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 (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. 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 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 da região radiativa, 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.

(O núcleo e as regiões radiativa e convectiva do Sol.)

Podemos agora pensar no que se passa com as estrelas na sequência principal menos maciças 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 restrutura 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 a transferência de energia dá-se quase exclusivamente por convecção, desde o núcleo até à fotosfera. Uma movimentação tão vigorosa do plasma produz dá origem a uma actividade magnética muito intensa com grandes manchas estelares e “flares” intensos, 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. Por exemplo, a estrela alfa da constelação da Coroa Boreal, Alphecca ou Gemma, é binária. A primária, uma estrela de tipo A semelhante a Vega ou Sirius, é orbitada em cada 17 dias por uma estrela de tipo G muito jovem e activa e que é uma fonte de intensos raios X. À medida que envelhecem na sequência principal, a zona convectiva destas estrelas torna-se menos profunda (e a velocidade de rotação diminui) reduzindo a actividade magnética.

(Uma estrela de tipo solar jovem com uma actividade magnética intensa.)

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” que descrevi neste artigo. 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).

(As reacções do “ciclo-CNO”. Crédito: Wikipédia.)

O ciclo começa com um núcleo de carbono-12 e um protão. 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. 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. No resto da estrela, a vasta maioria do seu volume, a energia é transferida pela radiação até à fotosfera. Os interiores destas estrelas são tão calmos que em algumas destas estrelas alguns elementos como metais e terras raras são levitados até à fotosfera por acção da radiação e de campos magnéticos intensos. A figura seguinte resume as diferentes estruturas internas que podem ser observadas nas estrelas da sequência principal.

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