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 | modifica wikitesto]
In una zona radiativa il gradiente di temperatura, cioè la variazione della temperatura (T) in funzione del raggio (r), è dato da:
dove κ(r) è l'opacità ottica, ρ(r) è la densità di materia, L(r) è la luminosità e σB 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 | modifica wikitesto]
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 | modifica wikitesto]
- ^ 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.
