Fluxul termic in interiorul stelelor

In interiorul unei stele, gazele fierbinti din fiecare regiune emit caldura in toate directiile. Caldura curge in fiecare regiune, de la gazele fierbinti aflate deasupra si dedesubt, iar energia poate fi de asemenea generata prin reactii nucleare (daca regiunea se afla aproape de centrul stelei) sau prin contractie gravitationala. Toate aceste fluxuri de energie trebuie sa se echilibreze intr-un anumit fel, altfel regiunea s-ar incalzi si s-ar extinde, sau s-ar raci si s-ar contracta. In mod specific, trebuie sa existe un flux termic net din regiunile mai joase catre cele superioare – fluxul termic trebuie sa fie egal cu rata la care caldura se pierde la suprafata, dupa scaderea energiei generate in straturile situate mai aproape de suprafata.

Daca te-ai afla in interiorul unei stele, nu ai sti incotro e “sus”, deoarece ai putea vedea doar pana la o mica distanta prin gaze, iar conditiile ar fi aproape aceleasi in intreaga regiune pe care ai putea sa o vezi. In aceste conditii, lumina ar curge in sus numai daca se intampla ca aceasta sa vina in cantitate mai mare din straturile de jos, decat din straturile superioare. Deoarece nu exista nicio modalitate de a sti incotro e “sus” (si chiar daca ar exista, atomilor care alcatuiesc plasma din interiorul unei stele nu le-ar pasa de asta), acest lucru presupune ca fiecare strat trebuie sa fie mai stralucitor decat stratul de deasupra sa. De fapt, daca definim un “strat” ca fiind distanta pana la care putem vedea prin gaz (privind in sus sau in jos), atunci in partea de jos a fiecarui strat, gazul trebuie sa fie mai stralucitor decat in partea de sus.

Fluxul termic in interiorul unei stele – nucleul radiativ

In partile interioare ale unei stele, caldura curge catre exterior prin difuzia fotonilor de lumina (aici lumina reprezinta orice fel de radiatii electromagnetice, fie ca este vorba de lumina vizibila, sau radiatiile invizibile, ca ultravioletele si razele x). In acest caz, difuzia se refera la faptul ca fotonii de lumina pot trece prin gaz doar pe o distanta scurta inainte de fi dispersati (inainte de a ricosa) sau absorbiti de particulele de gaz. Mai ales in interiorul profund, acestia sunt imprastiati de electroni, astfel incat, procesul de difuzie a luminii este numit uneori “imprastiere de electroni”.

Dupa ce un foton este dispersat de catre un electron, acesta cel mai probabil se va indrepta intr-o directie complet diferita de directia initiala, si ar putea chiar sa aiba o energie putin diferita , ca rezultat al impartirii unei parti din energia sa cu electronul (sau invers). Deoarece fotonii nu ajung prea departe in directia initiala inainte de a fi dispersati (o distanta egala cu grosimea unui “strat” prin care trec fotonii, care este mai mica decat 2,5 centimetri), acestia reusesc treptat sa ajunga in locuri diferite, in ceea ce este descris uneori ca fiind o plimbare aleatoare. Acest proces incetineste fluxul de radiatii cu o valoare proportionala cu numarul de pasi implicati. Daca lumina se poate deplasa in intreaga regiune fara a fi dispersata, atunci va dura foarte putin timp ca acest lucru sa se intample (adica, viteza luminii impartita la distanta implicata, care este o perioada de timp foarte scurta, chiar si pentru cele mai mari straturi). Cu toate acestea, daca distanta este de 100 x distanta pe care lumina o poate parcurge intr-un singur pas, atunci lumina va suferi 10 000 de dispersari inainte de a trece prin intreaga regiune si va fi incetinita de o suta de ori.

Deoarece numarul de pasi de la suprafata unei stele pana in centrul sau este de cateva trilioane, atunci luminii ii ia de cateva trilioane de ori mai mult timp sa iasa din stea, decat daca ar putea iesi direct din nucleu la suprafata. In cazul soarelui, luminii i-ar trebui mai putin de 3 secunde sa faca acest drum, cu viteza luminii, insa, deoarece este incetinita de peste un trilion de ori, dureaza peste un milion de ani ca aceasta sa ajunga din centru pana la suprafata. Acest lucru inseamna ca, in orice moment, exista lumina si caldura in valoare de peste un milion de ani captiva in interiorul soarelui – aceasta cantitate uriasa de radiatie captiva este cea care ii permite gazului sa mentina temperaturile uriase pe care le are si ii ofera presiunea necesara pentru a-si sustine propria greutate (care este de cateva zeci de milioane de ori mai mare decat greutatea Pamantului, luand in considerare atat masa, cat si gravitatia soarelui).

Daca dureaza atat de mult ca lumina sa iasa in afara stelei, v-ati putea astepta ca dupa un timp, energia medie a particulelor de gaz sa devina egala cu energia medie a fotonilor, iar gama de energii ale particulelor ar fi comparabila cu gama de energii fotonice. Cu toate acestea, energia particulelor de gaz este direct proportionala cu temperatura gazului prin care trece lumina, astfel ca, daca temperatura gazului este mai mare, atunci energia medie a fotonilor care trec prin acesta va fi de asemenea mai mare. Insa, asa cum descrie legea lui Planck, energia fotonilor este invers proportionala cu lungimea de unda a luminii. Rezumand cele de mai sus, daca energia medie a fotonilor este egala cu energia medie a particulelor de gaz, energia medie a particulelor de gaz este proportionala cu temperatura, iar energia fiecarui foton este invers proportionala cu lungimea sa de unda, atunci rezultatul este: temperatura gazului este invers proportionala cu lungimea de unda medie a spectrului sau.

Fluxul termic in regiunile exterioare ale unei stele

Pana acum am vorbit despre regiunile aflate adanc in interiorul unei stele, unde radiatia se deplaseaza dintr-o regiune in alta, prin difuzia fotonilor individuali. Aceasta regiune este numita nucleul radiativ al stelei (exista si o regiune mai mica, unde are loc fuziunea nucleara a stelei, care este numita uneori miezul nuclear). Cu toate acestea, in apropiere de exteriorul stelei, lucrurile ar putea functiona diferit, deoarece exista un alt factor care ar putea intra in joc.

Asa cum am mentionat mai sus, fotonii pot fi dispersati sau absorbiti de particulele de gaz. Electronii, care reprezinta mai bine de jumatate din toate particulele din interiorul unei stele, si alte nuclee goale, care reprezinta toate celelalte particule din interiorul stelei, nu pot absorbi fotonii cu adevarat. Tot ceea ce pot face acestia este sa “arunce” fotonii in directii aleatorii si, ocazional, sa faca schimb de energie cu ei. Totusi, in regiunile mai reci din apropierea suprafetei unei stele, ar putea exista atomi sau ioni care au unul sau mai multi electroni atasati de nucleele lor, in ciuda temperaturilor relativ ridicate. Acest lucru este valabil mai ales in cazul atomilor cu mai multi electroni, cum ar fi siliciul, fierul sau oxigenul.

In regiunile exterioare, aproape de suprafata stelei, aceste particule ar putea avea sansa de a absorbi energia unui foton si, intr-un fel sau altul, de a o pastra pentru o scurta perioada de timp. In cele din urma, particulele ar renunta la energia absorbita, fie sub forma unui foton similar, fie sub forma unor fotoni cu o energie mai scazuta. Perioada de timp dintre absorbtie si emisiile ulterioare este foarte scurta. Totusi, deoarece lumina calatoreste atat de repede, chiar daca energia este pastrata pentru o milionime de secunda, aceasta poate bloca sau incetini fluxul exterior de lumina cu pana la cateva milioane de dispersii individuale. Drept rezultat, desi cantitatea de absorbtie este mica, acest lucru poate creste opacitatea si poate incetini lumina in mod semnificativ.

Valabilitatea acestui lucru depinde de densitatea gazului din regiune, unde temperatura este indeajuns de scazuta incat sa aiba loc absorbtia. Daca steaua este uriasa si destul de fierbinte, atunci regiunea din apropierea suprafetei (care ar fi indeajuns de rece pentru ca absorbtia sa aiba loc) este atat de intinsa si are o densitate atat de mica, incat opacitatea gazului este foarte scazuta. Astfel, orice opacitate suplimentara adaugata de absorbtie nu este prea importanta si nu se intampla nimic (doar lumina incetineste putin). Insa, daca steaua este mai mica sau mai rece (astfel incat regiunea care este indeajuns de rece pentru absorbtie ajunge mai adanc in centrul stelei, iar densitatea regiunii unde absorbtia este semnificativa este mai mare), absorbtia suplimentara ar putea deveni destul de importanta si ar putea cauza un efect secundar interesant (un amestec vertical sau o convectie a gazelor, intr-o regiune numita plic de convectie).

Densitatea straturilor – un factor important

Daca acea convectie are loc sau nu depinde de cat de repede trebuie sa creasca temperatura, pe masura ce patrunzi mai adanc in interior, pentru a determina lumina din interiorul stelei sa circule prin gaz la o rata egala cu luminozitatea de la suprafata stelei. Supergigantele albastre sunt de 20 de ori mai mari decat soarele nostru, ceea ce inseamna ca volumul lor este de aproape 10 000 de ori mai mare decat al soarelui. Asemenea stele sunt de cateva zeci de ori mai masive decat soarele, insa au densitatea de pana la 100 de ori mai mica decat a soarelui. In apropiere de suprafata, in loc sa fie de cateva sute de ori mai putin dense decat aerul de la suprafata Pamantului, acestea sunt de cateva sute de mii de ori mai putin dense. La jumatatea distantei dintre suprafata si centru, in loc sa fie mai dense decat apa, acestea abia daca sunt putin mai dense decat aerul obisnuit. Si, chiar si in centru, unde soarele este de peste 100 de ori mai dens decat apa, asemenea stele abia ating densitatea apei.

Intrucat asemenea stele au densitati atat de mici, este usor pentru lumina creata in interiorul lor sa curga din strat in strat si, pe masura ce mergi catre centru, temperatura creste relativ lent (cam 3 grade Kelvin pe kilometru). In nucleu, temperaturile trebuie sa fie uriase pentru a se produce fuziunea termonucleara care le sustine luminozitatea (intre 30 si 40 de milioane de grade Kelvin), iar aceste stele sunt atat de mari incat, chiar daca temperatura creste lent, aceasta tot poate ajunge sa fie extrem de ridicata in centru. In timp ce o asemenea stea are un gradient de temperatura de numai 3 grade Kelvin pe kilometru, gradientul de temperatura al soarelui este de 30 de grade Kelvin pe kilometru. Acest lucru se datoreaza faptului ca, in cazul soarelui, gazul este mult mai dens, prin urmare este mult mai dificil ca lumina sa treaca prin fiecare strat in parte.

Fluxul termic circula catre exterior numai prin difuzia fotonilor dintr-un loc in altul. Insa, pe masura ce ne deplasam de la stele fierbinti la stele mai reci si mai dense, gradientul real de temperatura din regiunile exterioare creste, iar in regiunile din apropierea suprafetei (unde densitatea si opacitatea sunt indeajuns de ridicate pentru a forta un amestec) se formeaza plicuri de convectie. Pe masura ce ajungem la stele tot mai reci si mai dense, plicul de convectie creste, ajungand tot mai departe in interiorul stelei, iar in cazul celor mai reci si mai dense stele, plicul ajunge chiar pana la nucleul stelei.