La zona radiativa del Sole

La zona radiativa (o regione radiativa), è uno strato interno di una stella, come il Sole, dove l'energia viene principalmente trasportata verso l'esterno attraverso la diffusione radiativa e la conduzione termica, piuttosto che attraverso la convezione. L'energia viaggia attraverso la zona radiativa sotto forma di radiazione elettromagnetica come fotoni. All'interno della zona radiativa, la densità della materia è talmente elevata che i fotoni, le particelle di luce, riescono a percorrere solo brevi distanze prima di essere assorbiti o deviati da altre particelle. Questo processo causa un cambiamento graduale dei fotoni verso lunghezze d'onda più lunghe.

È interessante notare che i raggi gamma, generati nel nucleo del Sole, impiegano in media 171.000 anni per attraversare e uscire dalla zona radiativa. Durante questo lungo viaggio, la temperatura del plasma, ovvero del gas ionizzato, diminuisce progressivamente: parte da 15 milioni di gradi Kelvin nelle vicinanze del nucleo e arriva a 1,5 milioni di gradi Kelvin alla base della zona di convezione, che è la regione immediatamente superiore alla zona radiativa.

In termini più semplici, la zona radiativa di una stella è un luogo in cui la temperatura (T) cambia in base alla distanza dal centro della stella, ossia del raggio (r) della stella. Questo cambiamento di temperatura, noto come gradiente di temperatura, dipende da vari fattori. Uno di questi è l'opacità (k) che è quanto la materia all'interno della stella impedisce ai fotoni (particelle di luce) di passare. Un altro fattore è il flusso di radiazione, che è la quantità di energia che viene emessa dalla stella detto flusso di radiazione (L). Questi fattori sono fondamentali per determinare quanto efficace sia la diffusione radiativa nel trasportare l'energia.

Il gradiente di temperatura può essere formulato matematicamente in questo modo $$ \frac{dT(r)}{dr} = - \frac{3k(r) \rho(r) L(r) }{(4 \pi r^2)(16 \sigma_B)T^3(r)} $$ Dove dT(r) è la differenza di temperatura in base al raggio, k(r) è l'opacità, p(r) è la densità, L(r) è il flusso di radiazione o luminosità, σ_B è la costante di Stefan-Boltzmann. Ad esempio, se l'opacità (k) è alta o c'è molta energia (L) che viene emessa, il gradiente di temperatura (T) è alto. Questo significa che c'è un grande cambiamento di temperatura tra le diverse parti della stella. Questo accade perché l'energia si muove lentamente attraverso la stella, riscaldando alcune parti più di altre.

All'interno di una stella ci sono anche degli strati dove il calore viene trasportato più efficacemente attraverso un processo chiamato convezione, piuttosto che attraverso la radiazione. In queste zone di convezione (o convettiva), il gradiente di temperatura è più basso, il che significa che la temperatura cambia meno drasticamente tra le diverse parti della stella. Nel Sole la zona convettiva si trova nello strato più esterno rispetto alla zona radiativa.

Nel nostro Sole la zona radiativa si estende dal 20% fino a circa il 71% del suo raggio. Questa è la zona in cui l'energia viene trasportata principalmente attraverso la radiazione. È interessante notare che anche il nucleo del Sole è una regione in cui l'energia viene trasportata attraverso la radiazione. Tra la zona radiativa e la zona di convezione, che si trova più in superficie, c'è una regione chiamata tachocline (o tacoclina). Quest'ultima è una sorta di zona di transizione tra le due principali regioni del Sole.

La zona radiativa dipende dalla massa della stella

Le stelle della sequenza principale, quelle che producono energia attraverso la fusione dell'idrogeno nel loro nucleo, presentano delle differenze nella struttura interna a seconda della loro massa.

• Fino a 0,3 volte la massa del Sole
  Le stelle che hanno una massa inferiore a circa 0,3 volte quella del nostro Sole, sono completamente dominate da un processo chiamato convezione. Questo significa che non hanno una "zona radiativa", ovvero una regione in cui l'energia viene trasportata principalmente attraverso la radiazione elettromagnetica.
• Tra 0,3 e 1,2 volte la massa del Sole
  Le stelle con una massa compresa tra0,3 a 1,2 volte la massa del Sole, hanno delle zone radiative attorno al nucleo stellare. Queste zone sono separate dalla zona di convezione sovrastante da una regione chiamata tachocline. Più aumenta la massa della stella, più grande sarà la sua zona radiativa.
• Le stelle 1,2 volte la massa del Sole
  Nelle stelle con una massa attorno a 1,2 volte quella del Sole, quasi tutta la stella è costituita dalla zona radiativa.
• Le stelle più di 1,2 volte la massa del Sole
  Se la massa della stella supera 1,2 volte quella del Sole, la regione attorno al nucleo diventa una zona di convezione e la zona radiativa si sposta più verso l'esterno. In questo caso, più la stella è massiccia, più grande è la sua zona di convezione.

In sintesi, la struttura interna di una stella e la presenza di zone radiative o convettive dipendono strettamente dalla sua massa.