COSMOLOGIA
Volume 1, Edição 8
A Transferência de Energia nas Estrelas (cont.)
O
tipo de processo responsável pela
que o Sol. À medida que a massa da estrela dimi-
transferência de energia depende fun-
nui, o seu tipo espectral atravessa os tipos G, K e
damentalmente da densidade do gás
finalmente M. A diminuição da massa tem outra
(plasma) e da forma como varia a temperatura do
consequência que é a diminuição da temperatura
centro da estrela até à fotosfera. Em estrelas
do núcleo da estrela. O resultado é surpreenden-
como o Sol, com uma temperatura nuclear na
te em termos da restrutura interna da estrela. A
ordem dos 14 milhões de Kelvin, a transferência
zona radiativa, que no Sol ocupa 70% do seu raio,
de energia é feita por dois processos distintos. Do
encolhe cada vez mais à medida que a temperatu-
núcleo até cerca de 70% do raio do Sol, existe
ra no núcleo diminui até que desaparece por
uma zona “radiativa” em que a energia é transfe-
completo em estrelas com cerca de 50% da massa
rida através do fluxo de fotões de alta energia,
do Sol. Assim, nas estrelas de tipo M a transferên-
raios gama e X provenientes do núcleo, que trans-
cia de energia dá-se quase exclusivamente por
ferem parte da sua energia para as partículas e
convecção, desde o núcleo até à fotosfera. Uma
núcleos atómicos que formam o plasma desta
movimentação tão vigorosa do plasma produz dá
região. A densidade nesta região, apesar de bas-
origem a uma actividade magnética muito intensa
tante inferior à do núcleo, é suficientemente ele-
com grandes manchas estelares e “flares” inten-
vada para fazer a vida difícil aos fotões que ten-
sos, fenómenos típicos das estrelas deste tipo
tam chegar à fotosfera solar. De facto, em média,
espectral. Também as estrelas jovens semelhan-
um fotão demora cerca de 3 milhões de anos a
tes ao Sol no início da sua vida na sequência prin-
atravessar esta região até transferir a sua energia
cipal têm regiões convectivas mais profundas o
para o plasma da região adjacente. Por cima da
que, em parte, explica a sua maior actividade
região radiativa, nos 30% mais exteriores do raio
magnética. Por exemplo, a estrela alfa da conste-
solar, existe uma região “convectiva” em que a
lação da Coroa Boreal, Alphecca ou Gemma, é
energia é transferida através da colisão entre áto-
binária. A primária, uma estrela de tipo A seme-
mos, resultando em movimentos de convecção
lhante a Vega ou Sirius, é orbitada em cada 17
do plasma. O plasma, aquecido pela radiação que
dias por uma estrela de tipo G muito jovem e acti-
chega da região radiativa, sobe em direcção à
va e que é uma fonte de intensos raios X. À medi-
fotosfera arrefecendo na viagem e voltando a
da que envelhecem na sequência principal, a zona
afundar-se subsequentemente. É um processo
convectiva destas estrelas torna-se menos pro-
semelhante ao que observamos quando fervemos
funda (e a velocidade de rotação diminui) redu-
água numa panela no fogão.
zindo a actividade magnética.
Podemos agora pensar no que se passa com as
No outro sentido da sequência principal, no senti-
estrelas na sequência principal menos maciças
do das massas mais elevadas, acontece algo mais
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