Zona radiativa

La zona radiativa è uno strato interno delle stelle dove l'energia è trasportata principalmente verso l'esterno per mezzo della radiazione e della conduzione termica, piuttosto che per convezione.^[1] L'energia viaggia attraverso la zona radiativa sotto forma di fotoni dello spettro elettromagnetico.

Nella zona radiativa la materia è così densa che i fotoni sono in grado di percorrere solo brevi distanze prima di essere assorbiti o diffusi da un'altra particella, spostandosi così verso lunghezze d'onda maggiori. Per questo i raggi gamma impiegano in media 171 000 anni dal momento della partenza nel nucleo solare e fino all'uscita dalla zona radiativa. In questo percorso la temperatura del plasma scende dai 15 milioni di kelvin in prossimità del nucleo, a un milione e mezzo di kelvin alla base della zona di convezione.^[2]

Solo i neutrini, che interagiscono poco con la materia, riescono ad attraversare la zona radiativa alla velocità della luce.

Gradiente di temperatura modifica

In una zona radiativa il gradiente di temperatura, cioè la variazione della temperatura (T) in funzione del raggio (r), è dato da:

{\frac {{\text{d}}T(r)}{{\text{d}}r}}\ =\ -{\frac {3\kappa (r)\rho (r)L(r)}{(4\pi r^{2})(16\sigma _{B})T^{3}(r)}}

dove κ(r) è l'opacità ottica, ρ(r) è la densità di materia, L(r) è la luminosità e σ_B è la costante di Stefan-Boltzmann.^[1]

Pertanto l'opacità (κ) e il flusso radiativo entro un dato strato di una stella, sono fattori importanti nel determinare quanto la diffusione radiativa sia efficace nel trasportare l'energia. Un'alta opacità o un'alta luminosità possono causare un elevato gradiente termico, collegato a un flusso di energia lento. Gli strati dove la convezione è più efficace della diffusione nel trasporto di energia, causando un più ridotto gradiente termico, diventano una zona di convezione.^[3]

Il Sole modifica

Nel Sole la zona radiativa si estende da circa il 30% fino al 70% del raggio, cioè dal nucleo solare fino al confine con la zona convettiva, per una lunghezza totale di circa 450 000 km. Tuttavia anche il nucleo solare è una zona radiativa.^[1]

La zona convettiva e la zona radiativa sono separate dal tachocline.

Note modifica

^ ^a ^b ^c Sean G. Ryan e Andrew J. Norton, Stellar Evolution and Nucleosynthesis, Cambridge University Press, 2010, p. 19, ISBN 978-0-521-19609-3.
^ Linda T. Elkins-Tanton, The Sun, Mercury, and Venus, Infobase Publishing, 2006, p. 24, ISBN 0-8160-5193-3.
^ Francis LeBlanc, An Introduction to Stellar Astrophysics, 1st, John Wiley and Sons, 2010, p. 168, ISBN 978-1-119-96497-1.

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[ryan_norton2010-1] Sean G. Ryan e Andrew J. Norton, Stellar Evolution and Nucleosynthesis, Cambridge University Press, 2010, p. 19, ISBN 978-0-521-19609-3.

[elkins_tanton2006-2] Linda T. Elkins-Tanton, The Sun, Mercury, and Venus, Infobase Publishing, 2006, p. 24, ISBN 0-8160-5193-3.

[leblanc2010-3] Francis LeBlanc, An Introduction to Stellar Astrophysics, 1st, John Wiley and Sons, 2010, p. 168, ISBN 978-1-119-96497-1.

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