantém sua identidade: é um fluxo contínuo de reemissões que preserva a energia global, mas não a partícula inicial.
Uma vez que atinge a fotosfera (cerca de 500 km de espessura), a matéria finalmente se torna transparente o suficiente para que o fóton possa escapar. Ele então está livre para viajar em linha reta à velocidade da luz \(c \approx 3 \times 10^8\ \mathrm{m/s}\), sem ser impedido pela matéria.
A distância média entre o Sol e a Terra é de 149.597.870 km. Assim, um fóton leva cerca de 8 minutos e 20 segundos para percorrer essa distância. Esta última etapa, embora rápida, só é possível após uma odisseia de dezenas de milhares de anos dentro do Sol. O que vemos do Sol é, portanto, informação que já é muito antiga na escala de sua produção.
Esta jornada revela a extraordinária densidade do núcleo estelar e a natureza quântica dos processos de difusão radiativa. Também nos lembra que a luz visível é apenas a ponta do iceberg da energia produzida por reações nucleares profundas e lentas. Observar o Sol, particularmente através dos neutrinos, nos permite testar essas escalas de tempo invisíveis.
Fase | Duração | Distância | Mecanismo |
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Núcleo → Zona Radiativa | 10.000 a 170.000 anos | 0,2 a 0,7 R☉ ≈ 139.268 km a ≈ 487.438 km | Difusão radiativa: emissão de fótons gama provenientes da fusão nuclear (ciclo próton-próton), seguida de um percurso aleatório devido à alta opacidade do plasma Interações principais: absorção e reemissão por íons (notavelmente Fe, H⁺, He²⁺), dispersão Compton Evolução espectral: perda gradual de energia dos fótons, passando de gama para ultravioleta |
Zona Convectiva | Alguns dias | 0,7 a 1,0 R☉ ≈ 487.438 km a ≈ 696.340 km | Convecção térmica: o plasma se torna termicamente instável, células quentes sobem e células frias descem Transporte por movimentos de massa: em vez de por fótons, é a matéria ionizada que transporta a energia Velocidade média: ≈ 1 a 2 km/s Estrutura: células convectivas granulares visíveis na superfície do Sol |
Fotosfera → Terra | 8 min 20 s | 1 UA ≈ 149.597.870 km | Propagação retilínea: os fótons visíveis escapam para o espaço sem interação significativa Velocidade constante: \( c \approx 3 \times 10^8\ \mathrm{m/s} \) Atenuações: possíveis perturbações pela atmosfera terrestre (dispersão de Rayleigh), mas não no espaço interplanetário Espectro observado: luz branca (≈ 5778 K), pico no visível (lei de Planck) |
Fontes: NASA - The Sun, ESA Helioviewer, Nature 2005 - Photon diffusion in the solar interior.
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